Les réseaux d'astronomie gamma au sol utilisent abondamment les simulations de Monte-Carlo. A la différence des expériences sur accélérateur, il n'y a aucune possibilité de disposer de faisceau test connu et maîtrisable pour permettre un étalonnage du détecteur. La simulation doit se décomposer en deux parties indépendantes:
Les différents groupes participant aux expériences Tcherenkov atmosphériques ont développé des codes qui ont une origine commune mais des "histoires" divergentes. De façon générique, on retrouve la prise en compte des phénomènes suivants:
Il est néanmoins indispensable de trouver un compromis dans la prise en compte de ces phénomènes pour minimiser le temps de calcul sans altérer les résultats physiques. Lors de la simulation, les particules secondaires sont suivies individuellement. Pour chacune, il est a priori possible d'envisager une désintégration ou une interaction produisant de nouvelles particules. Le suivi cesse quand elle passe en-dessous de tout seuil d'interaction et de production de lumière Tcherenkov. Le pas de suivi est typiquement choisi à 0.2 longueur de radiation.
L'absorption atmosphérique est prise en compte sous forme d'un tableau
d'atténuation en fonction de la longueur d'onde. Afin de réduire le nombre
de photons gérés, une partie de l'efficacité quantique des
photomultiplicateurs est immédiatement appliquée. L'effet du miroir et des
cônes de Winston apparaît par la suite comme une absorption
supplémentaire.
Le programme de gerbes électromagnétiques utilisé lors de la mise au point
de la méthode d'analyse au
LPNHE-X [40] est issu du code KASKADE,
développé par Kertzman et Sembroski [69] autour du noyau UNCAS
dû à Gaisser [70]. Ses caractéristiques ont été comparées
au programme mis en place pour l'expérience Themistocle au LPCC [33]. Ce
dernier dérive du logiciel DELSIM [71] utilisé au CERN. Le
tableau 8.1 montre la très bonne compatibilité des
simulateurs pour le nombre total de photons Tcherenkov (),
la dispersion de cette
grandeur (
), le nombre de photons Tcherenkov dans une fine couronne pour un
paramètre d'impact fixé
150 m, au-delà du "plateau" de la
distribution de lumière (
, l'angle moyen d'arrivée des photons
par rapport à la direction de visée
(
) et sa
dispersion (
). En revanche, subsiste une différence significative au niveau de la
dispersion des temps d'arrivée des photons Tcherenkov au sol (
). L'origine de ce
désaccord n'est par claire et il n'y a pas d'indication expérimentale
discriminante. La présence de l'amplificateur (OPA 623) élargissant
les impulsions des photomultiplicateur pour s'affranchir de cet effet permet
d'éviter toute influence d'une éventuelle largeur (RMS) de 3.3 ns sur le
déclenchement. De même, les conséquences sont négligeables sur la charge
lue qui est intégrée sur 13 ns. Dans la pratique, les codes de simulation
comparés sont donc en excellent accord sur l'ensemble des observables
directement impliquées dans l'analyse des données.
|
Au niveau de la simulation du détecteur, l'instrument a été modélisé [40] en détail par la prise en compte de tous les paramètres connus sur les caractéristiques mécaniques, optiques et électroniques (à l'exception des comparateurs individuels qui ont été remplacés par des discriminateurs de largeur fixe, plus faciles à prendre en compte). Le bruit de fond de ciel n'est pas simulé au niveau du déclenchement puisqu'un simple calcul combinatoire (et les données réelles) prouve que la probabilité de coïncidence fortuite est pratiquement nulle. En revanche, son effet sur la mesure du signal, compte-tenu du couplage capacitif, est inclu. Les principales améliorations apportées depuis le programme initial concernent essentiellement: