Spectres et flux

La connaissance du flux différentiel d'émission de la source est en l'occurrence essentiellement importante du point de vue de l'indice spectral: la normalisation dépend fortement des données choisies puisque l'objet étudié est hautement variable. La figure 11.5 présente les spectres obtenus durant le sursaut le plus important, pendant l'état de repos (de l'année 1997, c'est-à-dire déjà un état haut du point de vue global) et avec l'ensemble des données. En dépit d'une légère indication, non statistiquement significative, de durcissement du spectre au cours des états de haute activité ( $\alpha=2.35\pm0.06$ pour le sursaut le plus haut et $\alpha=2.89\pm0.13$ durant l'état bas), l'indice semble pratiquement constant au cours du temps. Le flux mesuré sur l'ensemble des observations à moins de 10$^0$ du zénith est:

$${\bf\Phi=(5.89 \pm 0.22) \times 10^{-7} \left( \frac{E}{1~TeV} \right)^{-2.40 \pm 0.04}~m^{-2}~s^{-1}~TeV^{-1}}$$

où les erreurs sont purement statistiques. La méthode de maximum de vraisemblance utilisée pour extraire le signal est identique à celle exposée pour le spectre du Crabe. Les angles zénithaux ont été limités à cette faible valeur pour éviter d'éventuels biais systématiques non encore étudiés.

Figure 11.5: Flux différentiels de Mrk501 mesurés pendant le sursaut le plus important, avec toutes les données (angle zénithal $<10^0$) et hors des sursauts.

Le groupe de HEGRA a mesuré un indice spectral différentiel de $2.47\pm0.07$ [90], soit une différence de 0.19 avec celui du Crabe (dans le sens d'un spectre plus dur) obtenu par la même expérience. Celui de CAT est légèrement plus faible que celui de HEGRA mais la différence avec l'indice spectral du Crabe (de CAT) est du même ordre (0.15) et dans le même sens. Il peut donc exister une faible systématique ($\approx$ 0.1 sur l'indice) entre les deux expériences.

L'équipe du Whipple obtient un indice préliminaire de $2.27\pm 0.05$ (erreurs purement statistiques) [91]. Il résulte de l'utilisation d'une caméra à 151 pixels non encore bien étalonnée et les systématiques sont vraisemblablement très dominantes.

Les trois lots de données convergent donc vers un spectre légèrement plus dur que celui de la nébuleuse du Crabe: ( $\alpha_{spec}^{501}~\approx~\alpha_{spec}^{Crabe}-0.2$), avec $\Phi=\Phi_0\left( \frac{E}{E_0} \right)^{-\alpha_{spec}}$.