Courbe de lumière

L'émission gamma des noyaux actifs de galaxie est connue pour être variable. Mrk421 a déjà montré à plusieurs reprises des sursauts d'émission particulièrement intenses [86] [87] [88]. De plus, les conséquences physiques des échelles de temps impliquées et des amplitudes relatives sont très importantes pour contraindre la géométrie de la zone d'émission (cf chapitre suivant). La figure 11.3 donne la courbe de lumière de Mrk501 obtenue avec CAT dans les conditions suivantes:

• acquisitions à moins de 40$^0$ du zénith,
• acquisitions répondant aux critères de sélection préalablement définis au paragraphe 3.4 de la partie III (avec étude détaillée systématique lorsque certains paramètres sont proches des valeurs de coupure),
• corrections d'acceptance, d'efficacité et de temps mort pour rendre homogène le lot de données (grâce aux fonctions calculées au chapitre Simulations, efficacité et acceptance de la partie précédente).

Avec de telles contraintes, la qualité des conditions météorologiques et techniques (absence de parasites électroniques...) est assurée par plusieurs grandeurs dont les indications se recouvrent. Les variabilités mises en évidence sont donc consécutives à un comportement intrinsèque de la source, aux fluctuations statistiques près.

L'abscisse représente le jour Julien modifié (MJD), c'est à dire la date Julienne à laquelle on retire 2400000.5, cette dernière étant comptée à partir du premier janvier - 4712 à 12h. Un point est porté pour chaque MJD durant lequel des observations ont eu lieu et donne la moyenne de la nuit (pouvant porter sur 1 à 8 acquisitions "ON-source" de 30 minutes). Exception faite du mois de mai pour lequel la pluie n'a pas permis de prendre des données, les larges plages blanches correspondent à la présence de la Lune dont la luminosité induit un bruit de fond de ciel trop important. L'ordonnée est un nombre de gammas reconstruits par minute dans les coupures choisies après correction des effets précédemment mentionnés et normalisation aux valeurs à 90$^0$ de site: les acceptances et efficacités sont ramenées à leurs valeurs au zénith.

Les variabilités ainsi mises en évidence sont très importantes. Les points les plus bas sont compatibles avec un flux nul ( $0.18\pm0.47~\gamma/min$ le 6 septembre et $0.03\pm0.37~\gamma/min$ le 25 septembre) tandis que le point le plus haut est aux alentours de 8 fois la valeur habituelle du Crabe ( $14.6\pm0.50~\gamma/min$ le 15 avril). La moyenne est à $3.0~\gamma/min$, avec une dispersion de $2.4~\gamma/min$ sur la distribution statistique.

Figure 11.3: Courbe de lumière de Mrk501 incluant toutes les données de CAT à moins de $40^0$ du zénith.

La figure 11.4 donne les courbes de lumière des trois expériences CAT, Whipple et HEGRA durant le mois d'avril. Les variations ne sont indicatives que d'un point de vue relatif, la normalisation ayant été ajustée pour optimiser la correspondance. Le très bon accord des données ainsi présentées ouvre une nouvelle voie: les télescopes situés à des longitudes différentes n'observant pas les objets célestes en même temps, (les points de Whipple sont, en moyenne, décalés de 8 heures par rapport à ceux de CAT), il sera très profitable de réunir toutes les données sur une source pour établir un suivi complet de celle-ci. Les acquisitions de CAT et de HEGRA (observatoire aux Canaries) sont contemporaines mais peuvent se fiabiliser entre elles et permettre une meilleure couverture temporelle en cas d'incidents techniques ou météorologiques locaux.

Les observations de Mrk501 ont donc été une source d'information importante pour comprendre la nature et les propriétés des noyaux actifs de galaxie mais elles ont également produit une banque de données considérable de gammas vus par plusieurs détecteurs indépendants, permettant d'affiner les modèles de gerbe électromagnétique.

Figure 11.4: Courbes de lumière comparées de CAT, Whipple et HEGRA obtenues sur Mrk501 au mois d'avril.

Des variabilités de plus courte échelle de temps ont été recherchées dans l'ensemble de la base de données. Les temps caractéristiques les plus petits mis en évidence sont de l'ordre de l'heure, au cours de la nuit du 7 juin 1997. Les télescopes de Whipple et HEGRA ont également enregistré de fortes variations durant cette même soirée [89]. Le tableau 11.1 présente les nombres de gammas par minute mesurés pour 4 acquisitions successives de 15 minutes par CAT. Un doublement (à 5 écarts standards environ) en 45 minutes est ainsi très vraisemblable. Il est intéressant de noter que sur l'ensemble des données, une unique nuit présente des variations substantielles. En particulier, les acquisitions du 15 avril, lors du grand sursaut, sont toutes au même niveau.

Table 11.1: Nombre de gammas par minute pour 4 acquisitions successives de 15 minutes durant la nuit du 7 juin 1997 pour lesquelles l'heure (temps universel) moyenne est donnée. La fréquence de déclenchement et le bruit de fond de ciel (en photoélectrons par seconde) sont constants.

$<$heure TU$>$	22h29	22h44	23h00	23h15
$\gamma$/min	$4.8\pm 0.7$	$6.7 \pm 0.8$	$6.3 \pm 0.8$	$9.0 \pm 0.9$
déclenchement	13.17 Hz	13.18 Hz	13.20 Hz	13.16 Hz
bruit de fond de ciel	12.8 MHz	13.0 MHz	13.0 MHz	12.9 MHz