Analyse morphologique de la nébuleuse Vela X

L’analyse morphologique de la nébuleuse Vela X a été effectuée à l’aide de l’outil Sourcelike, selon la méthode explicitée en section VII.4.1. Les IRFs, les modèles décrivant l’émission diffuse (galactique et extragalactique) ainsi que le spectre et la distribution des sources voisines considérés lors de cette analyse sont similaires à ceux employés dans le cadre de l’étude de la nébuleuse MSH 15-52, décrite au cours du chapitre précédent.

Dans le cadre de l’étude de la distribution spatiale des photons, seuls les évènements d’énergie supérieure à 800 MeV ont été considérés. Ceci permet d’une part de s’affranchir de l’émission diffuse, la nébuleuse Vela X étant située près du plan galactique (latitude galactique l ∼ −3.2), et d’autre part de bénéficier d’une résolution angulaire satisfaisante nécessaire à l’analyse morphologique précise de

XIII.3. OBSERVATIONS DE LA RÉGION DE VELA AVEC LE FERMI-LARGE AREA TELESCOPE

FIG. XIII.3 – Carte en test statistique (TS) au dessus de 800 MeV de la région de Vela, représentée en coordonnées galactiques. La valeur de chaque pixel représente le TS cor-respondant à l’hypothèse d’une source ponctuelle située à la position de ce pixel. Les contours de la nébuleuse Vela X dérivés des observations à la fréquence de 61 GHz par l’expérience WMAP sont représentés en vert. La position du pulsar de Vela est indiquée par une croix blanche. La source située à la potions (l, b) = (260.30^◦, −3.16^◦) est

spatia-lement coïncidente avec une partie du vestige de supernova Puppis A.

cette source.

La figure XIII.3 représente la carte en TS dérivée de l’analyse réalisée avec l’outil Sourcelike au dessus de 800 MeV. Le TS est ici calculé sous l’hypothèse d’une source ponctuelle située à la position de chaque pixel par la méthode explicité en section VII.3.2 :

T S = 2(log(Likelihoodsource) − log(Likelihood₀) (XIII.1) où Likelihood_source et Likelihood₀correspondent respectivement aux valeurs de vraisemblance dans les hypothèses d’une source plus un modèle de fond d’une part, d’un modèle de fond seul d’autre part. Ainsi, cette carte permet d’apprécier la significativité de l’excès observé au dessus de l’émission diffuse.

L’émission observée par le LAT présente des structures localisées à l’est et au sud du pulsar de Vela, dont la position est marquée par une croix blanche. Nous constatons en particulier que cette émission est spatialement corrélée avec les contours de la source Vela X observée par l’expérience Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) à haute fréquence radio (61 GHz), permettant ainsi l’identification de la source émettrice en rayons γ en tant que la nébuleuse Vela X.

Les résultats de l’analyse réalisée avec l’outil Sourcelike dans l’intervalle en énergie 800 MeV – 20 GeV sous les hypothèses spatiales de source ponctuelle et de disque uniforme sont présentés en table XIII.1. La différence en TS (∆TS), indiquée dans la dernière colonne, est de 47.9

FIG. XIII.4 – Profil radial des données du LAT centré sur la position (l, b) =

(263.03^◦, −3.27^◦), dérivée de l’ajustement réalisé avec l’outil Sourcelike au dessus de

800 MeV sous l’hypothèse d’une source ponctuelle. La contribution de l’émission dif-fuse (galactique et extragalactique) est indiquée par un histogramme en gris. A titre de comparaison, la forme de la PSF est indiquée par une courbe en rouge.

(i.e. ∼ 7 σ ), pour une source étendue par rapport à l’hypothèse ponctuelle, ce qui démontre que la source est significativement étendue par rapport à la PSF du LAT. La nature étendue de cette source peut également être déduite de la comparaison du profil radial et de la forme de la PSF, représentés tout deux en figure XIII.4. L’ajustement de la distribution spatiale de photons par un disque uniforme à l’aide de l’outil Sourcelike indique une extension de rayon 0.88^◦± 0.12^◦.

Les corrélations spatiales existant entre l’émission observée par le LAT et les modèles spatiaux correspondant à la morphologie de la nébuleuse Vela X dans les différents domaines spectraux ont été étudiées. Ainsi, les modèles spatiaux correspondant à l’excès observé en rayons γ de très haute énergie par l’expérience H.E.S.S. (Aharonian et al., 2006 Vela X) et dans le domaine radio par WMAP (à 61 GHz), ainsi que les modèles de source ponctuelle et de disque uniforme correspondant aux résultats indiqués en table XIII.1 ont été utilisés dans le cadre d’une analyse spectrale réalisée avec l’outil gtlike, selon la méthode décrite au cours de la section VII.4.2. Les valeurs de TS obtenues

Modèle Longitude Latitude Rayon ∆TS spatial galactique galactique (degrés)

(degrés) (degrés)

Source ponctuelle 263.03 -3.27 – – Disque uniforme 263.34 -3.11 0.88 ± 0.12 47.9

TAB. XIII.1 – Position du centroïde et extension de la nébuleuse Vela X obtenues avec

Sourcelike dans l’intervalle en énergie 800 MeV – 20 GeV sous différentes hypothèses

spatiales. La dernière colonne indique la différence en TS par rapport à l’hypothèse d’une source ponctuelle.

XIII.3. OBSERVATIONS DE LA RÉGION DE VELA AVEC LE FERMI-LARGE AREA TELESCOPE

Modèle spatial Test Statistique Source ponctuelle 44.0

Disque uniforme 84.4 Contours H.E.S.S. 53.1 Contours WMAP (61 GHz) 94.0

TAB. XIII.2 – Comparaison des TS issus de l’ajustement spectral des données du LAT au dessus de 800 MeV avec gtlike pour différentes hypothèses spatiales.

dans chacune des hypothèses spatiales sont indiquées en table XIII.2. Nous notons en particulier que les modèles de disque uniforme et correspondant à l’émission observée par WMAP, donnant les valeurs de TS les plus élevées, sont les mieux adaptées à décrire l’émission observée par le LAT, et représentent une amélioration significative (∆T S > 40) par rapport à l’hypothèse d’une source

ponctuelle. Par ailleurs, le profil extrait des observations de la source Vela X par H.E.S.S. ne semble pas significativement corrélé avec l’émission observée par Fermi, comme l’indique la différence en TS existant entre les hypothèses les plus favorables en terme de vraisemblance (le disque uniforme, par exemple) et l’hypothèse labellée ”Contours H.E.S.S.” dans la table (∆T S = −31.3).

Des analyses morphologiques de cette source réalisées à l’aide des outils Sourcelike et gtlike, nous déduisons que l’émission observée par le LAT est significativement étendue et spatialement corrélée avec l’émission observée dans le domaine radio, ce qui est en parfait accord avec le modèle d’émission comportant deux populations leptoniques suggéré par de Jager et al. (2008). De plus amples détails à ce sujet seront présentés au cours de la discussion en section XIII.5.