RECHERCHE DE PHOTONS PULSES AU-DESSUS DE 30 GEV DANS LE CRABE ET
PSR B1951+32 AVEC LE DETECTEUR CERENKOV ATMOSPHERIQUE CELESTE
Emmanuel Durand – 20 janvier 2003 - CENBG
ƀ Les pulsarsƀ Les pulsars gammaƀ Principe de CELESTE ƀ Datationƀ Objectifs de l’analyseƀ Le pulsar du Crabe et PSR B1951+32ƀ Conclusions et perspectives
A mon père…
LES PULSARS
ƀ Pulsar = étoile à neutrons en rotation rapide et à champ magnétique intense.
Champ magnétique 1012 GaussPériode de rotation ms – quelques secondesMagnétosphère = plasma chargé
ƀ Étoile à neutrons = stade ultime des étoiles de masses résiduelles 1.4 - 3 masses solaires, suite à l’effondrement gravitationnel de l’étoile suivi de l’explosion en supernova.
Masse = 1-3 masses solaires Superfluide de neutrons
Diamètre = 10 km Densité = 1018 kg/m3
(109 tonnes / cm3)
ƀ Propriétés internes et externes :• Champ gravitationnel intense Objets les plus relativistes directement observables• Véritables laboratoires pour différents domaines de la Physique• Intérêt astrophysique : Relativité Générale (ondes gravitationnelles)
Densité d’électrons milieu interstellaire
LES PULSARSBref historique :ƀ 1932 : découverte du neutron par J. Chadwick (prix Nobel 1935)ƀ 1934 : naissance du modèle de l’étoile à neutrons (W. Baade & F. Zwicky)ƀ 1939 : structure interne d’une étoile à neutrons (J.R. Oppenheimer & G. Volkoff)ƀ 1967 : Découverte de la première émission pulsée par A. Hewish & J. Bellƀ 1968 : Découverte du premier pulsar : PSR B1919+21 (P=1.337s)ƀ 1968 : Modèle du phare pour expliquer l’émission pulsée (Gold & Pacini)
LES PULSARS
ƀ Aujourd’hui : plus d’un millier de pulsars recensés : essentiellement radio Quelques dizaines de pulsars X Une dizaine de pulsars optiques
ƀ 8 pulsars gamma = pulsars jeunes Champ magnétique intense Période courte (P) Ralentissement important (dP/dt)
OBSERVATION DES PULSARS EN GAMMA
10 GeV 300 GeV
8 pulsars gamma dont 6 seulement au-dessus de 100
MeV
Aucun pulsar vu du sol !!!
?
COUPURE DES SPECTRES ENTRE 10 GeV ET 100 GeV
ƀ Propagation des particules chargées le long des lignes de champ magnétiqueƀ Cylindre de lumière : délimite la magnétosphère en corotation avec l’étoile (Crabe : T = 33 ms , RCL 1600 km)
RCL=c/
ƀ Lignes de champ ouvertes
Courants de fuite
Zone dépourvue de charge
Champ électrique accélérateur parallèle aux lignes de champ magnétique
E 1012 V.m-1
Accélération des particules chargées qui émettent des photons
• Synchrotron • Rayonnement de courbure • Inverse Compton
ƀ Surface de neutralité : d’un côté des charges positives, de l’autre des charges négatives
Emission pulsée : dans la magnétosphère du pulsar
ƀ Absorption des photons par création de paires écrantage du champ électrique accélérateur délimite les cavités accélératrices cassure du spectre gamma en énergie
OBSERVATION PAR CELESTE AUTOUR DE 30 GEV CONTRAINTES SUR LES MODELES THEORIQUES POUR LA PREMIERE FOIS !!!
ƀ 2 zones possibles 2 modèles théoriques :
• Modèle de la calotte polaire : Polar Cap • Modèle de la cavité externe : Outer Gapƀ Les différences :
• Forme de la cassure spectrale Calotte polaire = super
exponentielle Cavité externe =
exponentielle• Energie E0 de la cassure
spectrale E0 Polar Cap < E0 Outer Gap
• Taille angulaire du faisceau
Les cavités accélératrices
PULSARS CANDIDATS POUR
CELESTERappel : 8 pulsars gamma dont 7 aux énergies de EGRET
ƀ 6 pour E > 100 MeVƀ 3 dans l’hémisphère nordƀ Geminga : coupure autour de 5 GeV+ à 1h du Crabe en ascension droite+ Nébuleuse du Crabe = chandelle standard
2 candidats pour CELESTE 1 – PSR B1951+32 2 – Crabe
LES DEUX PULSARS CANDIDATS POUR CELESTE
CRABE
Distance : 2 kpc 6.5 années lumière Période : 33.4 msAge : 949 ans (Supernova en 1054)Luminosité : 441034 ergs/sChamp magnétique : 3.81012 GObjet associé : nébuleuse du Crabe (SNR)
PSR B1951+32
Distance : 2.5 kpc 8.2 années lumière Période : 39.5 msAge : 10000 ansLuminosité : 151034 ergs/s 1/3 CrabeChamp magnétique : 4.91011 GObjet associé : CTB80 (SNR)
Gerbe de particules
secondairese+, e- ,
Photons Cerenkov(bleu et UV)
Tour 100
m
40 heliostats de 54 m2
ƀ Simple pointé 11 km (17 km)ƀ Double pointé 11/25 km
Photons
PRINCIPE
Optique secondaire &
PMs
300 m
250 m
Majorité trigger3/5 ou 4/5
POINTS DELICATS DE LA TECHNIQUE
ƀ Le bruit = cosmiques : 25 Hz sur le Crabe au transit dans nos donnéesƀ Signal = quelques gamma par minute
Réjection :ƀ Majorité trigger : 3/5 ou 4/5 réjection des coïncidences fortuitesƀ Coupures d’analyse
ƀ Bruit de fond de même nature que le signalƀ Stabilité de l’atmosphèreƀ Pas de calibration sur faisceau-test : simulation Monte Carlo avec ses imperfections
Pour le pulsar :ƀ Analyse en phase MESURES HORS PIC REMPLACENT MESURES HORS SOURCE (OFF)
PHASOGRAMMES
ƀ La Terre n’est pas un référentiel Galiléen dates TDB au barycentre du SS pour chaque événementƀ Traduire la date en terme de phase (phase = fraction de tour)
tdbi
Données éphémérides
radio
t0 , f0 , f0’
Extrapolation
Phase i PHASOGRAMME
× N événements
ƀ CRABE : Jodrell Bank – Tous les moisƀ PSR B1951+32 : DELICAT !!! Observatoire de Nancay et Jodrell Bank
( TDB = Temps Dynamique Barycentrique )1 tour
tn tn+1
ƀ Pics optiques alignés avec les pics radio : P1 : [0.94 – 1.04] P2 : [0.32 – 0.43]
Validation de :BARYCENTRISATION
CALCUL DES PHASES
DATATION GPS
ƀ Plusieurs prises de données réalisées sur des périodes différentes et sur deux années
MESURE DU CRABE EN OPTIQUE
2 périodes
DEFINITION DES INTERVALLES DE PHASE (EGRET)ƀ NOTATIONS
LW : Leading Wing BRIDGE : Espace entre les deux pics P : Peak OP : Off PulseTW : Trailing Wing
ƀ CRABE ƀ PSR B1951+328 int. : LW1, P1, TW1, BRIDGE, LW2, P2, TW2, OP 4 int. : P1, OP1, P2, OP2
STATISTIQUE DES DONNEES SUR LE CRABE
ƀ Sélection des données :• Durée > 400 secondes• Taux de comptage : 3/5 : 20 Hz < < 30
Hz4/5 : 6 Hz < < 16 Hz
• Stabilité des taux de comptage• Angle horaire : -2 h < H < +2 h
ƀ Statistique après sélection :• Lot 1 simple pointé & majorité déclenchement 3/5 48 runs (16.02 h)• Lot 2 simple pointé & majorité déclenchement 4/5 21 runs (7.78 h)• Lot 3 double pointé & majorité déclenchement 3/5
29 runs (8.91 h)
STATISTIQUE PSR B1951+32
ƀ Sélection des données :• Durée > 400 secondes• Taux de comptage : 3/5 : 12 Hz < < 17
Hz4/5 : 5 Hz < < 10 Hz
• Stabilité des taux de comptage• Angle horaire : -2 h < H < +2 h
ƀ Statistique après sélection :• Lot 1 simple pointé & majorité déclenchement 3/5 22 runs (6.66 h)• Lot 2 double pointé & majorité déclenchement 3/5 19 runs (5.93 h)• Lot 3 double pointé & majorité déclenchement 4/5
24 runs (7.71 h)Pourquoi différents lots ? Acceptance à basse énergie ?
ACCEPTANCE
ƀ Acceptance = surface effective de collection
A basse énergie : 11/25 km – 3/5 < 11 km – 4/5 < 11 km – 3/5PREFERENCE POUR LE LOT 1
10000 m2
PROCEDURE D’ANALYSE
ƀ OBJECTIF : Augmenter le rapport signal sur bruit en dessous de 50 GeV
Rejeter hautes énergies
Rejeter un maximum de hadrons
ƀ METHODE : • Test de différentes coupures sur les données gamma simulées
• Pas de MC hadrons fiable test coupures sur données OFF réelles
• Pouvoir des coupures :
- Efficacité sur gamma simulés =
- Facteur de qualité Q = / OFF1/2
Altitude de pointé
Direction
pointée
Maximum de la gerbe
- 2 -Distribution de lumière au sol
Temps d’arrivée des
photons Cerenkov au
sol
- 1 -Reconstruction du
front d’onde Cerenkov
Info = courants d’anode, échelle des groupes, dates GPS, info météo …, etc.
Fenêtre 100 ns
PRINCIPE DE CELESTE
- MESURES -Charge collectée
NATURE DES COUPURES
ƀ RAPPEL CELESTE = échantillonneur
2 informations essentielles : DISTRIBUTION DE LUMIERE AU SOL
TEMPS D’ARRIVEE AU SOL
ƀ NATURE DES COUPURES • Réjection hautes énergies : CHARGE • Réjection hadronique :
HOMOGENEITE DE LA DISTRIBUTION DE LUMIERE AU SOL
TEMPS D’ARRIVEE
GAMMA 300 GeV PROTONS 300 GeV
GAMMA 50 GeV PROTONS 50GeV
COUPURE EN CHARGE
CHARGE MOYENNE / HELIOSTAT TOUCHE : Qmoy < 15 pe / héliostat
Qtotale
E < 50 GeV
100 %
OFF 80 %
Q 1.1
QMoyen
E < 50 GeV
100 %
OFF 55 %
Q 1.3
COUPURE TEMPORELLE
ƀ Rappel : ajustement d’un front d’onde sphérique à partir des temps d’arrivée pour reconstruire la direction résidus de l’ajustement du front d’onde : résidus gamma < résidus hadrons
Maximum des résidus < 5 ns
Pour E < 50 GeV :
100 %
OFF 35 %
Q 1.7
BILAN DES COUPURES
BILAN : 2 coupures uniquement :ƀ Charge moyenne Qmoy < 15 pe / héliostatƀ Maximum des résidus < 5 ns
Pour E < 50 GeV : 100 %
OFF 15 %
Q 2.7
10000 m2
Lot 1 : 3/5 - simple pointéANALYSE
CRABE
Données brutes
Données après coupures
Et l’angle horaire ?
OP2
i
OPi
NfNNNσ
Lot 1 : 3/5 - simple pointé
Données après coupures
+Sélection en angle
horaire moyen-3/4 h < H < +3/4 h
Semble préconiser une sélection en angle horaire |H|< 3/4 h
ANALYSE CRABE
Et pour H > 3/4 h ?
Lot 2 : 4/5 - simple pointé ANALYSE
CRABE
-3/4 h < H < +3/4 hAprès coupures
Totalité du lot 2Après coupures
Pas de signal
Lot 3 : 3/5 - double pointé
-3/4 h < H < +3/4 hAprès coupures
Totalité du lot 3Après coupures
ANALYSE CRABE
Pas de signal
Lot 1 : 3/5 - simple pointé
-3/4 h < H < +3/4 hAprès coupures
Totalité du lot 1Après coupures
ANALYSE PSR B1951+32
Pas de signal
Lot 2 : 3/5 - double pointé
-3/4 h < H < +3/4 hAprès coupures
Totalité du lot 2Après coupures
ANALYSE PSR B1951+32
Pas de signal
Lot 3 : 4/5 - double pointé
-3/4 h < H < +3/4 hAprès coupures
Totalité du lot 3Après coupures
ANALYSE PSR B1951+32
Pas de signal
BILAN DE L’ANALYSE
ƀ CRABE : situation ambiguëExcès sur le lot 1 à moins de 3/4 heure en angle
horaire moyen compatible avec un signal MAIS significativité < 5
ƀ PSR B1951+32 : situation claireAucun signal mis en évidence
DEMARCHE : 1 - Significativité insuffisanteLIMITE SUPERIEURE2 - Si signal sur le Crabe : Flux ?
Compatible avec autres observations ?
ƀ Principe : si pas de signal, on estime le nombre maximum d’événements pulsés qui pourraient être noyés dans les fluctuations statistiquesƀ Pratique :
1 - Limite supérieure en nombre d’événements2 - Flux total EGRET instantané + atténuation
exponentielle (b=1 , OG) ou super exponentielle (b=2 , PC)3 – Intégration et détermination de l’énergie de
coupure E0
LIMITE SUPERIEURE
τΔΦTNdEekEE)A(
obs
Supérieure LimiteE/Eγ-0
b0
Loi de puissance EGRETAcceptance
CELESTE Terme de coupure
Durée totale d’observatio
nTemps mort
(20%)Intervalle de phase
: 0.64
ƀ DONNEES : prise en compte UNIQUEMENT des données • simple pointé
• majorité 3/5• -3/4 h < H < +3/4
h ƀ ACCEPTANCE : Incertitude de 30 % sur l’échelle en énergie
A(E) A( (10.30)E )
LES DONNES POUR LES CALCULS DES LIMITES SUPERIEURES
ƀ EN PRATIQUE : - Acceptance la plus faible = A(0.7E) - 2 hypothèses de spectre :
• Atténuation exponentielle Cavité externe
• Atténuation super-exponentielle Calotte polaire
LIMITE SUPERIEURE SUR LE CRABE
Coupure exp.
E0 < 80 GeVA(0.7E)
Prédictions théoriques : rayonnement de coubure uniquement
LIMITE SUPERIEURE SUR LE CRABE
Coupure super-exp.
E0 < 75 GeVA(0.7E)
Difficile de conclure avec de telles limites supérieures
Compatible avec les prédictions des deux modèles
LIMITE SUPERIEURE SUR PSR B1951+32
Coupure exp.
E0 < 57 GeVA(0.7E)
LIMITE SUPERIEURE SUR PSR B1951+32
Coupure super-exp.
E0 < 62 GeVA(0.7E)
Idem Crabe : compatible avec les prédictions des deux modèles
PROBLEME : taux de comptage 3/5 15 Hz 25 Hz pour le Crabe
EFFET SAISONNIER
Rappels : Saison Taux
PSR B1951+32 été 15 HzCRABE hiver25 Hz
40 % de moinsPas pris en
compte dans le calcul de la
limite supérieure
Travail préliminaire : Atténuation de l’acceptance de 40% en amplitude
MAIS ceci suppose que les effets observés pour les hadrons sont
les mêmes pour les gamma
HADRONS
Limites supérieures augmentent :Coupure exp. : E0 < 57 GeV E0 < 97 GeVCoupure super-exp. : E0 < 62 GeV E0 < 89 GeV
SIGNAL PULSE SUR LE CRABE ?
Rappels :Lot 1 : simple pointé et majorité 3/5+ sélection en angle horaire |H| < 3/4 h en angle horaire
moyen + coupures
Conforme au profil attendu ?
Périodicité ?
3 remarques
…
X haute énergie2-100 keV
X basse énergie
0.5 – 2 keV
basse énergie
100 keV-10 MeV
haute énergie
> 100 MeV
BRIDGE inexistantP1 > P2
BRIDGE présentP1 < P2
BRIDGE présentP1 < P2
BRIDGE inexistantP1 > P2
REMARQUE 1 : BRIDGE
BRIDGE PRESENTP1 < P2
P1 P2
LW1 P1LW1 TW1
REMARQUE 2 : EGRET HAUTE ENERGIE
TW1 BRIDGE LW2
LW2 P2 TW2
Intervalles de phase
favorables :P2 +
BRIDGE +
Ailes inter-pics = TW1 &
LW2
Coupure ?
REMARQUE 3 : TEST STATISTIQUE
Test d’uniformité = H-test (indépendant du découpage en phase) (De Jager)Pour les 20 runs du lot 1 à |H|< 3/4 h :
H-test = 21.4 P(H-test>21.4) = 0.02%Distribution : H-test croit avec la statistique
ƀ Tous les autres lots : H-test < 5 P(H-test>5) = 14%
BILAN
Profil observé compatible avec l’extrapolation
Quel serait le flux ?
FLUX PULSE DU CRABE
Coupure exp.14 GeV < E0 < 57
GeVA(1.3E) > A >
A(0.7E)
Acceptance nominale :
E0 = 25 GeV
5.4 / min (taux instantané)
2.7 / min (taux moyen
observé)
FLUX PULSE DU CRABE
Coupure super-exp.
19 GeV < E0 < 60 GeV
A(1.3E) > A > A(0.7E)
Acceptance nominale :
E0 = 31 GeV
5.4 / min (taux instantané)
2.7 / min (taux moyen
observé)
COMPATIBILITE
Question : pourquoi rien sur les autres lots ? Compatible ?ƀ On suppose un flux = flux déterminé à partir des 20 runs (Lot 1 , |H|< 3/4 h) E0 = 25 GeV
ƀ Lot 2 – simple pointé & 4/5 , |H| < 3/4 h : OP = 15284 évtsTobs = 5.5 h
ƀ Lot 3 – double pointé & 3/5 , |H| < 3/4 h : OP = 18022 évtsTobs = 4.3 h
ƀ On estime la significativité attendueLot 2 : b=1 b=2
1.5 / min 1.4 / min (observé)Significativité = 1.8 Significativité = 1.7
Lot 3 : b=1 b=2 1.4 / min 1.2 / min (observé)Significativité = 1.2 Significativité = 1.0
Absence de signal sur les lots 2 et 3 pas incompatible avec un signal sur le lot 1
CONCLUSIONS & PERSPECTIVES POUR CELESTE
ƀ Première observation autour de 30 GeV pour le pulsar du Crabe et PSR B1951+32ƀ Développement d’une analyse temporelle spécifique aux pulsarsƀ Développement d’une analyse spécifique aux gammas de basses énergiesƀ Etablissement de limites supérieures sur le Crabe et PSR B1951+32ƀ Présence d’un excès à 3.3 sur un lot de donnéesƀ Nouvelles données sur le Crabe, dans la nouvelle configuration du détecteur optimisée pour l’analyse standard ON-OFF. Incidence à basse énergie ?ƀ Compréhension et prise en compte des effets d’atmosphèreƀ Affiner la maîtrise de l’acceptance aux basses énergies avec la simulation
LA PROCHAINE GENERATION DE DETECTEURS
ƀ Détecteurs au sol :MAGIC : Canaries 30 GeV 1 télescopeHESS : Namibie 50 GeV 4 télescopesVERITAS : Arizona 75 GeV 7 télescopes
ƀ Détecteurs embarqués sur satellite :INTEGRAL Octobre 2002 ~MeVGLAST 2006 30 MeV 300 GeV, 25 sensibilité d’Egret
-AMS 2005 énergie, sensibilité ~ comme EgretAGILE 2004
-3 -2 -1 0 1 2
Log[Period (s)]
-20
-19
-18
-17
-16
-15
-14
-13
-12
-11
Log
(Per
iod
deriv
ativ
e)
ƀ Confirmation des observations EGRET
Princeton Pulsar Catalog c. 1995
-3 -2 -1 0 1 2
Log[Period (s)]
-20
-19
-18
-17
-16
-15
-14
-13
-12
-11
Log
(Per
iod
deriv
ativ
e)
LA PROCHAINE GENERATION DE DETECTEURS
ƀ Recherche de nouveaux pulsars gamma parmi les nouveaux pulsars radio
ƀ Spectre à la cassure Calotte polaire et/ou Cavité externe
ƀ Population de pulsars : Radio-quiet (Geminga) / Radio-loudƀ Sources non-identifiées d’EGRET
ATNF Pulsar Catalog c. 2002
FIN
EGRET GLASTRadio-loud Radio-quiet Radio-loud Radio-quiet (pulsed)
POLAR CAP
Sturner & Dermer (1996) 4 1
Gonthier et al. (2002)
no B decay 7 1 76 74 (7)
B decay 9 2 90 101 (9)
OUTER GAP Yadigaroglu & Romani (1995) 5 17
Zhang, Zhang & Cheng (2000) 10 22 80 1100
POPULATIONS PREDITES
TAUX D’HUMIDITE ?
Sélection en taux de comptage � runs avec H > 80% rejetés
De nombreux runs sans info météo�
Pas de sélection en taux d’humidité !!! (à contrôler par la suite …)
COUPURE EN CHARGE
CHARGE TOTALE : Q < 500 pe
E < 50 GeV
100 %
OFF 80 %
SIGNIFICATIVITE
De nombreux points n’ont pas été pris en compte pour le calcul de la significativité :
ƀ Coupure en angle horaire : établie à partir du même lot de données
ƀ Nombre d’essais : binning …, etc ƀ Htest semble indique une périodicité (différent pour tous
les autres lots) ƀ Profil conforme au profil attendu d’après EGRET à haute
énergie
Ce qui pourrait augmenter la significativité : ƀ Même structure sur un autre lot de données ƀ Démonstration par le MC ou par d’autres données de la
sélection en angle horaire
OP2
i
OPi
NfNNNσ
OP
i
ΔΦΔΦf Rappels : pour un bin i
Le cycle de la vie d’une étoileLe cycle de la vie d’une étoile
Proto-étoile dans la « nurserie » d’étoiles
Etoile géante
SupernovaeType II
= 100
> 3.4
Trou noir
Etoile simple
Fin de la séquence principal
Géante rouge
Nébuleuseplanétaire
< 10
< 1.4
Naine blanche
Géante rouge
SupernovaeType II
> 10
1.4 – 3.4
Etoile à neutronou pulsar
Etoile double
SupernovaeType I
Disque d’accrétion
Explosionen novae
Nébuleuse :« Nurserie » de nouvelles étoiles
Sébastien Incerti
BARYCENTRISATION
Périodicité perdue au niveau de l’observatoire car :ƀ Déplacement de la Terre et du pulsar / barycentre du Système Solaireƀ Champ gravitationnel du Soleil et des planètes géantes (Relativité Générale)ƀ Dispersion de plasma (négligeable en gamma)Datation des événements / un point fixe = barycentre du Système Solaire
PROCEDURE COMPLEXE MAIS INDISPENSABLE
Comment tester cette procédure ?
ƀ Vérification par comparaison avec les résultats de Jodrell Bankƀ Accumulation de données optiques avec CELESTE sur le Crabe …
MESURE DU CRABE EN OPTIQUEPrincipe : utilisation de 3 à 6 héliostats en pointé parallèle sur le CrabeLes courants :ƀ Collection des courants d’anode des PMsƀ Suppression composante continue (bruit de fond de ciel + Nébuleuse) : couplage capacitif
Information temporelle :ƀ Injection de charge déclenche le détecteur générations des dates GPS
Acquisition :ƀ Carte ADC 12 bits collecte les courants et le signal triggerƀ Lecture par un PC
Analyse :ƀ Synchronisation des voies courants avec voie triggerƀ Filtrage des fréquences parasytes (100 Hz principalement)
MAXIMUM DES RESIDUS
ƀ Données OFF : 2 populations d’événements
Idem gamma simulation
Hadrons ou problème avec les
codeurs FADC ?
ƀ Idée : utilisation des résultats (fiables) de l’analyse standard ON-OFF du Crabe
MAXIMUM DES RESIDUS
OFFON
ON - OFF
Après coupures standards :
Et PSR B1951+32 ?
Quelques idées ?
ƀ Effet saisonnier : on ne maîtrise pas l’impact de cet effet sur
l’acceptance peut être fatal pour les basses énergies
ƀ Statistique des données à |H| < 3/4 h : 10 runs (20 pour le Crabe)
40 % en taux de comptage facteur 1/4
ƀ Physique du pulsar : PSR B1951+32 plus vieux que le Crabe
Champ magnétique plus faible …, etc
3 runs 4/5Seuil = 30 mV/
héliostat
Efficacité groupe1 20%
3 runs 4/5Seuil = 40 mV/
héliostatEfficacité groupe 1
95%signal ?Attendu : 0.7 Observé : 2.2
LOT 2 –11 KM , 4/5
EVOLUTION DE L’ACCEPTANCE AVEC L’ANGLE HORAIRE
ACQUISITION ET TAUX DE COMPTAGE
SOURCE HESS MAGIC 5@5 gammas/heure gammas/heure Hz
Crabe 100 730 10
Vela 8 500 50
Geminga << 1 30 13PSR B1951+32 180 530 4PSR B1055-52 8 130 3
PSR B1706-44 240 870 9
5 @ 5 : 5 grands télescopes en stéréo à une altitude de 5 km
ƀ 5 grands télescopes = Grande surface de miroir
ƀ Altitude = réduit l’absorption atmosphériqueƀ Imagerie stéréo = améliore résolution spatiale
et énergie
TAUX ATTENDUS AVEC LES DIFFERENTS IMAGEURS
The (near) Future
Integral (October 2002!)• Cyclotron turnovers (normal pulsars)• Millisecond pulsars
Agile (2003)• Confirm EGRET candidates• New Parkes pulsars• Better high-energy sensitivity• Unidentified EGRET sources
GLAST (2006)• Many more radio pulsars detect• Blind pulsation searches radio-quiet pulsars• High-energy spectra• Unidentified EGRET sources
POPULATIONS PREDITES