Analyse spectrale

Nous dérivons trois points de flux très préliminaires puisque la significativité n’est que de 3σ. Ils sont représentés figure 6.7 et les détails sont donnés table 6.2.

E_min E_moy E_max N_ON N_OFF α Excès σ F−1σ F F+1σ

0.42 0.91 2.60 103 129 0.6 25.6 2.2 3.3 × 10⁻¹⁴ 7.2 × 10⁻¹⁴ 3.5 × 10⁻¹⁴ 2.60 4.14 7.16 21 16 0.6 11.4 2.4 2.1 × 10⁻¹⁵ 4.9 × 10⁻¹⁵ 2.3 × 10⁻¹⁵

7.16 20.34 100 7 5 0.6 4 1.46 UL à 2σ à 2.7 × 10⁻¹⁶

TABLE6.2 – Détail des points de flux. Les énergies sont en TeV et les flux en TeV⁻¹· cm−2· s−1.

FIGURE6.7 – Distribution d’énergie spectrale de PSR J1509-5850 réso-lue en phase dans l’intervalle [0.15, 0.45]. Le SED de Vela est rappelé

en gris pour la comparaison.

Nous remarquons que le rapport des flux entre Vela et PSR J1509-5850 entre le GeV et le TeV n’est pas du tout le même. Alors que le flux est 70 fois plus faible dans les mesures de F ermi-LAT, il est similaire dans les mesures de H.E.S.S. stéréo. Nous représentons le rapport entre le flux de PSR J1509-5850 et celui de Vela figure 6.8. Pour estimer les flux de Vela aux énergies des points de PSR J1509-5850, nous avons utilisé la valeur donnée par les ajustements ECPL de F ermi et de la loi de puissance au TeV de HESS Stéréo.

FIGURE 6.8 – Rapport des flux de PSR J1509-5850 dans l’intervalle [0.15, 0.45]sur les flux de Vela P2. Ce rapport est dérivé sur la base des points de flux de PSR J1509-5850 et des ajustements pour le pulsar de Vela (ECPL sur les données du LAT et loi de puissance sur les données

de HESS).

6.4 Résumé

Dans ce chapitre nous avons analysé 50 heures de données d’archive prises entre 2004 et 2010. Elles montrent une indication à 3.2σ avec le test du maximum de vrai-semblance et avec le test de Li&Ma en faveur de pulsations au-dessus de 500 GeV. Sur la base de cette indication, nous avons demandé des données en 2018 et nous en avons obtenu 42h. Dans ces données, on distingue deux périodes. Dans la pre-mière, on ne trouve aucune trace de signal. Dans la deuxième, l’excès et la signifi-cativité augmentent à un taux proche de celui des données d’archive. Cela pourrait être un signe de problèmes instrumentaux, par exemple liés à la calibration, dans la première période. Nous n’avons pas trouvé la cause du problème et donc pas pu intégrer ces nouvelles données dans l’analyse.

Si toutefois ce signal était confirmé, cela voudrait dire que le rapport TeV / GeV de PSR J1509-5850 serait bien plus favorable que celui de Vela pour les détections de très haute énergie, par exemple pour des raisons d’effets géométriques dans l’émis-sion anisotropique des pulsars. Que le rapport des composantes HE et VHE des pul-sars soit susceptible de varier notablement d’un pulsar à l’autre autorise une dose d’optimisme pour le futur des détections de l’émission pulsée dans le domaine du TeV.

CHAPITRE

7

Phénoménologie

With four parameters I can fit an elephant, and with five I can make him wiggle his trunk.

John Von Neumann

Résumé

Ce chapitre est dédié à une étude phénoménologique de l’émission pulsée multi-TeV de Vela. Après une revue de l’état de l’art, nous nous plaçons dans le cadre du modèle du vent strié au-delà du cylindre de lumière. L’émission γ est due à des particules accélérées par reconnection magnétique dans la feuille de courant. Elles émettent un rayonnement syn-chrotron (l’émission au GeV de Vela) et font une diffusion Compton inverse sur des photons cibles (l’émission pulsée au TeV). Jusque là, seule l’émission SSC a été considérée dans le cadre de ce modèle auquel nous ajoutons d’autres champs de photons cibles, dont le prin-cipal est le rayonnement de corps noir de l’étoile à neutrons. Ce modèle se distingue des autres peut-être avant tout par son boost relativiste qui participe à expliquer les énergies si élevées que nous avons mesurées dans les pulsations de Vela.

Les paramètres du modèle sont ajustés sur les données de F ermi-LAT et de H.E.S.S. : on trouve de bons ajustements pour différentes valeurs de facteur de Lorentz du vent et de distance au pulsar. Nous avons prêté une attention particulière aux simulations PIC à deux reprises : pour suivre une accélération réaliste du vent et pour le spectre des particules accélérées par reconnection magnétique.

Davantage d’observations qui permettraient de prolonger le spectre de Vela au-delà de quelques dizaines de TeV offriraient un moyen de discriminer les modèles sans boost (qui prévoient une coupure vers 10 ou 20 TeV) des modèles avec boost (où la coupure peut avoir lieu bien au-delà de 100 TeV).

Enfin, nous proposons d’expliquer les pulsations du Crabe au TeV par un modèle appa-renté.

Sommaire

7.1 Introduction . . . 166

7.2 Description du modèle . . . 174

7.3 Les paramètres du modèle . . . 181

7.4 Méthode d’optimisation . . . 186

7.5 Résultats . . . 187

7.6 Application du même modèle à PSR B1706-44, PSR J1509-5850 et au Crabe . . . 199

7.7 Résultats principaux / conclusion . . . 204

7.1 Introduction

Nous avons mesuré une nouvelle composante spectrale en provenance du pulsar de Vela qui émet à des énergies jusque là jamais détectées pour des émissions pul-sées, ce que nous avons détaillé dans le chapitre 4. Cette composante implique des sites, quelque part autour du pulsar, dans la magnétosphère ou bien dans le vent, où des particules sont accélérées à des énergies fantastiques et où elles rayonnent avec l’intensité que l’on observe.

Nous avons présenté les principaux modèles de pulsar dans le chapitre I. Alors que la magnétosphère a longtemps été considérée comme la région d’émission par la majorité des modèles, l’idée que l’émission de haute énergie se situe plutôt au-delà du cylindre de lumière se répand de plus en plus, guidée par les résultats récents des simulations.

Nous rappelons d’abord brièvement les éléments fondamentaux des observa-tions de pulsars à très haute énergie que tout modèle bien élevé devrait (essayer de) prendre en compte avant de passer en revue les modèles incluant une telle compo-sante.