Observations à très haute énergie avec H.E.S.S

Le jeu de données utilisé pour l’analyse H.E.S.S. comprend des runs d’observations pris entre 2005 et 2012, comme le montre le Tableau 8.1. Deux séries de runs proviennent des balayages du plan galactique en 2004 et 2008. Une série de 24 runs dédiés à l’observation de G349.7+0.2 a été prise en 2010, en mode wobble (voir Chap. 4, Section 4.2). Le quatrième jeu de données est constitué de près de 200 runs pris en mode wobble également, mais destinés à

l’observation d’autres sources proches de G349.7+0.2, dont notamment le SNR RX J1713.7-3946, situé à ∼ 2.5◦ de G349.7+0.2. La totalité des runs représente 113 heures d’observations prises dans de bonnes conditions météorologiques. Une carte du ciel représentant les pointés des différents runs d’observations utilisés ainsi que les cartes d’exposition associées sont données en Annexe C (Figures C.1 et C.2).

Date Exposition (h) Nombre de runs Offset (◦) Galactic Scan 1 05-07/2004 7.2 17 0.60-2.34 Galactic Scan 2 05-06/2008 11.8 28 0.70-1.50 Autres sources 2004-2012 83.5 194 0.80-2.32 G349.7+0.2 wobble 04-09/2010 10.5 24 0.40-0.75

Table 8.1 – Détails du jeu de données H.E.S.S. utilisé pour l’analyse de G349.7+0.2 La composition du jeu de données est telle que près de 80 des 113 heures d’observation ont été réalisées avec un décalage de pointé des caméras compris entre 0.80 et 2.32◦ par rapport à la position nominale du SNR (voir Figure C.3). Un gradient en direction de RX J1713.7-3946 est donc apparent dans la carte d’exposition regroupant toutes les observations. Lors de l’analyse des données, les régions OFF permettant d’estimer le fond sont positionnées de manière à ce qu’elles aient le même décalage de pointé que la région d’analyse, l’angle zénithal des différentes région OFF d’un même run variant donc d’autant plus que le décalage de pointé est important (voir Figures C.4 et C.5). Or le taux de déclenchement de l’instrument dépend de l’angle zénithal des régions d’intérêt dans le champ de vue de la caméra. Ce gradient d’exposition peut accroître les erreurs systématiques de l’analyse et amener à un biais dans l’ajustement de la position de la source. Pour l’éviter, ce gradient d’exposition est pris en compte dans le calcul des cartes d’acceptante 2D (voir Chap. 4, Section 4.2).

Les données ont été analysées avec l’analyse Model décrite au chapitre 4, avec les coupures dites standard. Tous les résultats donnés ci-après ont été vérifiés à partir d’un étalonnage des données et d’une méthode d’analyse indépendants. La région d’analyse est définie comme un cercle de rayon θ = 0.1◦ centré sur le barycentre de l’émission X associée à G349.7+0.2, estimé à partir de l’image extraite du Chandra SNR catalog3 : α_J2000 = 17^h17^m59.^s60,

δ_J2000 = −37◦26′21s30. Un excès de 163 photons VHE correspondant à une significativité

de 6.6 σ a été mesuré dans la région d’analyse. Le SNR étant en intéraction et émettant au GeV, une émission VHE était attendue. Aussi, seule une position dans le ciel a été testée. Par conséquent aucun essai n’est pris en compte dans le calcul de la significativité. On identifie par ailleurs un pic à 7.0 σ proche du centre de la région d’analyse.

L’émission H.E.S.S. est ponctuelle et sa position est estimée à α_J2000 = 17^h 17^m 57^s75 ± 2s03_stat ± 1s30_syst, δJ2000 = −37◦26′39′′65 ± 24′′00_stat ± 20′′00_syst, ce qui est compatible avec la position de G349.7+0.2 obtenue à partir des observations en rayons X. L’effet du gradient d’exposition est correctement corrigé lors de l’analyse Model comme cela est montré en Annexe C (Figure C.6). Une limite supérieure de 0.04◦ sur l’extension de la source est estimée à 95% CL. Le profile de likelihood permettant d’estimer cette limite supérieureest présenté en Figure C.7.

La Figure 8.2 montre la carte H.E.S.S. en excès autour de la région étudiée. L’image est lissée avec une gaussienne de largeur 0.058◦, ce qui correspond au rayon contenant 68% de l’intégrale de la PSF de H.E.S.S. pour cette analyse.

Le spectre en énergie de l’émission à VHE coïncident avec le SNR G349.7+0.2 est extrait pour des énergies >200 GeV et suivant une méthode de forward folding (Piron et al. 2001b).

Right Ascension (J2000)

-260 -259.5 -259

Declination (J2000)

-38

-37.5

-37

-20

0

20

40

60

80

100

20

17 17

18

17

16

00'

°

-38

30'

°

-37

00'

°

-37 H.E.S.S.

PSF

Figure 8.2 – Carte en excès H.E.S.S. à VHE de G349.7+0.2. L’image est lissée avec une gaussienne de largeur 0.06◦ correspondant à la PSF de l’analyse (montrée dans l’encadré en bas à gauche). Les cercles vert et en tirets blancs représentent respectivement la coquille radio du SNR G349.7+0.2 et la région d’analyse. L’échelle de couleur à droite donne le nombre d’excès mesurés par surface π (0.058◦)². Les pixels voisins à cette échelle sont corrélés. L’encadré en haut à droite montre l’image Chandra de G349.7+0.2 avec les cinq masers OH (1720 MHz) représentés par des croix blanches. La position ajustée de l’émission mesurée avec H.E.S.S. (resp. avec Fermi-LAT) est représentée par une croix rouge (resp. jaune), avec les contours à 1 et 2σ (resp. 1σ) d’erreur de localisation en tirets rouges (resp. jaunes).

Le meilleur ajustement est donné par une loi de puissance simple définie par dN/dE ∝ (E/E_d)−Γavec un indice spectral Γ = 2.79±0.27stat±0.20systet une énergie de décorrélation E_d= 627 GeV (χ2/n_dof = 54.1/56), comme le montre la Figure 8.3. Les points spectraux sont calculés pour chaque bin en énergie par forward folding en supposant une loi de puissance simple. Les résidus de l’ajustement par cette loi de puissance sont montrés en bas de la Figure 8.3 en fonction de l’énergie reconstruite. Le flux de photons intégré au dessus de 400 GeV est de F (E > 400 GeV) = (6.46 ± 1.12stat± 1.24syst) × 10−13ph cm−2s−1 ce qui correspond à 0.7% du flux de la Nébuleuse du Crabe au dessus du même seuil en énergie (Aharonian et al. 2006a). D’autres modèles spectraux tels qu’une loi de puissance avec coupure exponentielle ou une loi de puissance courbée n’améliorent pas significativement la qualité de l’ajustement.

Energy [ TeV ]

1 10

]

T

e

V

s

dN/dE [ cm

10

10

10

10

10

10

10

10

H.E.S.S.

SNR G349.7+0.2

Figure8.3 – Spectre H.E.S.S. en énergie de G349.7+0.2. En haut : la ligne bleue représente le meilleur ajustement par une loi de puissance en fonction de l’énergie vraie. La bande bleue correspond à l’incertitude à 68% CL associée. Les limites supérieures sont données à 99% CL.