5.5 L’observatoire CTA : une nouvelle génération de réseau de télescopes à Imagerie
5.5.3 Les performances de l’instrument
Il sera possible d’étudier toutes ces questions majeures grâce aux performances instrumentales de CTA, jamais égalées dans ce domaine d’énergie. Sa sensibilité dépassera de 10 fois celle des ins-truments actuels (figure 5.18) et sa surface de collection sera supérieure à un million de m2 à très haute énergie. Sa résolution en énergie, située autour de 10%, rendra possible l’analyse de struc-tures spectrales précises et de raies d’émission associées à l’annihilation de particules dans certains modèles de matière noire par exemple. La motorisation rapide des télescopes permettra l’étude de phénomènes très brusques, comme les sursauts gamma par exemple, avec un repositionnement en 20 secondes (Hinton et al., 2013).
Avec une résolution angulaire pouvant atteindre la minute d’arc (figure 5.19), CTA aura accès à de plus en plus de sources étendues et à la caractérisation fine de leur morphologie. La résolution
Genera&on actuelle
Prochaine genera&on
Figure 5.18 – Comparaison des sensibilités obtenues ou attendues par différentes expériences en astronomieγ. Crédits : https://www.cta-observatory.org
angulaire de H.E.S.S. varie entre 0.07 et 0.1◦ (collaboration HESS, 2017). Aux basses énergies, la résolution ne sera pas meilleure que celle du Fermi/LAT. Á plus haute énergie le réseau CTA permettra d’augmenter d’environ un facteur 2 cette résolution. La morphologie des sources que l’on va étudier va être de plus en plus complexe et détaillée. Cette amélioration de la résolution angulaire sera très utile, en particulier pour la caractérisation de l’extension des sources. Par exemple, pour la Nébuleuse du Crabe, il est très difficile de poser des contraintes sur son extension avec H.E.S.S. Dans le centre Galactique, nous pourrons décorréler les sources de la zone moléculaire centrale. L’émission des SNRs pourra être corrélée avec les rayons X et il sera plus facile de discriminer entre SNR et PWN.
Le tableau 5.2 résume les différents niveaux de performance requis pour CTA pour les fonctions d’instrument au niveau DL3. Il sera donc également important de tester les nouveaux outils d’analyse de haut niveau afin de vérifier que les systématiques associées à ces méthodes sont en accord avec les performances attendues.
5.5. L’OBSERVATOIRE CTA : UNE NOUVELLE GÉNÉRATION DE RÉSEAU DE TÉLESCOPES À IMAGERIE TCHERENKOV
Figure 5.19 – Comparaison des résolutions angulaires obtenues ou attendues par différentes expé-riences en astronomieγ. Il est à noter que la simulation utilisée pour CTA est optimisée pour avoir la meilleur sensibilité pour une source ponctuelle. Il est possible d’obtenir une meilleure résolution angulaire au dépend d’une surface de collection un peu moins importante. Crédits : Stefan Wagner, IAU symposium
Table 5.2 – Limite sur les systématiques associées aux fonctions d’instrument au niveau DL3 (figure 5.9)
Systématiques requises Objectif à atteindre
Résolution en énergie < 15% pour des énergies au-dessus de 50 GeV
Surface efficace < 12% au dessus de 40 GeV ∼ 8 % Localisation d’une source
ponctuelle (erreur quadra-tique moyenne sur la position)
< 5 arcseconds au dessus de 100 GeV
< 3 arcseconds au dessus de 100 GeV
Chapitre 6
Analyse de haut niveau
Sommaire
6.1 Les tables d’instrument dans H.E.S.S. . . 146 6.1.1 Surfaces efficaces . . . 147 6.1.2 Résolution en énergie . . . 148 6.1.3 La réponse à une source ponctuelle . . . 148 6.1.4 Acceptance radiale aux hadrons . . . 150 6.2 Format de stockage des données au niveau DL3 pour CTA . . . 150 6.2.1 Le stockage des évènements . . . 150 6.2.2 Le stockage des fonctions d’instrument . . . 150 6.3 Extraction et construction des IRFs de H.E.S.S. au format DL3 . . . . 152 6.3.1 Les tables de surface efficace . . . 153 6.3.2 Les tables de résolution en énergie . . . 154 6.3.3 Les tables de PSF . . . 155 6.3.4 Des courbes d’acceptance par bande en énergie pour le modèle de fond . . . 156 6.4 Gammapy : Un outil pour l’analyse de haut niveau . . . 160 6.4.1 Estimation du fond . . . 161 6.4.2 Estimation de l’excès et de sa significativité . . . 164 6.4.3 Extraction spectrale 1D . . . 164 6.4.4 Analyse morphologique . . . 165 6.4.5 Vers une analyse spectrale et morphologique simultanée . . . 166
Avec l’arrivée prochaine de CTA, un réseau constitué de télescopes à imagerie Tcherenkov de nouvelle génération, présenté dans le chapitre 5, des centaines de sources émettrices en γ de très hautes énergies vont être détectées. Grâce à sa plus grande sensibilité et sa meilleure résolution angulaire, les images des sources seront de plus en plus complexes et détaillées. Étant donné la prévalence des sources étendues dans le plan Galactique (section 5.1), à laquelle s’ajoute la pré-sence d’émission diffuse (section 3.2.1), nous pouvons d’ores et déjà prévoir qu’une des principales difficultés d’analyse des données de CTA sera liée à la différentiation de multiples composantes su-perposées. Jusqu’ici, l’origine de l’émissionγ diffuse détectée dans les 100 pc centraux avec H.E.S.S. reste toujours un mystère, principalement à cause de la difficulté à différentier spectralement les composantes qui la constituent. Afin de répondre à cette question, de nouveaux outils doivent être développés pour être capable de détecter, caractériser et déterminer le spectre et la morphologie des différentes composantes d’une même émission. C’est pourquoi nous avons au cours de cette thèse mis en place une analyse spectro-morphologique (dite analyse 3D) permettant d’ajuster simultanément
une composante spectrale et morphologique, dans le cadre d’un des outils développés actuellement pour l’analyse de haut niveau des données CTA : Gammapy.
Développer un tel outil nécessite de s’appuyer sur un format de données standardisé : celui défini pour CTA. Pour cet observatoire ouvert, un format assez souple et bien connu de la communauté astrophysique a donc été défini pour la distribution publique des évènements de niveau DL3, c’est-à-dire après la reconstruction et la discrimination γ/fond, que nous décrivons dans ce chapitre. Pour l’analyse de haut niveau, la connaissance des fonctions de réponse de l’instrument (IRF) est nécessaire. Nous détaillons le type de ces fonctions dans la section 6.1 puis nous détaillons le format dans lequel devront être stockées les IRFs de CTA pour chaque observation dans la section 6.2.
Afin de pouvoir tester ces outils d’analyse, nous avons converti les données de H.E.S.S. de la chaîne d’analyse HAP-FR dans le nouveau format CTA (section 6.3). Les autres chaines d’analyse de H.E.S.S. proposant également leurs données dans ce nouveau format, il sera possible de comparer les résultats obtenus avec les différentes chaines d’analyse en utilisant les même outils d’analyse de haut niveau. C’est une étape importante pour identifier et comprendre l’origine des effets systématiques liés aux méthodes statistiques utilisées dans l’analyse de haut niveau, des différences liées aux méthodes de reconstruction et à la calibration.
Deux outils, dont le code source est ouvert ("open source"), possédant une grande modularité et pouvant être interfacés avec d’autres outils utilisés au sein de la communauté scientifique, sont développés pour l’analyse de haut niveau avec CTA : Gammalib1 et Gammapy2. Ils permettront
d’analyser à partir des même outils, les données provenant de différents télescopes avec différentes techniques de calibration. Gammapy est un outil Python, fournissant les outils pour la simulation et l’analyse des observations du ciel dans le domaine des très hautes énergies avec les télescopes comme H.E.S.S., VERITAS, MAGIC ou CTA. Il repose sur des librairies Python testées par une large communauté de physiciens. Je me suis impliquée dans le développement de ce logiciel à travers l’implémentation de différents outils de haut niveau décrits dans la section 6.4. En particulier, j’ai participé aux tests et aux perfectionnements de l’analyse spectrale 1D, à la création d’images et de cubes de données et à la mise en place d’acceptance par bande en énergie pour un modèle de fond (section 6.3.4).
6.1 Les tables d’instrument dans H.E.S.S.
L’analyse spectrale et morphologique d’une source lors de l’analyse de haut niveau requiert la connaissance des fonctions de réponse de l’instrument aux évènements γ. Elles présentent de fortes variations en fonction des conditions d’observation et requièrent donc une bonne connaissance de l’instrument. Ces IRFs sont déterminées en utilisant des simulations Monte Carlo des gerbes engendrées par les photonsγ et en simulant le détecteur.
Génération de gerbes Les simulateurs de gerbes sont fondés sur des méthodes Monte Carlo et déterminent le développement de la gerbe par tranche dans l’atmosphère. Différents processus sont pris en compte : production de paires, Bremsstrahlung, diffusion multiple des électrons, perte d’énergie par ionisation, diffusions élastiques, annihilation des positrons. Chaque particule de la gerbe est suivie individuellement et son émission Tcherenkov calculée sur tout le trajet jusqu’à sa désintégration ou son arrivée au sol. L’absorption des photons Tcherenkov dans l’atmosphère est également prise en compte. Le modèle d’atmosphère utilisé repose sur des mesures locales, mais en fonction de la saison, la transparence de l’atmosphère présente des variations de 15 à 20%. L’erreur
1. http://cta.irap.omp.eu/ctools/ 2. http://docs.gammapy.org/en/latest/
6.1. LES TABLES D’INSTRUMENT DANS H.E.S.S.
systématique dominante pour ces simulations est la méconnaissance des conditions atmosphériques. Dans cette thèse, le simulateur de gerbes utilisé est KASKADE (Kertzman & Sembroski, 1994)
Simulation du détecteur Chaque photon Tcherenkov de la simulation des gerbes est ensuite suivi individuellement jusqu’à la caméra grâce à une simulation du détecteur nommée SMASH. Toute l’optique (miroirs et cônes de Winston) ainsi que l’électronique (amplification et déclenche-ment) sont simulées en détail. Pour la simulation du détecteur, nous utilisons cet outil qui est décrit en détail dans Guy (2003).
Il existe quatre types de tables de fonctions de réponse : trois sont obtenues à partir de ces simu-lations (la surface efficace, la résolution en énergie et la PSF) et une, l’acceptance aux hadrons, est déterminée à partir de vraies données (section 6.1.4). Les trois premières sont supposées décorrélées et permettront lors de l’analyse de haut niveau de prédire le nombre d’évènements attendus à une position donnée de la source dans un intervalle en énergies reconstruites précis. Elles sont obtenues pour des conditions d’observation fixées :
• 15 bandes en angles zénithal que l’on note Z, entre 0◦ et76◦, par pas de 0.05 en cos(Z) • 6 bandes en décalage angulaire θ de l’évènement au centre de la caméra, de 0◦ à 2.5◦, par
pas de 0.5◦
• 6 bandes en efficacité optique de 50 à 100 %, par pas de 10%
• 2 bandes en azimuth correspondant à 0◦ (vers le nord) et180◦ (vers le sud)
• Les surfaces efficaces de collection et les résolutions en énergie sont générées à partir de γ simulés à énergie fixe. Les énergies fixes sont définies entre 20 GeV et 125 TeV selon un pas permettant d’obtenir 5 intervalles par décade en logarithme.
Ces IRFs sont déterminées pour chaque lot de coupure spécifique à chacune des analyses pré-sentées dans le chapitre précédent et en fonction de l’azimuth des sources considérées (nord et sud), afin de prendre en compte correctement l’effet du champ magnétique terrestre sur le développement des gerbes atmosphériques.