Objectifs et particularités de l’analyse des données

L’analyse consiste en une utilisation des outils présentés au chapitre V ainsi qu’en une généralisa-tion de la procédure utilisée aux chapitres VI et VII. La table VIII.2 résume les caractéristiques du jeu

VIII.2. MÉTHODE

Figure VIII.1 - Carte de coups du plan Galactique vu par le LAT au-dessus de 10 GeV. La carte est lissée par une Gaussienne de 0.27^◦. Les diffus Galactique et isotrope sont soustraits de la carte en fixant leur normalisation à 1 ainsi que toutes les sources extra-Galactiques dont le modèle est fixé au modèle du catalogue 1FHL. On y voit donc ressortir les sources Galactiques émettant significativement au-dessus de 10 GeV.

de données et du modèle utilisé. Mais avant de présenter les particularités de cette analyse par rapport aux autres, il est utile de définir les informations recherchées.

Pour toutes les sources détectées nous cherchons à savoir si la source TeV a une contrepartie dans les données du LAT et si cette détection/non-détection contraint les modèles d’émission et/ou la nature de la source. Pour cela, il faut chercher :

1. si le LAT observe une émission proche de la position de la source détectée au TeV, 2. si l’émission est spatialement étendue afin d’obtenir le meilleur spectre,

3. si cette émission est spectralement cohérente avec l’émission TeV,

4. si des contraintes sur les modèles existants peuvent être apportées que ce soit par une détection ou une non-détection.

CHAPITRE VIII. RECHERCHE DES NÉBULEUSES OBSERVÉES AU TEV

Sélection des données

Afin de répondre à ces questions, il faut utiliser la gamme d’énergie la plus proche de la gamme du TeV. Pour cela, seuls les photons d’énergie supérieure à 10 GeV compris dans la classe d’évène-ments "Clean" présentée au chapitre IV ont été considérés. Utiliser la gamme d’énergies supérieures à 10 GeV permet de réduire la PSF à 0.27^◦ contrairement à 6^◦ au-dessus de 100 MeV (Ackermann et al.2012a) tout en se plaçant dans la gamme d’énergie où la surface efficace est la plus importante. Cette meilleure résolution angulaire permettra d’étudier plus facilement la morphologie des sources détectées par le LAT. Enfin, cela permet aussi de s’affranchir en grande partie de l’émission diffuse Galactique et de l’émission des pulsars qui dominent le signal γ en-dessous de 10 GeV.

La PSF étant bien plus petite au-dessus de 10 GeV, il n’est pas nécessaire d’utiliser des régions d’intérêt aussi grandes que pour MSH 11−62 et HESS J1857+026. L’analyse à donc été restreinte :

– à des régions circulaires de 5^◦de rayon autour de la source TeV lors de l’étude morphologique menée avec pointlike,

– à des régions carrées de 7^◦de côté alignées avec les coordonnées Galactiques et incluses dans les régions utilisées par pointlike lors de l’analyse spectrale des sources.

Construction des modèles

Le modèle de la région se base sur les sources du catalogue 1FHL³. Ce catalogue contient les coordonnées et les paramètres spectraux de toutes les sources significativement détectées (TS > 25) au-dessus de 10 GeV en utilisant 3 ans de données. Les auteurs du catalogue 1FHL ont testé plusieurs modèles mathématiques pour ajuster le spectre de chaque source : une loi de puissance (eq. V.1) et une parabole logarithmique (eq. V.4). Ce faisant, le catalogue 1FHL a démontré qu’au-dessus de 10 GeV aucune source n’a un spectre significativement mieux décrit par une parabole logarithmique que par une loi de puissance. C’est pourquoi dans cette analyse les spectres n’ont été ajustés qu’à partir de lois de puissance.

Toutes les sources se trouvant à une distance angulaire inférieure à 10^◦sont incluses dans le mo-dèle. Seules les sources situées à moins de 2^◦de la source d’intérêt ont leur spectre réajusté. Puisque le jeu de données utilisé compte 45 mois de données au lieu des 3 ans utilisés dans le catalogue 1FHL, il est possible que certaines sources soient devenues significatives pendant les neuf mois supplémen-taires. La recherche de ces excès a conduit à rajouter cinq sources qui sont présentées en table VIII.3. Parmi ces cinq sources, trois sont coïncidentes avec des sources détectées dans le 2FGL. A posteriori, une source a été rajoutée à la position du pulsar PSR J1838−0537. L’ajout ou non de cette source influence l’analyse spatiale de la source HESS J1841−055 qui est une source très diffuse. Sachant que des pulsations ont été détectées pour cette source dans les données du LAT (Pletsch et al. 2012), cette émission est clairement associée à un pulsar et ne peut pas être due à HESS J1841−055.

Les diffus Galactique et isotrope sont inclus dans le modèle de chaque région en utilisant les modèles standards qui peuvent être trouvés sur le site internet du FSSC⁴: ring_2yearp7v6_v0.fits et isotrop_2year_P76_clean_v0.txt. Cependant l’étroitesse des régions d’intérêt ne permet pas d’ajuster les deux émissions diffuses en même temps. Aussi la composante isotrope, supposée la moins importante pour les sources Galactiques, est fixée à une normalisation de 1.

3. Catalogue de sources observées au-dessus de 10 GeV en utilisant 3 ans de données (cf chapitre V, Ackermann et al. submitted.)

4. Les modèles de fond sont disponibles à l’adresse suivante : http://fermi.gsfc.nasa.gov/ssc/data/access/ lat/BackgroundModels.html

VIII.2. MÉTHODE

Détection des sources

Si les photons γ observés par le LAT et par les télescopes ˘Cerenkov sont produits par la même population de particules accélérées, alors la morphologie observée dans ces deux gammes d’énergie devrait être reliée. Cependant, comme expliqué au chapitre III, la taille observée devrait diminuer avec l’énergie considérée. Le fait de n’utiliser que les évènements au-dessus de 10 GeV permet de se rapprocher de la gamme en énergie du TeV et de sa morphologie. C’est pourquoi dans un pre-mier temps, nous supposerons que la morphologie sera proche de celle observée par les télescopes

˘

Cerenkov. Pour juger si une source est significativement détectée, nous estimerons donc le TS_TeV comme le TS obtenu en fixant la morphologie de la source à la distribution Gaussienne observée au TeV. Dans un souci d’homogénéité, lorsqu’une source est modélisée par une distribution Gaussienne elliptique, la distribution Gaussienne moyenne lui correspondant a été utilisée.

Comme expliqué au chapitre V le TS se comporte comme un χ²avec n degrés de liberté, n étant le nombre de paramètres libres. Fixer le modèle spatial de chaque source correspond donc à augmenter la sensibilité du LAT à un éventuel signal en réduisant le nombre de degrés de liberté. En effet, ce dernier descend de 4 pour MSH 11−62 et HESS J1857+026 (2 paramètres spatiaux + 2 paramètres spectraux) à uniquement 2 dans notre cas (le préfacteur et le flux). Ceci permet de diminuer la limite sur le TS pour estimer une source comme significativement détectée. Cette limite a été fixée à TS_TeV = 16, ce qui correspond à une significativité de ∼ 3.6σ .

Dans le cas où TSTeV dépasse cette limite, une analyse morphologique est effectuée à partir des données LAT. Pour cela nous avons calculé le TS_ext tel que défini au chapitre V. Deux cas sont alors à distinguer :

1. TS_ext ≥ 16 implique que l’émission est spatialement étendue et TS_GeV est défini comme le TS obtenu en supposant une forme Gaussienne dont la position et l’extension sont ajustées aux données.

2. TSext < 16 signifie que l’émission peut être modélisée par une source ponctuelle. TS_GeV est alors défini comme le TS obtenu en déterminant sa meilleure position. La table VIII.4 donne les résultats de cette analyse spatiale.

Si TS_TeV< 16, alors la source n’est pas considérée comme détectée. Pour ces sources, une limite supérieure Bayésienne sur le flux à un niveau de confiance de 99% est présentée. Cette limite suit les conventions présentées au chapitre V.

Les résultats spectraux sont présentés en Tables VIII.5 et VIII.6 respectivement pour les sources détectées et non-détectées. Ces résultats correspondent à l’ajustement effectué en supposant que la source a comme morphologie la Gaussienne ajustée au TeV. La différence obtenue entre cet ajuste-ment et celui utilisant la meilleure morphologie déterminée au GeV sera inclue dans l’estimation des incertitudes systématiques présentées au prochain paragraphe.