9.3 Le cas de l’évènement gravitationnel GW170817
9.3.1 La prise de données avec H.E.S.S
9.3.2 Les résultats . . . 130
9.1 L’analyse des sursauts gamma avec H.E.S.S.
9.1.1 L’instrument H.E.S.S.
H.E.S.S. est un réseau d’observation ˇCerenkov construit en deux phases, une première avec quatre petits télescopes en 2004, et une deuxième suite à la construction du grand télescope situé au centre du réseau (voir la Figure9.1). H.E.S.S. est le premier instrument hybride (composé de deux tailles de téles-copes) au sol. La grande taille du dernier télescope a grandement amélioré
124 Chapitre 9. Résumé de la partie II - Les sursauts gamma, le passé et le présent
FIGURE9.1 – Photo des télescopes H.E.S.S. en Namibie.
la sensibilité de H.E.S.S. aux basses énergies (≈ 100 GeV). Ce gain de sensi-bilité à permis de couvrir la gamme en énergie de 100 MeV à 10 TeV grâce à l’utilisation conjointe de Fermi-LAT et H.E.S.S.
H.E.S.S. est un réseau fonctionnant sur le principe de l’effet ˇCerenkov. Lorsqu’une particule pénètre l’atmosphère, elle va choquer les molécules de celle-ci. Cette collision va créer de nouvelles particules se déplaçant plus ra-pidement que la vitesse de la lumière dans l’atmosphère. Le résultat va être l’émission d’un un flash de lumière bleuté.
Cette lumière émise est captée par les caméras des télescopes. Ces don-nées brutes sont ensuite calibrées, nettoyées et la probabilité que la particule soit un γ ou un hadron est estimée. Cette étape se base sur plusieurs algo-rithmes de calibration et reconstruction.
9.1.2 L’analyse de données dans H.E.S.S.
Il existe deux principales méthodes d’analyse dans les expériences d’as-tronomie γ. La première et la plus simple est appelée "Hillas". Elle prend comme hypothèse l’ellipticité des γ des images dans les caméras. Bien que cette méthode soit rapide, sa simplicité fait qu’elle est bien moins efficace qu’une autre méthode appelée Model, principalement utilisée par la colla-boration H.E.S.S. Le but est de comparer les images obtenues par des évène-ments à une banque d’images servant de référence provenant de simulations. La comparaison des images permet de retrouver les principales caractéris-tiques de la particule incidente telles que son énergie et sa direction.
Lors de l’application de l’analyse Model, d’autres caractéristiques portant sur des variables dites de discrimination sont estimées. Afin de contrôler le fond provenant des hadrons, des coupures sur ces variables sont effectuées. Un compromis doit être fait par l’utilisateur entre la quantité d’évènements γ-like et la quantité de contamination des évènements par les évènements hadroniques. Une fois toutes les coupures appliquées, les évènements restant
9.1. L’analyse des sursauts gamma avec H.E.S.S. 125
sont considérés comme des γ. Cependant, il y a toujours dans les données de nombreuses autres particules qui ont produit des gerbes ressemblant à celles des γ (les électrons et les hadrons de basses énergies par exemple).
Pour éliminer ce fond toujours présent, des méthodes de soustraction du fond sont appliquées. En prenant pour hypothèse que les évènements sont uniformément répartis dans le ciel, il est possible de compter les évènements de fond que l’on reçoit à côté de la position de la source (régions OFF) et ceux provenant de la position de la source (région ON). Les évènements des régions ON et OFF sont ensuite utilisés pour calculer la significativité de dé-tection. Cette valeur donne la probabilité que le signal reçu soit un vrai signal ou une fluctuation statistique du bruit de fond.
9.1.3 Comparaison des méthodes d’analyses
Lorsque les sources que l’on étudie sont brèves et faibles, elles peuvent être noyées dans la quantité de bruit fond intégrée sur toute l’observation. De nouvelles méthodes statistiques ont été développées au sein de la col-laboration H.E.S.S. afin de palier à ce problème. Elles se nomment Exp-test, ON-OFF, CumulativeSum ou Running Exp-test. Elles peuvent être rangées en deux catégories :
— les méthodes statistiques utilisant un nouvel estimateur : Exp-Test et CumulativeSum ;
— les méthodes découpant l’intervalle de temps en sous intervalles et ap-pliquant un estimateur connu : ON-OFF et Running Exp-test.
Afin de comparer ces méthodes, des signaux ressemblant à ce que l’on at-tendrait d’un sursaut gamma ont été injectés dans les données H.E.S.S. Deux points ont été étudiés : l’amplitude du signal et le délai d’observation.
Les Figures9.2montrent que ces méthodes sont plus sensibles que la mé-thode standard Li&Ma. ON-OFF qui est la plus sensible permet par exemple de détecter un même sursaut gamma 25 s plus tard que la limite de détec-tion avec Li & Ma. Les gains en sensibilité des méthodes transitoires peuvent aussi être utiles pour détecter de signaux qui ne pourraient pas être détectés par une analyse standard.
Ainsi, les méthodes transitoires sont plus efficaces pour détecter des sources brèves et faibles. Ce gain de sensibilité pourrait permettre d’augmenter les chances de détection de sursauts gamma.
9.1.4 Les observations de sursauts gamma avec H.E.S.S.
9.1.5 La prise de données
H.E.S.S. fait partie d’un réseau international distribuant des alertes de tout type. De nombreux filtres doivent être utilisés pour ne garder que les alertes en rapport avec les sursauts gamma. Ces filtres concernent les instru-ments envoyant l’alerte, le délai d’observation et la distance de la source.
126 Chapitre 9. Résumé de la partie II - Les sursauts gamma, le passé et le présent
FIGURE 9.2 – Significativité de détection de sursaut gamma en fonction du délai d’observation et de l’amplitude du signal
injecté.
Analyser un sursaut gamma est une tâche compliquée. Ce sont des sources brèves ayant de faibles flux. Il est donc préférable d’éviter de refaire une ana-lyse plusieurs fois et ainsi créer des trials qui pourront biaiser le résultat ob-tenue. Pour éviter ce genre de problèmes, une procédure d’analyse stricte (écrite dans l’annexe A) a été développée ayant pour but de définir toutes les vérifications nécessaires au bon fonctionnement de l’analyse avant que celle-ci soit effectuée.
Depuis 2007 et jusqu’à mai 2019, H.E.S.S. a observé 68 sursauts gamma. Les alertes les plus prometteuses concernent les alertes Swift-BAT et Fermi-LAT qui ont une petite région d’incertitude (moins de 1◦) contrairement à Fermi-GBM (plus de 3◦). De plus, plus le délai est faible entre la réception de l’alerte et le début de l’observation et plus celle-ci est intéressante. Certaines observations ont du être supprimées de l’analyse car les données n’ont pas été prises dans de bonnes conditions (atmosphériques ou instrumentales).
9.1.6 Les résultats
Les alertes Fermi-LAT qui sont de loin les plus prometteuses, sont au nombre d’environ une par an. Pour l’instant, la chance n’a pas été de notre côté durant les observations. Les deux premières alertes Fermi-LAT ont été suivies avec des délais de 18h et 36h. Un tel délai implique une diminution du flux trop importante pour permettre une détection par des instruments comme H.E.S.S.
Une étude systématique de toutes les observations de sursauts gamma réalisées avec H.E.S.S. a été effectuée. Cette étude est la première à compor-ter autant de sursauts gamma avec un réseau de télescope ˇCerenkov. Le ta-bleau présenté au Chapitre 6 montre les principaux résultats provenant de l’analyse de ces sources. Aucune détection n’a encore été faite (hormis le cas GRB180720B), seulement des limites supérieures ont été calculées. Ces limites serviront à mieux contraindre les modèles d’émission des sursauts gamma à très haute énergie.
9.2. Le cas du GRB180720B 127
FIGURE 9.3 – Addition des évènements pour les sursauts gamma choisis.
Une analyse additionnant les observations les plus intéressantes a aussi été faite. Le degré d’importance du sursaut gamma a été quantifié par le ratio r = Xf lux/ H.E.S.S.U L, avec Xf lux le flux dans la bande en énergie de Swift-XRT au moment de l’observation H.E.S.S. et H.E.S.S.U Lla valeur de la limite supérieure donnée par l’analyse H.E.S.S. La Figure9.3montre l’addition des évènements des sursauts gamma choisis. Aucun indice d’une détection n’est reporté ici.
9.2 Le cas du GRB180720B
9.2.1 Les observations multi-longueurs d’onde et la prise de
données
Le sursaut gamma appelé GRB180720B a été détecté par le satellite Swift-BAT à 14 :21 :44 UT le 20 juillet 2018. H.E.S.S. reçut l’alerte dans les minutes qui suivirent. Cependant, la réception de l’alerte le matin empêcha le réseau H.E.S.S. d’observer directement la position. Un délai de 10 h fut nécessaire à H.E.S.S. pour pointer les coordonnées envoyées par Swift-BAT. Entre temps de nombreux autres instruments observant sur tout le spectre en énergie dé-tectèrent la source. H.E.S.S. pris 4 runs représentant 2 h d’observation.
Tous les instruments observant dans le domaine X reportèrent une émis-sion très intense. Ce sursaut fait partie des 6 plus brillants dans les catalogues Swift-XRT et GBM. Cependant, dans la gamme en énergie de Fermi-LAT, ce sursaut fait partie de la moyenne et n’a rien d’extraordinaire. Cette caractéristique fait de ce sursaut gamma un cas très intéressant pour la com-préhension des processus d’émission de ces sources.
128 Chapitre 9. Résumé de la partie II - Les sursauts gamma, le passé et le présent
9.2.2 Les résultats
L’analyse de ces données indiqua la valeur de significativité la plus éle-vée jamais obtenue pour une observation de sursaut gamma (4.5 σ) sans tenir compte de la présence du point chaud au bon moment et au bon endroit (voir Figure9.4). Cette valeur de significativité a été obtenue dans les deux chaînes d’analyse (PARISANALYSIS et HAP) en cohérence. Des études complémen-taires portant sur les probabilités d’avoir des points chauds (à des positions aléatoires prises dans les mêmes conditions que le GRB180720B) à la même position pour les deux chaines d’analyse ont montré qu’il s’agissait du seul résultat dans ce cas.
La détection 10 h après le moment de l’explosion est très intéressante et difficile pour la modélisation des sursauts gamma. Un spectre en énergie au moment de l’observation de H.E.S.S. a été calculé (voir Figure9.5). Une nou-velle composante à très haute énergie peut être vue sur cette figure. Deux scénarios sont envisagés : le premier concernant une émission synchrotron à haute énergie, et le second un processus inverse Compton de type SSC. Cependant, il n’est pas possible de trancher sur le scénario le plus probable en raison de la faible couverture temporelle. Cette première détection d’un sursaut gamma à très haute énergie représente une réussite de la stratégie suivie par H.E.S.S. durant les dernières années avec la construction du grand télescope.
Une campagne de ré-observation s’est déroulée entre 15 et 20 jours après le moment de l’explosion du sursaut gamma. Aucun signal ne fut détecté.
9.3 Le cas de l’évènement gravitationnel GW170817
9.3.1 La prise de données avec H.E.S.S.
Le 17 août 2017, la première détection en coincidence entre un onde gra-vitationnelle et un rayonnement électromagnétique a été effectuée. Cette pre-mière mondiale a ouvert une nouvelle ère dans l’astronomie multi-messagère. Pour la première fois une source a été détectée avec deux messagers diffé-rents. A l’instar de nombreux instruments, H.E.S.S. a observé cette source lorsqu’elle a reçu l’alerte de position du satellite Fermi-GBM.
Cependant, H.E.S.S. n’a pas pu détecter de sources à des énergies de l’ordre du TeV.
Une campagne sur plusieurs mois d’observation a été effectuée. Cette campagne a eu pour but d’observer la source au moment où son émission dans les domaines X et optique étaient les plus grandes. Grâce à une mo-délisation synchrotron + Self-Scattering Compton des émissions, l’observa-tion H.E.S.S. pourrait permettre de mettre une contrainte sur la valeur d’un champ magnétique régnant dans le jet. H.E.S.S. a observé cette source pen-dant 54 h.
9.3. Le cas de l’évènement gravitationnel GW170817 129
FIGURE 9.4 – Carte de significativité du sursaut gamma GRB180720B.
130 Chapitre 9. Résumé de la partie II - Les sursauts gamma, le passé et le présent
FIGURE 9.5 – Spectre en énergie du sursaut gamma GRB180720B au moment de l’observation H.E.S.S.
Configuration T − T0 Exposition Seuil en F (> E0) Angle [jour] [h] énergie E0[GeV [erg cm−2s−1] zénithal [◦]
CT 1−5 0.22 − 5.23 3.2 510 <4.2×10−12 58
CT 1−5 124 − 272 53.9 120 < 9.3 × 10−13 24
TABLE 9.1 – Résultats des analyses avec tous les télescopes à différents moments de GW170817.
9.3.2 Les résultats
Deux types d’analyses ont été effectuées. La première ne prenant en comp-te que les observations faicomp-tes avec CT5. Le but de cetcomp-te étude est d’obcomp-tenir des limites supérieures ayant un seuil en énergie le plus bas possible. La seconde analyse prend toutes les données avec tous les télescopes CT1-5. Les limites supérieures obtenues ont un seuil en énergie plus haut mais cette configu-ration permet d’obtenir une exposition plus longue et donc d’améliorer les limites supérieures posées. Les résultats de ces deux méthodes sont repré-sentées dans le Tableau9.1.
Les deux scénarios proposés (Kilonova et décalage par rapport au jet) per-mettent de trouver des valeurs de champ magnétique différentes. Dans le premier cas, le champ magnétique doit être supérieur à 0.16-0.19 mG et dans le cas d’un décalage par rapport au jet le champ magnétique maximum de-vient 38-43 µG. Ces valeurs sont légèrement inférieures aux valeurs présentes dans la littérature à propos des champs magnétiques présents dans régions d’émission des sursauts gamma (de l’ordre de 0.2-0.3 mG) [88].
131
Troisième partie
CTA une nouvelle fenêtre sur
l’astronomie γ et les sursauts
133
CHAPITRE
10
L’instrument Cherenkov Telescope Array (CTA)
Sommaire
10.1 Introduction . . . 133