La figure 1.5 illustre le principe de détection des télescopes Tcherenkov au sol. Le cône de lumière Tcherenkov atteint le sol et le réseau de télescopes pour ensuite arriver dans les caméras.
L’image dans la caméra est une projection bidimensionnelle de la cascade, qui correspond à une forme ellipsoïdale caractérisée par un grand et un petit axe. Le grand axe est appelé la longueur de l’image et permet de déterminer l’angle entre la position d’observation et la direction de la cascade alors que le petit axe représente l’extension latérale de la cascade. Les cascades hadroniques ayant des extensions latérales bien plus importantes. C’est un des premiers critères de sélection morphologique dans la caméra pour séparer les rayon cosmiques et . La figure 1.6
Figure1.6:Exemple d’image de cascade dans les caméras détectées par H.E.S.S. pour un muons (à gauche), un hadron (au centre) et un à droite. L’échelle de couleur représente le nombre de photoélectrons reçu par chaque pixel.
représente des images réelles obtenues par les caméras de H.E.S.S., de la gauche vers la droite on peut voir l’image d’un muon, d’un hadron et d’un . La forme elliptique du le différencie de la forme aléatoire du hadron et de la signature circulaire des muons. Les muons sont créés dans des sous-cascades hadroniques et ne sont vus que par un seul télescope. La stéréoscopie permet donc de réduire le bruit de fond muonique mais aussi de mieux reconstruire la direction incidente du grâce au croisement des grands axes des ellipses (voir figure 1.7). Il est en plus possible de rejeter plus de hadrons confondus avec des grâce à la stéréoscopie à cause de leur forme irrégulière amenant à des images déviées dans les caméras.
1.6 Les réseaux de télescopes Tcherenkov
La détection de rayons au sol a débuté en 1989 grâce au le télescope Wipple avec la détection de la nébuleuse du Crabe [18]. La collaboration HEGRA1a ensuite installé le premier réseau de 5 télescopes permettant la stéréoscopie et de réduire le déclenchement d’évènements dû au bruit de fond de ciel ou à des muons. Les techniques de détection des rayons par les télescopes Tcherenkov sont présentées dans la section 1.5. La génération actuelle est représentée
1. https ://www.mpi-hd.mpg.de/hfm/CT/CT.html
1. Rayonnement cosmique et émission au delà de 100 GeV
Figure 1.7: Illustration de la méthode de reconstruction stéréoscopique d’une cascade électromagnétique par les 4 caméras de H.E.S.S..
par H.E.S.S.1, MAGIC2, VERITAS3and CANGAROO-III4avec des seuils en énergie entre 30 GeV et 100 GeV. La table 1.1 résume l’ensemble des caractéristiques des télescopes Tcherenkov en opération ainsi que celle du futur réseau CTA5. CTA sera composé de deux sites, un dans l’hémisphère nord et un dans l’hémisphère sud et augmentera la sensibilité par rapport à la génération actuelle d’un facteur⇠10.
1. https ://www.mpi-hd.mpg.de/hfm/HESS/
2. https ://magic.mpp.mpg.de/
3. http ://veritas.sao.arizona.edu/
4. http ://icrhp9.icrr.u-tokyo.ac.jp/
5. https ://portal.cta-observatory.org
1.6 Les réseaux de télescopes Tcherenkov
TélescopeSiteAltitude[m]NtlStl[m2 ]NpixFoV[]Eseuil[TeV] Passé WhippleMontHopkins(N)23001753792.30.3 HEGRALaPalma(N)2200592714.30.5 CATTargassone(N)16501186004.80.25 Présent H.E.S.S.(CT1-4/CT5)Namibia(S)18004+1107/600960/20485/3.20.1/0.03 MAGICLaPalma(N)222522345743.50.06 VERITASMontHopkins(N)127541062993.50.1 CANGAROO-IIIWoomera(S)16045742740.4 Futur CTAChile(S)&LaPalma(N)?/222550-10050-500/3.5-70.01 Table1.1:ListedesréseauxtélescopesTcherenkovausolenopérationouprévusavecleursprincipalescaractéristiques.
1. Rayonnement cosmique et émission au delà de 100 GeV
Chapitre 2
L’instrument H.E.S.S.
Sommaire
2.1 La première phase de H.E.S.S. . . 20 2.1.1 Les télescopes . . . 20 2.1.2 Les caméras CT1 à 4 . . . 20 2.1.3 Les cônes de Winston et les photomultiplicateurs . . . 21 2.1.4 L’électronique d’acquisition . . . 21 2.2 H.E.S.S. II . . . 21 2.2.1 Le télescope CT5 . . . 22 2.3 Le système de déclenchement . . . 22 2.3.1 Déclenchement local . . . 22 2.3.2 Déclenchement central . . . 23 2.3.3 Choix des différents seuils . . . 23 2.4 Observation et prise de données . . . 25 2.4.1 Critère de qualité pour la sélection des données . . . 26 2.5 Principe d’analyse de données avec H.E.S.S. . . 26 2.5.1 Reconstruction des évènements . . . 28 2.5.2 Méthode de détermination du bruit de fond . . . 29 2.5.3 Reconstruction spectrale . . . 33
2. L’instrument H.E.S.S.
Le réseau de télescopes H.E.S.S. (High Energy Stereoscopic System)1en Namibie les hauts plateaux des Khomas Highland (23 1601800 Sud 16 3000000 Est) à 1800 mètres au dessus du niveau de la mer. Le site a été choisi pour ces conditions atmosphériques excellentes comme le faible taux humidité et la faible couverture nuageuse. La situation géographique est aussi un avantage puisqu’elle permet d’observer la plupart du plan Galactique de la Voie Lactée et notamment le centre Galactique à faibles angles zénithaux ce qui est requis pour accéder à la meilleure sensibilité possible. L’instrument H.E.S.S. est composé de 4 télescopes Tcherenkov de 12 mètres de diamètre appelés CT1 à 4 et un plus large au centre du réseau de 28 mètres CT5. Le réseau permet d’observer des sources de rayons dans une domaine d’énergie entre
⇠30 GeV et 100 TeV. Les observations ont commencé avec les télescopes CT1 à 4 en 2003 puis en 2012 avec CT5. Ce chapitre décrit l’expérience H.E.S.S., la section 2.1 se concentre sur les caractéristiques des différents télescopes, puis dans la section 2.3 nous détaillons le système de déclenchement avant de décrire dans la section 2.5 le principe d’analyse des données.
2.1 La première phase de H.E.S.S.
2.1.1 Les télescopes
La première phase de l’expérience H.E.S.S., ou H.E.S.S. I, réfère aux huit premières années de fonctionnement des télescopes CT1 à 4 avant la mise en service de CT5. Les quatre premiers télescopes sont identiques et sont répartis sur un carré de 120 mètres de coté avec CT5 placé au centre. Chaque télescope est constitué d’une structure composée d’une monture alt-azimutale en acier évoluant autour d’un pivot central. Un système de roues à friction contrôle le mouvement du télescope selon les deux axes pour une précision de pointé de⇠10 secondes d’arc. Le réflecteur comprenant les miroirs mesure 13 mètres de diamètre et maintient la caméra dans le plan focal situé à 15 mètres grâce à 4 bras. Au centre du réflecteur plusieurs instruments comme un radiomètre et une caméra CCD sont installés pour l’étalonnage du système.
2.1.2 Les caméras CT1 à 4
Les cameras utilisées par les télescopes Cherenkov sont situées sur le plan focal des miroirs et permettent de récupérer la lumière Cherenkov émise par les cascades de particules énergétiques.
La phase I de H.E.S.S. comporte 4 télescopes équipés chacun d’une caméra. Ces dernières sont constituées de 960 photomultiplicateurs (PMs) pouvant être considérés comme les pixels de la caméra. Ils ont chacun un champs de vue de 0.16 ce qui procure à la caméra un champs de vu total de 5 qui lui permet d’observer les sources étendues. Sur le devant de chaque PMs se trouve un cône de Winston permettant d’augmenter la capacité de collection de la lumière incidente.
Les caméras de H.E.S.S. I pèsent chacune⇠900 kg, ont un diamètre de 1,6 m et une longueur de 1,5 m. Les PMs sont regroupés par groupe de 16 au seins de 60 « tiroirs » permettant d’assurer une bonne maintenance et contiennent l’électronique nécessaire à la numérisation du signal.
1. https ://www.mpi-hd.mpg.de/mpi/start/