Hélène Sol

Revue des résultats de HESS,
High Energy Stereoscopic
System
H. Sol, Workshop Pulsars Théories et Observations, 16 janvier 2006
Plan
• Une percée de l’astronomie gamma au sol
aux très hautes énergies
• Les accélérateurs cosmiques galactiques,
pulsars et SNR (survey au TeV, puis cibles
spécifiques)
• Le centre galactique
• Le domaine extragalactique
Une percée récente de
l’astronomie gamma au sol
Nombre de sources
cosmiques connues au TeV
TeV sources
unconfirmed sources
40
35
30
25
20
15
d’après les
résultats de
HESS 1 publiés
en 2005
10
5
19
87
19
89
19
91
19
93
19
95
19
97
19
99
20
01
20
03
20
05
0
De nouvelles sources,
et de nouveaux types
de sources ...
Une percée récente de
l’astronomie gamma au sol



Détection de la nébuleuse du Crabe :
# 50 heures avec Whipple (1989)
# 15 min avec HEGRA/CAT (1997)
# 30 sec avec HESS 1 (2004)
Survey du plan galactique avec HESS 1:
~ 30 deg2 en 100h pour une limite en flux
de 0.03 Crabe, soit 2π en ~ 7 ans
Nouvelle génération de télescopes
Cherenkov : CANGAROO III, HESS,
MAGIC, VERITAS
Détecter le flash bleuté de lumière
Cherenkov des gerbes cosmiques
signal
gamma
< 1%
(1 TeV = 2.4 x 10 26 Hz = 1.2 x 10 -16 cm)
fond
hadronique
Prise de données Cherenkov :
différents types d’événements
d’après W. Hofmann, HESS spokesman, MPI Heidelberg
Sources potentielles de rayons
gamma T.H.E. dans l’univers
• Rayonnement gamma de populations d’ électrons nonthermiques, par émission synchrotron et Compton-inverse :
pulsars, plérions, binaires-X, blazars et autres AGN, radio
sources extragalactiques, quasars, sursauts gamma ...
 rayonnement associé attendu en radio
• Rayonnement gamma produit par l’interaction de protons
énergétiques avec le gaz local, : SNR, nuages
moléculaires géants, plan galactique, galaxies proches,
galaxies ‘starburst’, amas de galaxies, et pratiquement tout
site d’ accélération et de production de rayons cosmiques ...
les RC révèlent au TeV le gaz ambiant
p+p  N + N + n1(π+ + π-) + n2 π0, π0  2 γ ( N = p ou n)
 contreparties radio possibles
• Annihilation de neutralinos (matière noire) ?
Plan
• Une percée de l’astronomie gamma au sol
aux très hautes énergies
• Les accélérateurs cosmiques galactiques,
pulsars et SNR (survey au TeV, puis cibles
spécifiques)
• Le centre galactique
• Le domaine extragalactique
Un enjeu actuel : la physique des
accélérateurs cosmiques
galactiques




Nébuleuses de vent de pulsar (PWN) et restes de
supernovae (SNR) : accélérateurs cosmiques
efficaces les plus courants dans notre Galaxie.
Systèmes binaires-X et microquasars :
accélérateurs de particules efficaces également.
Rayonnements radio et X attendus des
accélérateurs d’électrons, par émission synchrotron
des électrons énergétiques.
Ainsi sources gamma T.H.E. sans contrepartie radio
ou X pourraient être de nouveaux types
d’accélérateurs cosmiques ‘sombres’ :
 accélérateurs de protons uniquement ?
 accélérateurs faiblement magnétisés ?
Le ‘survey’ du plan galactique par
HESS aux très hautes énergies
Premier survey au TeV sensible à ~ 2% du Crabe, partie centrale de la
Voie Lactée entre -30 deg et +30 deg de longitude galactique, 230 h.
(Science, 2005; ApJ, 2006)
Survey : Quatorze nouvelles
sources au TeV à plus de 4 σ
Centre
Galactique
SNR
J1713
Toutes les nouvelles sources sauf 2 sont étendues (tailles < 10 arcmin).
Associations possibles avec pulsars, SNR, sources de X-durs ...
PSR ?
No association ?
Shell SNR ?
?
SNR, PSR ?
No association ??
PSR, PWN ?
Simulated PSF
Shell SNR ?
Hard X-rays ?
Découverte de l’émission au TeV
d’un candidat microquasar :
HESS J1826-148 = LS 5039




Système stellaire
binaire-X (étoile
normale + étoile
compacte)
Indices de jets radio
relativistes de vitesse
0.2 c
Association possible à
une source EGRET nonidentifiée
Détectée par HESS à 7σ
Nature des 17 sources du 1er
survey du plan galactique au TeV ?
Contreparties possibles diverses :
# 4 SNR
+ 1 SNR/BH (CG), 1 SNR/PWN,
1 SNR/XRB, 1 SNR/nonIDEgret
# 2 PulsarWN
+ 1 PWN/SNR, 1 PWN/nonIDEgret
# 1 Binaire X
+ 1 XRB/SNR
# 1 nonIDAsca
# 1 nonIDEgret
+ 1 nonIDEgret/SNR,
1 nonIDEgret/PWN
# 3 sources sans contreparties :
accélérateurs sombres ?...
# 1 BH/SNR (C.G.)


Pour 11 sources : distances ~ 4 à 10 kpc,
Lγ ~ (3-20) x 1034 erg/s
Distribution de l’échantillon en
latitude galactique
Echelle de hauteur ~ 0.3 deg
~ gaz moléculaire
Compatible avec les
distributions des SNR
et des pulsars énergétiques.
2 ou 3 associations possibles
avec des sources binaires X
HMXB très absorbées découvertes
par INTEGRAL
A la recherche des contreparties radio et X
‘Le cas de HESS J1813-178’
(sans contreparties apparentes a priori)
Meilleur fit obtenu pour une source étendue de 2’
Identification ultérieure de
contreparties radio et X pour
HESS J1813-178
Contours ASCA
en blanc,
contours VLA
en noir
(SNR en coquille)
faisceau HESS
(à partir de données non publiées; Brogan et al, 2005;
Ubertini et al, 2005; Helfand et al, 2005)
HESS J1813-178
= IGR J18135-1751 !
20 cm
radio SNR
HII
region
Association à une source
d’INTEGRAL
Cette source n’est donc pas un nouveau type
d’accélérateur sombre, plutôt un SNR en coquille ?
 for ‘dark accelerators’ ... try again ...
Exemples (hors survey)
d’autres sources galactiques
brillantes au TeV




Pulsar en système binaire (+ une
source non-identifée)
Nébuleuse de vent de pulsar (PWN)
Reste de supernova ‘composite’, avec
centre plérionique + coquille
Restes de supernova en coquille
Le pulsar binaire PSR B1259-63
-
-
-
Détection significative à > 13 σ
Pulsar milliseconde (48 ms) à
4900 années-lumière
Compagnon = étoile massive
Be avec éjection de masse
 ‘vent’ stellaire en forme de
disque ?
Première détection au TeV en
Février 2004, juste avant le
périastron : interaction entre
particules accélérées depuis la
magnétosphere du pulsar et
les photons et la matière du
disque, quand le pulsar le
traverse (A&A, 2005)
Emission au TeV prédite par
modélisation avant les
observations.
Pulsar binaire
PSR B1259-63 :
courbe de lumière
au TeV
Earth
direction
La première source cosmique
découverte par HESS au TeV :
dans le champ du PSR binaire
‘Hot
Spot’


Source à 0.6 deg du pulsar, diamètre ~ 0.2
deg, flux constant de Février à Mai 2004
Source découverte au TeV à 21 σ, sans
contreparties évidentes à d’autres énergies
jusqu’ici
 HESS J1303-631 (A&A, 2005)
HESS J1303-631
0.16°
Distribution des événements
on et off-source  étendue
Champ de J1303 : sources
radio et X, 2 régions HII,
et 5 pulsars.
Contreparties ? : la source radio
ou X la plus proche est un pulsar,
à 4.9’ (avec LTeV > Lrot !) ...  PWN ??
Plutôt un accélérateur de protons : vents ? nuages moléculaires ? SNR ?
La nébuleuse de vent de pulsar :
MSH 15-52
Nébuleuse optique RCW89
(SNR en coquille)
Carte au TeV (A&A, 2005)
ROSAT
PWN
pulsar
pulsar
Carte en X par Chandra
CdG
au
TeV
Pulsar central énergétique B1509-58
Flot à 0.2c (jet) le long de l’axe du pulsar ? Signal au TeV à 25 σ en 22h
Emission X synchrotron de e- accélérés
flux ~ 16 % Crabe
Détection au TeV marginale
ere image au TeV d’un ‘jet’ étendu

1
par Cangaroo en 2000.
MSH 15-52
profils au TeV
Une structure clairement résolue
•15’ le long de l’axe de la PWN
• 5’ transverse à l’axe
(fig. : meilleurs fits gaussiens et
source ponctuelle)
spectres THE
Spectre au TeV = loi de puissance
d’indice ~ 2.3 jusqu’à 30 TeV.
Modèle Compton-inverse d’ erelativistes sur le fond 3K, et l’ IR
d’étoiles et poussières (B ~ 17 μG)
Le SNR composite G0.9+0.1
(avec coeur de PWN + coquille)
Carte radio (90 cm) : coeur brillant
de PWN + coquille partielle
(située à 1° de Sgr A*)
Carte au TeV (A&A, 2005)
Signal de12 σ en 50 heures
Taille angulaire < 1.5’  PWN
G0.9+0.1
Spectre THE compatible avec
une loi de puissance d’indice
spectral ~ 2.4, de 200 GeV à 6 TeV
Distribution d’énergie spectrale de
la PWN, fit par synchrotron +
Compton-inverse sur fond stellaire,
CMB, et poussières.
A 8.5 kpc, LTeV ~ 2x1034 erg/s
ie la moitié du Crabe (à 2 kpc)
Le SNR en coquille : RX J1713.7-3946
La première carte jamais réalisée
en rayons γ T.H.E. (Nature, nov 2004)
Analyse ultérieure à 4 télescopes (A&A, sous presse)
keV
TeV
Modèle
géométrique de
coquille épaisse
de diamètre 1 deg
Morphologie détaillée
Etude spectrale : spectro 2D
E< 0.6 TeV
0.6 < E < 1.4 TeV
1.4 TeV < E
Leptons ou hadrons ??
RX J1713.7-3946 (G347.3-0.5)






Jeune SNR à 1 kpc, brillant en X (hot spot détecté au
TeV par Cangaroo)
Cartographié par HESS en 26 heures avec 2 télescopes
en 2003 (> 20 σ). Analyse en 2004 avec le réseau à 4
télescopes.
Première image spatialement résolue aux énergies du
TeV : révèle une évidente morphologie en coquille
Spectre T.H.E. jusqu’à 40 TeV : assez bien décrit par
une loi de puissance d’indice ~ 2.2, compatible avec
les modèles d’accélération dans ondes de choc.
Première évidence directe de production de rayons
cosmiques dans un SNR, avec des particules chargées
à 100 TeV
Scénario hadronique probable, mais leptonique encore
possible ...
images ROSAT de Vela
E >1.3 keV
- Détection à 12 σ en 3.2 h
d’exposition avec HESS 1
(A&A, July 2005)
- Morphologie en coquille
clairement visible, coincidant
avec l’émission X
(ici, contours ASCA)
Autre exemple :
le SNR en
coquille
Vela junior
RX J0852.0
Vela junior


Differential photon flux spectrum
Spectre d’indice ~ 2.1,
compatible avec
accélération de noyaux
dans onde de choc de SN
Modèles purement
leptoniques : nécessitent
un faible champ
magnétique
B ~ quelques μG
 scénario hadronique
d’interaction de protons
accélérés avec le milieu
interstellaire ambiant et
les nuages moléculaires :
le plus probable
Plan
• Une percée de l’astronomie gamma au sol
aux très hautes énergies
• Les accélérateurs cosmiques galactiques,
pulsars et SNR (survey au TeV, puis cibles
spécifiques)
• Le centre galactique
• Le domaine extragalactique
Le centre galactique
Carte radio à 90 cm
1ère carte au TeV, 2003
champ de 3 deg
(détection à 11.8 σ)
30’’ d’incertitude sur position : Sgr A* , ou SNR Sgr A est, ou autre ?
Le centre galactique
Spectre THE (données 2003)




Spectre dur d’indice
~ 2.2
Différent du spectre
pentu obtenu par
Cangaroo
Confirmé par données
2004 à 4 télescopes
Aucune variabilité
mise en évidence en
2003-2004
Le centre galactique au TeV
2 fortes sources TeV :
. J1745-290 (Sgr A* ?)
. G0.9+0.1
200 pc, résolution < 6’
Même carte après soustraction
de deux sources ponctuelles :
flux au TeV en fausse couleur,
contours du traceur moléculaire
CS en blanc  corrélation
Emission TeV diffuse bien corrélée à la distribution moléculaire.
Le flux au TeV nécessite une densité d’énergie de Rayons Cosmiques
> 3 fois celle de l’environnement solaire, et un spectre plus dur.
INTEGRAL
20-100keV
13 x 5 deg2
Le CG : un
accélérateur
efficace ...
- Plusieurs nouvelles sources X-dur
détectées par INTEGRAL vers le CG :
candidats trou noir, binaires X ...
- Source de rayons X durs (3-200 keV)
associée avec le nuage moléculaire
géant Sgr B2 : diffusion Compton
INTEGRAL
d’un rayonnement ancien de Sgr A* ??
40-100keV
~ un écho en X
(A&A, 2004)
2 x 2 deg2
- Sgr A* : un AGN de faible luminosité
pixel = 5’
il y a 300-400 ans ??
Source X-dur ~ Sgr A* (ApJL, 2004)
Plan
• Une percée de l’astronomie gamma au sol
aux très hautes énergies
• Les accélérateurs cosmiques galactiques,
pulsars et SNR (survey au TeV et cibles
spécifiques)
• Le centre galactique
• Le domaine extragalactique
Le domaine extragalactique aux
très hautes énergies




Découverte de 4 nouvelles BL Lac au TeV
Des contraintes sévères sur la physique des AGN et
sur les modèles de fond extragalactique infrarouge
(EBL)
Confirmation d’ une nouvelle classe de sources
cosmiques extragalactiques au TeV : les
radiogalaxies.
Limites supérieures pour plusieurs sources actives
et starburst. Recherche de structures étendues en
cours. Limitation en sensibilité.
Noyaux actifs de galaxie


Quelques (~ 5)
sources BL Lac,
connues en 2004 en tant
qu’ émetteurs au TeV,
avec flux X et radio
élevés.
En 2005 : 4 nouvelles BL
Lac trouvées au TeV (3
par HESS en rouge cicontre + 1 par MAGIC)
d’après L. Costamante, 2005
BL Lac = AGN avec des jets relativistes orientés vers l’ observateur
Découverte de la BL Lac
PKS 2005-489 au TeV
X-ray BL Lac à z = 0.071
mV = 15.3
Première détection au TeV par HESS
à 6.7 σ en 24.2 heures, courant 2004,
flux ~2.5% du Crabe (A&A, 2005)
PKS 2005-489 = HESS J2009-488
Source ponctuelle
détectée au TeV à la
position :
α = 20:09: 29.3s
± 2.7sstat±1.3ssyst
δ = - 48:49: 19’’
± 36’’stat ±20’’syst
 Position connue de la
BL Lac (J2000):
α = 20:09: 25.4s
δ = - 48:49: 53.7’’

 Δ ~ 35’’
spectre au TeV
Augmentation du flux entre
2003 et 2004.
Spectre T.H.E. très pentu
(indice ~ 4)
Découverte au TeV de trois
nouvelles BL Lac à plus grand z



H2356-309
à z = 0.165 (HESS)
1ES1101-232 à z = 0.186 (HESS)
1ES1218+304 à z = 0.184 (MAGIC à 5 σ)
Très utiles pour contraindre le fond IR extragalactique,
lequel absorbe partiellement les photons γ de T.H.E.
par création de paires e+e Les modèles ‘simples’ d’émission SSC imposent alors
un fond IR minimum
 intérêt cosmologique, évolution des galaxies


Bonne nouvelle pour l’astronomie gamma :
l’espace extragalactique serait plus transparent
au TeV que prévu
Absorption des photons au TeV par
le fond IR extragalactique
Distribution d’énergie
spectrale de l’EBL
Coeff. d’absorption
Spectre au TeV de 1ES1101
La valeur du fond IR est encore débattue (comptage # mesures directes).
Les modèles ‘standard’ d’émission au TeV d’AGN à grand z
nécessitent des valeurs minimales pour le fond IR, correspondant
aux valeurs déduites par simple comptage de galaxies.
Etude détaillée d’une TeV BL Lac :
PKS 2155-304
2’
Détection au TeV par Durham.
Détection confirmée par HESS
à 45 σ, campagnes multi-lambda,
et analyse de variabilité
Programme en cours à Nançay (A&A, 2005)
X-ray BL Lac, mV ~ 13
redshift z = 0.117
PKS 2155-304 : distribution en énergie spectrale
Données simultanées
en radio (Nançay), optique, rayons X et γ
Modèles leptoniques ou hadroniques ?
Absorption des rayons γ par le fond
IR extragalactique (EBL)
Distribution d’énergie
spectrale de l’EBL
Spectres au TeV de 2155, dé-absorbés
pour différentes valeurs de l’ EBL
Modèles leptoniques et hadroniques peuvent reproduire les
spectres de T.H.E. mais nécessitent ici des valeurs extrêmes des
paramètres physiques de la source dans le cas d’EBL élevé.
Nouveau type de NAG au TeV :
les radiogalaxies, avec M 87
Carte au TeV
Event by event angular resolution
Distribution des événements
on et off-source (2003-2004)
(squared angular distance between the
reconstructed shower position and the
source position)
Excès de 216 ± 49 événements en ~ 45 heures
dans la direction de M87  détection à 4.6 σ
La radiogalaxie M 87
Excès au TeV compatible avec une
source ponctuelle, et avec la position
du noyau et/ou du jet radio et optique
de M 87. Indices de variabilité.
Conclusion
Richesse de l’univers aux très hautes énergies
gamma - Détections de nombreuses sources et
nouveaux types de sources au TeV par HESS :
plusieurs pulsars, SNR, sources non-identifiées,
binaires X, BL Lac, radiogalaxies ...
Nouvelle autonomie du domaine gamma - Résolution
spatiale, sensibilité, analyse spectrale (2D), couverture
temporelle : outils efficaces pour découvertes, puis
étude des phénomènes nouveaux mis en évidence
Sources au TeV non thermiques, à spectres très
larges, majoritairement émetteurs radio
Projets radio importants : recherche de contreparties
aux signaux au TeV du scan galactique (vivier de
pulsars radio à fort Lrot ??), suivis en variabilité,
proposition de sources à rechercher au TeV, alertes ...
Le consortium HESS
•
•
•
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•
•
MPI Kernphysik, Heidelberg
Humboldt Univ., Berlin
Ruhr Univ., Bochum
Univ. Hamburg
Landessternwarte, Heidelberg
LLR, Ecole polytechnique,
Palaiseau
PCC, College de France, Paris
LPNHE-Paris, Univ. Paris VI and
VII
CEA, Saclay
CESR, Toulouse
LAOG, Grenoble
LUTH, Observatoire de Paris
GAM, Montpellier
•
•
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•
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Durham Univ.
Charles Univ., Prague
Yerevan Physics Institute
Dublin Inst. for adv. Studies
Univ. Namibia, Windhoek
Univ. Potchefstroom
•
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•
•
8 pays
19 instituts
70 physiciens, astrophysiciens
100 ingénieurs et techniciens
The HESS experiment,
High Energy Stereoscopic System




HESS 1 = Array of 4 telescopes, spaced
by 120m
Mirrors : 13 m diameter, segmented in
380 individual mirrors of 60 cm diameter
Cameras : 960 PMs
Field of view of 5 degree
Threshold : 100 – 200 GeV
PSF after alignment : 1.3’ ~ 0.38 mrad
Location : 23 degree sud, 15 degree est,
1800 m altitude, in Namibia
Les télescopes
• Monture alt-azimuth
• Surface de miroir ~107 m2,
diamètre 13 m, longueur
focale 15 m
• Miroir segmenté en 380
miroirs individuels de 60
cm de diamètre
HESS phase 1 : 4 télescopes
espacés de 120 m
23 deg sud, 15 deg est (Namibie)
Altitude : 1800m
Les caméras







960 PMs, 900 kg, 2m3
pixel = 0.16 deg,
soit 2.8 mrad
Champ de vue:
5 deg
Précision de pointage:
8”
Fenêtre d’intégration:
~ 16 nanosecondes
Seuil: 100-200 GeV
PSF après alignement:
1.3 ’, soit 0.38 mrad