Contexte général : l’astronomie gamma
2.3 Le projet HESS-II
Les observations sur le site de HESS ont commencé dès l’installation du premier télescope en juin 2002 et ont continué pendant les installations des trois autres télescopes de la phase-I. Le système complet fonctionne à pleine sensibilité depuis décembre 2004. Les performances de HESS-I (Aharonian and the HESS Collaboration, 2005) et la moisson de résultats après seulement quelques mois de fonctionnement avec le dispositif complet encouragent la collaboration à préparer l’étape suivante, HESS-II, qui devrait être opérationnelle courant 2010.
2.3.1 Présentation
HESS-II est un projet de très grand télescope à effet Chérenkov (VLCT pour Very Large Cherenkov Telescop) pour l’astronomie gamma de très haute énergie qui sera implanté au centre du système existant (figure 2.17). A l’image de la première phase, cette nouvelle étape de l’expérience est réalisée au sein d’une collaboration réunissant plus de 20 laboratoires répartis sur 8 pays (France, Allemagne, Afrique du Sud, Namibie, Angleterre, Irlande, Tchéquie, Arménie).
Figure 2.17 – Vue d’artiste du futur système de télescope complet comprenant HESS-II Le but de la deuxième phase de l’expérience HESS consiste à améliorer le système de détection de particules de hautes énergies existant. Cette amélioration aboutira à :
– ajouter une nouvelle classe d’évènements pour les énergies de 10 à 50 GeV,
– accroître la sensibilité du système de télescopes existant pour les énergies de 50 à 100 GeV, – améliorer la résolution pour les énergies supérieures à 100 GeV.
2.3.2 Description du télescope
Un des objectifs de la suite de l’expérience HESS est de diminuer le seuil d’énergie du détecteur afin d’améliorer la sensibilité aux faibles énergies. Le souhait est aussi de fournir un chevauchement amélioré entre le FGST (pour Fermi Gamma-ray Space Telescope), précédemment appelé GLAST, et le système de télescope actuel que constitue HESS. Pour ce faire, le télescope supplémentaire va être intégré au centre du système de télescopes actuel.
La conception de ce VLCT reste dans l’ensemble fidèle à celle des LCT mis en œuvre dans la première phase de l’expérience. On y retrouve les mêmes points forts : réflecteurs de grande taille et caméra à fine pixelisation. Ces points seront toutefois soumis à quelques améliorations au niveau des dimensions du télescope en général et de la sensibilité de la caméra. Malgré cela, ce nouveau télescope sera soumis aux mêmes conditions de déclenchement que ses prédécesseurs à la différence près qu’il sera capable de fonctionner en mode monoscopique pour les plus faibles énergies.
2.3 Le projet HESS-II
Ce nouveau télescope sera doté d’un réflecteur de 28 m de diamètre, la surface résultante du miroir atteindra environ 600 m2. La nouvelle caméra sera constituée de 2048 tubes photomultipli-cateurs localisés à 35 m du réflecteur. La champ de vision résultant sera de 3.5◦ de diamètre. Un tube photomultiplicateur aura un angle de vision de 0, 07◦. La figure 2.18 montre une simulation d’une trace de particule capturée par le télescope HESS-II. La caméra sera sectorisée de la même façon que dans la première phase de l’expérience. Les PM seront regroupés par tiroirs de 16 et les secteurs assureront un recouvrement pour éviter toute inhomogénéité dans le déclenchement de la caméra. Ainsi, cette caméra sera dotée de 128 tiroirs répartis sur 99 secteurs.
Figure2.18 – Simulation d’une image capturée grâce à HESS-II
Le très grand télescope à effet Chérenkov collectera des images en même temps que les autres télescopes. Comme ce VLCT aura un seuil en énergie très faible dépendant du seuil du trigger des tubes photomultiplicateurs (environ 20 GeV), il présentera une bien meilleure sensibilité aux petites énergies. Trois différentes classes d’évènements réparties sur les bandes d’énergies suivantes devront être distinguées. Pour les énergies inférieures à 50 GeV, les signatures des gerbes ne seront capturées que par le très grand télescope. Ces évènements seront donc monoscopiques. Pour les énergies allant de 50 GeV à 100 GeV beaucoup des gerbes, actuellement capturées par un seul télescope du système HESS-I et donc non retenues, seront automatiquement capturées par le très grand télescope. Sur cette bande d’énergies, la plupart des évènements seront stéréoscopiques. Enfin pour les énergies supérieures à 100 GeV, les gerbes seront capturées par au moins deux télescopes du système actuel mais aussi le très grand télescope, ce qui devrait permettre d’obtenir une meilleure résolution des images sur les évènements observés.
Afin d’obtenir les meilleures performances du détecteur, le seuil de capture des tubes photo-multiplicateurs devra être fixé à la plus petite valeur possible. Selon le seuil de capture des tubes photomultiplicateurs, une fréquence de capture de 2, 5 kHz a été estimée pour le très grand télescope à effet Chérenkov. Celle-ci peut atteindre les 20 kHz dans les pires conditions de test. La transmis-sion d’une telle quantité de données atteindrait les limites du système d’acquisition et des capacités de stockage. Ainsi le système de trigger intégré à ce télescope sera modifié afin de traiter en ligne une telle quantité d’information et ne retenir que les évènements pertinents au sens des astrophysiciens.
Deux étapes supplémentaires ont été ajoutées. Un trigger de second niveau permettra de réduire la transmission vers le système d’acquisition à une fréquence de 3, 5 kHz environ. D’autre part, une étape préliminaire à celui-ci consistera à seuiller l’image acceptée à l’issue du trigger de premier niveau afin d’obtenir une image constituée de trois niveau de gris (le fond, un niveau d’énergie bas et un niveau d’énergie élevé). Le nouveau système de trigger sera détaillé dans la section 3.2.
2.4 Conclusion
Nous avons présenté dans ce chapitre le projet HESS et les enjeux qu’il représente pour l’astronomie gamma. Les bons résultats obtenus grâce au système de télescopes imaginé par la collaboration a mené à son extension.
Les grandes lignes du futur télescope HESS-II ont également été présentées. Ce dernier est conçu de sorte à être plus grand et plus sensible aux petites énergies que ses prédécesseurs. Par conséquent, il pourra capturer plus d’images du fait de sa meilleure sensibilité. De plus, elles seront plus grandes (2048 PM contre 960 pour les autres télescopes). Par conséquent, la quantité de données collectées sera aussi considérablement plus importante. Or, le système de stockage final des images résultantes est limité.
Le système de trigger existant dans les télescopes de la première phase de l’expérience est insuffisant dans le cas du VLCT en raison du trop grand nombre d’images incidentes. Il faut donc être encore plus sélectif. C’est pour cela qu’un trigger plus élaboré a été mis à l’étude pour la seconde phase du projet. Le trigger des LCT est modifié de sorte à pouvoir traiter la grande quantité d’information qu’apportera le télescope HESS-II. Pour le point principal, un trigger de niveau 2 sera ajouté et ce dernier a fait l’objet de mon travail de thèse.
Nous discuterons donc dans le chapitre 3 de la problématique posée par le trigger de niveau 2. Les contraintes qui lui sont imposées et son but précis seront présentés afin de déterminer la solution à adopter par la suite.