Analyse spectrale de la nébuleuse du Crabe

L’analyse de la nébuleuse a été effectuée sur l’intervalle en phase 0.52 – 0.87, supposé non conta-miné par l’émission pulsée.

Une analyse morphologique, réalisée avec l’outil Sourcelike et telle que décrite au cours de la section VII.4, a révélé la nature ponctuelle de la source en comparaison de la résolution angulaire caractérisant l’instrument LAT.

L’analyse spectrale de la nébuleuse du Crabe a ensuite été réalisée à l’aide de l’outil gtlike et sui-vant la méthode introduite au cours de la section VII.5.2. Les photons de l’intervalle non pulsé et dans une région de 20^◦ autour de la position du pulsar ont été sélectionnés. La version des IRFs utilisées

FIG. XI.4 – Cartes en photons (unités arbitraires) représentant en coordonnées équato-riales l’émission du pulsar du Crabe (en haut) et de sa nébuleuse (en bas), dans différents intervalles en énergie. Gauche : 100 MeV – 1 GeV ; Milieu : 1 – 10 GeV ; Droite : 10 – 100 GeV.

est P6_V3. L’émission diffuse galactique a été modélisée en utilisant le modèle GALPROP (Strong et al. 2000) ¹, tandis que l’émission diffuse extragalactique est supposée isotropique spatialement et suivant un spectre en loi de puissance. Le modèle spatial et spectral tient compte des sources détectées significativement (i.e. caractérisées par un TS supérieur à 5 σ ) au dessus de 100 MeV par la procédure décrite en référence Abdo et al., 2009 (Catalogue 3 mois) mais appliquée à 6 mois de données.

Les incertitudes systématiques liées à la surface efficace ont été estimées par la méthode explicitée au cours du paragraphe VIII.2.1.

Les résultats de l’analyse effectuée précédemment à partir des données recueillies par l’expérience EGRET ont montré la prédominance de la composante Compton inverse au dessus de ∼ 200 MeV par rapport à la composante synchrotron, détectée principalement à plus basse énergie.

Les analyses effectuées sur 8 mois de données obtenues avec l’instrument Fermi-LAT révèle dé-sormais un spectre qui peut être modélisé par la somme de deux lois de puissance :

dN

dE ^{= Nsync(EGeV)}

−Γsync+ N_IC(E_GeV)⁻ΓIC cm⁻²s⁻¹MeV⁻¹ (XI.3) où N_sync= (9.1 ± 2.1 ± 0.7) × 10⁻¹³cm⁻² s⁻¹MeV⁻¹, N_IC = (6.4 ± 0.7 ± 0.1) × 10⁻¹² cm⁻² s⁻¹ MeV⁻¹ sont les préfacteurs et Γsync = (3.99 ± 0.12 ± 0.08) and ΓIC = (1.64 ± 0.05 ± 0.07) les indices spectraux correspondant aux composantes synchrotron et Compton inverse respectivement. La loi de puissance modélisant la composante synchrotron constitue une indication de la pente du spectre dans l’intervalle 100 MeV – 400 MeV, qui correspond en fait à la partie au delà de la cou-pure exponentielle de cette composante observée dans un contexte multi-longueur d’onde. Le flux

XI.3. OBSERVATIONS DE LA RÉGION DU CRABE AVEC LEFERMI-LARGE AREA TELESCOPE

FIG. XI.5 – Distribution spectrale en énergie de la nébuleuse du Crabe sur l’intervalle 100 MeV – 300 GeV, renormalisée à l’ensemble de la phase. Les résultats spectraux du LAT sont représentés en rouge. Les erreurs statistiques sont représentées par des barres d’er-reurs verticales en noir. La somme quadratique des erd’er-reurs statistiques et systématiques est représentée par des barres d’erreurs verticales en rouge. Les barres d’erreurs horizontales délimitent l’intervalle en énergie. Les lois de puissance correspondant aux composantes synchrotron et Compton inverse sont représentées par des droites en magenta et bleu res-pectivement. La somme de ces composantes est représentés par une courbe en noir. Les résultats spectraux de l’expérience CGRO-EGRET sont représentés en vert, pour compa-raison (Kuiper et al. 2001).

de la nébuleuse du Crabe au dessus de 100 MeV et renormalisé à l’ensemble de la phase est de (9.8 ± 0.7 ± 1.0) × 10⁻⁷ cm⁻² s⁻¹. Les erreurs indiquées correspondent aux incertitudes statis-tiques et systémastatis-tiques. Aucune coupure spectrale n’a pu être mise en évidence pour chacune des composantes spectrales lors de l’analyse des 8 premiers mois de données LAT.

La figure XI.5 représente la distribution spectrale en énergie de la nébuleuse du Crabe, renorma-lisée à l’ensemble de la phase et sur l’intervalle 100 MeV – 300 GeV étudié avec le LAT. Les droites représentées en magenta et bleu correspondent à l’ajustement des composantes synchrotron et Comp-ton inverse respectivement, tandis que la courbe en noir représente la somme de ces contributions. Les points spectraux obtenus par le LAT, représentés en rouge, ont été dérivés par divisant la bande 100 MeV – 300 GeV en intervalles en énergie total de largeur identiques (en échelle logarithmique). Pour des raisons de statistiques, les intervalles en énergie à plus haute énergie sont plus larges que ceux re-présentés à basse énergie. Ces point spectraux représentent le résultat d’un ajustement par maximum de vraisemblance utilisant toujours l’outil gtlike et ne dépendant pas du modèle spectral de la source. Nous pouvons constater en particulier la précision des points spectraux de Fermi permise par sa sensibilité accrue par rapport à l’expérience EGRET, dont les résultats sont représentés en vert.

de Jager et al., 1996 (Crabe) met en évidence la variabilité de la composante synchrotron observée sur une échelle de temps de l’ordre de 1 an dans les données EGRET. L’étude de variabilité récemment

FIG. XI.6 – Distribution spectrale en énergie du pulsar du Crabe sur l’intervalle 100 MeV – 30 GeV. Les résultats spectraux du LAT sont représentés en rouge. Les conventions adoptées pour la représentation des points spectraux obtenus par Fermi sont décrites en légende de la figure XI.4. Le résultat spectral le plus favorable, i.e. dans l’hypothèse d’une loi de puissance avec coupure exponentielle, obtenu avec gtlike est représenté par une courbe en noir. Les résultats spectraux de l’expérience CGRO-EGRET sont représentés en vert, à titre de comparaison (Kuiper et al. 2001).

réalisée sur les données Fermi, sur des échelles de temps de 1, 2 et 4 mois n’a révélé aucune variation de flux significative pour chacune des deux composantes spectrales de la nébuleuse du Crabe.

La statistique dont nous disposons au terme de 8 mois de mission n’est pas suffisante pour per-mettre l’estimation de la coupure spectrale de la composante Compton inverse, bien que celle-ci soit prédite à des énergies de l’ordre de la centaine de GeV au vu des résultats spectraux de Fermi et des expériences au sol dédiés à la très haute énergie. De plus amples détails à ce sujet seront présentés en section XI.4.1.