Astronomie%20Gamma

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Astronomie Gamma

• Pascal Vincent
• LPNHE-Paris Universities Paris VI VII
• Philippe Goret
• CEA/DAPNIA Saclay

JOURNÉES DE LA COLLE SUR LOUP - 10-15 octobre 2004
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Pourquoi détecter les ? de hautes énergies ?

• Accès à lunivers non thermique
• Etude des régions daccélération des particules
• chargées, fort champs E/B, chocs dans les
  plasmas,
• interaction des RC avec le milieu
  interstellaire
• Sonder les parties centrales des
  accélérateurs,même dans les régions denses
  (Centre galactique, AGN,)
• ? Déterminer lorigine des VHECR
• Etude des sources non identifiées dEGRET
• Etude du milieu intergalactique (? TeV ?IR ?
  ee-)
• Physique exotique (annihilation de neutralinos
  dans les halos de matière noire)

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Deux techniques de détection Dans lespace
bas seuil en énergie grand
champ acceptance réduite temps dobs.
24h/24h Au sol seuil élevé 100
GeV large acceptance limite aux nuit sans
lune
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Les missions spatiales

• EGRET (gt 100 MeV)
• Emission diffuse dans le plan
• galactique
• (Interaction du RC avec lISM)
• Emission diffuse
• extragalactique
• 66 AGNs,
• 7-8 pulsars,
• 170 non identifiées

EGRET
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Les futures missions spatiales

• GLAST
• AMS
• AGILE
• SWIFT
• Augmenter lacceptance pour une meilleur
  sensibilité
• Améliorer la résolution spatiale
• Améliorer la résolution en énergie
• Augmenter la couverture en énergie
• Couvrir le ciel 24h/24h
• Grand champs pour les survey

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GLAST (2007)
7
GLAST (2007)
Meilleur localisation des sources (30 arc sec de
localisation) et une meilleur résolution
angulaire permettra de distinguer les différent
centre émetteur dans les SNR.
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GLAST (2007)
Large champ de vue Faible temps mort (courbe de
lumière) Sources EGRET en quelques jours 200
GRB/an Flare dAGN en quelques minutes
Etude de la matière noire avec GLAST
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GLAST (2007)
Lamélioration de la sensibilité ainsi que de la
résolution en énergie donne accès à la
détermination du cut-off des sources et
ainsi, de contraindre le fond diffus
extragalactique.
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AMS sur lISS
Collaboration de 50 laboratoires de 16
pays dont 3 de lIN2P3/CNRS
LAPP Annecy
LPSC Grenoble
GAM Montpellier
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(No Transcript)
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Modèles de pulsar discriminés en moins d1 an
Outer gap model Polar cap model
Electron background (cut off by geomag. field)
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Continuum gamma
MSUGRA Flux intégré du centre Galactique (focus
point), régions pour deux paramétrisations du
halo à la NFW
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Le ciel au TeV

• 3 plérions,
• 3 SNR
• 1 galaxie à flambée détoiles,
• 6 blazars,
• 1 source non identifiée

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Les détecteurs au sol de nouvelle génération

• HESS
• MAGIC, VERITAS, CANGAROO
• Réduire le bruit de front (stéréoscopieélectroniq
  ue rapide)
• Améliorer la résolution spatiale (fine
  pixelisation)
• Améliorer la résolution en énergie
• Augmenter la sensibilité (large réflecteur)
• Augmenter la couverture en énergie (descendre le
  seuil à 100 GeV)
• Grand champs pour les survey (H.E.S.S. 5o)

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Les nouveaux instruments au sol
HESS
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• Réduire le bruit de front (stéréoscopieélectroniq
  ue rapide)
• Améliorer la résolution spatiale
• Améliorer la résolution en énergie
• Augmenter la sensibilité
• Augmenter la couverture en énergie (descendre le
  seuil a 100 GeV)
• Grand champs pour les survey (H.E.S.S. 5o)

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Détection de la Nébuleuse du Crabe a grand angle
zénithal
Angle zénithal gt 46o Energie seuil 350 GeV 47 ?
(2.7 h) ? 29 ? .?h)
Chandra
H.E.S.S.
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• Réduire le bruit de front (stéréoscopieélectroniq
  ue rapide)
• Améliorer la résolution spatiale
• Améliorer la résolution en énergie
• Augmenter la sensibilité
• Augmenter la couverture en énergie (descendre le
  seuil a 100 GeV)
• Grand champs pour les survey (H.E.S.S. 5o)

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RXJ 1713 HESS Observations 2003

• Observation pendant la phase de construction
  deux télescopes
• 18.1 h. dobs.
• 20 ?

21

• Réduire le bruit de front (stéréoscopieélectroniq
  ue rapide)
• Améliorer la résolution spatiale
• Améliorer la résolution en énergie
• Augmenter la sensibilité
• Augmenter la couverture en énergie (descendre le
  seuil a 100 GeV)
• Grand champs pour les survey (H.E.S.S. 5o)

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Observations de Mrk 421

• Angle zénithal moyen 62
• Excès 8167 gammas en 11.5h
• 95.7 ? (28.16 ?.vh) !!!
• 11.8 ?/min

Curved spectrum ?24.3 PWL expo cut-off
?22.6 Ec2.4TeV Photon index1.83
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• Réduire le bruit de front (stéréoscopieélectroniq
  ue rapide)
• Améliorer la résolution spatiale
• Améliorer la résolution en énergie
• Augmenter la sensibilité
• Augmenter la couverture en énergie (descendre le
  seuil a 100 GeV)
• Grand champs pour les survey (H.E.S.S. 5o)

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Nouveau type de source au TeV

• Pre-periastron
• 26.2. - 2.3.2004
• 3 télescopes
• Angle Zénithal 42 degré
• Seuil 360 GeV
• Temps dobs. 7.8 h
• Post-periastron
• 19.3. - 29.3.2004
• Angle zénithal 44 degré
• Seuil 380 GeV
• Temps dobs. 17.4 h

Significativité 9.1 s
6.3 s

• En cours danalyse
• Avril, Mai 2004
• Temps dobs. 14 h

PSR B1259-63 / SS 2883
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Courbe de lumière

• Février/Mars
• Points pleins H.E.S.S. flux intégré au dessus
  de 400 GeV
• Ajustement par une constante ?2/ndf 61/15 ?
  variabilité
• Cercles RXTE (L. Costamente, B. Giebels)

Flux gt400 GeV a.u.
H.E.S.S. Preliminary
S.Schlenker (Gamma 2004)
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• Réduire le bruit de front (stéréoscopieélectroniq
  ue rapide)
• Améliorer la résolution spatiale
• Améliorer la résolution en énergie
• Augmenter la sensibilité
• Augmenter la couverture en énergie (descendre le
  seuil a 100 GeV)
• Grand champs pour les survey (H.E.S.S. 5o)

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HESS Camera à Large champ de vue

• Deux sources dans le même FOV
• Localisation 0.7 degré Nord
• Hot Spot 13 ? (39h)
• H.E.S.S. est un détecteur à
• large champ de vue
• 5 degrés Diamètre
• Détection de PSR B1259-63

H.E.S.S. Preliminary

• Pas de contrepartie dans les autres
• longueurs donde
• Seconde source non identifiée au TeV
• HESS J1303-63

PSR B1259-63
Feb.-June 2004H.E.S.S.(4 telescope setup)
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Centre galactique
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Centre galactique

• 2003 2 télescopes et 2 périodes dobservation
  (4.7h / 11.8h).
• Signal 6.1 ? et 9.2 ?
• Position compatible avec SgrA (lt14 30)
• Compatible avec une source ponctuelle (_at_ 0.1).
• Indication dune extension
• selon le plan Galactique.

3o FoV
30
Spectre

• Spectre dure dindex 2.21 0.09
• Flux au dessus de 165 GeV (1.82 0.22)10-7
  m-2s-1
• Flux au dessus de 1 TeV (2.07 0.23)10-8
  m-2s-1 ? 5 du Crabe

• Accélération de protons au voisinage de lhorizon
  et émission radiative ?
• Chocs sur des jets daccrétion de Sgr A ?
• Accélération dans des chocs de Supernovae (Sgr A
  East) ?
• Interaction de RC avec du gaz (n103/cm3) ?
• Neutralino / Wimp annihilation ?
• ???

Variability ?
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Est-ce un neutralino ?

• Spectre dannihilation dun neutralino massif
• (WW-, Z0Z0, qq pairs) loi de puissance
  cut-off
• CANGAROO M? 1-3 TeV
• HESS (cut-off contraint gt 4 TeV) M? gt 12 TeV
• Neutralino lourd nest pas favorisé par SUSY
• Pas de cut-off clairement identifié dans
• les données de H.E.S.S. ? source
  conventionnelle ?
• Nouvelles campagnes dobservations avec 4
  télescopes

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La génération suivante

• HESS II
• MAGIC II, VERITAS II
• Augmenter la résolution
• Augmenter la sensibilité (large réflecteur)
• Augmenter la couverture en énergie (descendre
  encore le seuil de détection)

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Génération suivante
GLAST (2007)
Observation du ciel de 50 MeV à 50
TeV Couverture Nord-sud Suivi Est-ouest
VERITAS II (2008?)
MAGIC II (2007?)
CANGAROO III
HESS II (2008?)
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H.E.S.S. II
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H.E.S.S. II
20 GeV en mono-télescope 50 GeV
en stéréoscopie avec HESS I
Installation prévue en 2008
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Next next generation
ECO-1000 (20??)
Nord
HAWC (20??)
Sud
5_at_5 vs LCA(20??)
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Conclusions

• Les instruments de nouvelle génération ont acquis
  plusieurs ordres de grandeur en sensibilité et en
  résolution.
• Avec les lancements de GLAST, AGILE, AMS la
  quantité de
• nouvelles sources va considérablement augmenter
  et dépasser probablement les capacités de suivi
  au sol.
• La compréhension des phénomènes au TeV se précise
  et les rayonnement gamma sont de bon traceurs
  de site daccélération pour létude des UHECR.
• Compte tenu des dimensions des télescopes
  actuels, la course aux bas seuils en énergie va
  nécessiter le développement de nouveaux
  photo-détecteur.

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That's all folks!
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Survey capability at high energy threshold

• Extensive Air Shower Array (EAS array)
• Wide-angle instruments surveying
• Running night and day
• Threshold Sensibility (1 y)
• Milagro 2 TeV 0.5 Crab
• Tibet III shower array 3 TeV 1 Crab
• ARGO YBJ 0.5 1 TeV 0.5 Crab

Tibet array
Milagro
ARGO
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Imaging Air Cherenkov Telescopes
The night
The night
The ground
Image of source is somewere along image of shower
axis ...
Use more views to locate source!
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Second generation of instruments
CAT
Fast electronic and small camera pixelisation
Stereoscopic system

• Excellent agreement between
• second generation instruments
• But
• limited flux sensitivity
• High threshold (250 GeV)
• HEGRA CAT switched off

WHIPPLE
Large mirror
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Second generation of instruments (contd)