L’av`enement de l’astronomie γ de pr´ecision avec la g´en´eration actuelle de t´elescope Tche-renkov au sol, et de l’instrument Fermi-LAT dans l’espace a conduit `a la d´etection de plusieurs
Distance au Soleil [ kpc ] 0 5 10 15 20 25 30 Distance au Soleil [ kpc ] 0 5 10 15 20 25 30 ] -1 V itesse radiale [ km.s -160 -140 -120 -100 -80 -60 -40 -20 0 20 Distance au Soleil [ kpc ] 0 5 10 15 20 25 30 Distance au Soleil [ kpc ] 0 5 10 15 20 25 30 ] -1 V itesse radiale [ km.s 0 10 20 30 40 50 60 70
Figure 7.5 – Vitesse radiale en fonction de la distance au syst`eme solaire dans le mod`ele de rotation de la galaxie [56] pour deux directions d’observation proches du centre galactique `a gauche (l=348.5 ;b=0.1), et dans une direction oppos´ee `a droite (l=205.5, b=0.5). Cette figure est extraite de [80].
candidats d’associations de vestiges de supernova avec des nuages mol´eculaires (SNR/MC). L’utilisation des donn´ees de la sonde spatiale et des instruments au sol est primordiale pour bien caract´eriser le spectre γ afin d’en d´eduire la nature des particules acc´el´er´ees et d’estimer l’efficacit´e de leur acc´el´eration par l’onde de choc.
7.3.1 Une forme spectrale diff´erente ?
W28 Nord
Une association SNR/MC ´etudi´ee en d´etail est le cas de W28. Ce syst`eme est relativement proche de la Terre, ∼3-4 kpc [88]. Son ˆage estim´e `a partir de mesures de rayons X, est ´evalu´e `a ∼30 000 ans [109, 148]. Plusieurs nuages mol´eculaires ont ´et´e observ´es et sont potentiellement associ´es avec le vestige. Un maser OH a ´et´e d´etect´e en co¨ıncidence avec le nuage du nord [82]. Ce nuage est situ´e au bord de la coquille correspondant aux ´emission X et radio les plus intenses. L’interaction entre le vestige et ce nuage est donc certaine.
Une ´emission au TeV a ´et´e d´etect´ee par H.E.S.S. en direction de ce syst`eme [18]. Quatre pics d’´emission ont ´et´e ´et´e observ´es en co¨ıncidence avec la position des nuages. De plus une ´emission au GeV ´etendue a ´et´e d´etect´ee ´egalement par Fermi -LAT [95]. L’´emission la plus brillante au GeV vient du nuage nord, si`ege de l’interaction. Le rapport s’inverse au TeV o`u les nuages qui n’interagissent pas sont plus brillants. Ce contraste peut s’expliquer par la diffusion des rayons cosmiques de tr`es haute ´energie [87]. Une mesure d’ionisation du milieu, `a partir du rapport d’intensit´e de raie de HCO+ et de DCO+, confirme la surabondance de rayons cosmiques au GeV dans le nuage du nord [175]. Ces rayons cosmiques seraient donc confin´es par le choc.
Le spectre de rayons γ dans le nuage nord diff`ere des spectres des coquilles pr´esent´ees plus haut. En effet, Fermi-LAT mesure une brisure spectrale `a 1.0±0.2 GeV. L’indice avant et apr`es cette brisure est 2.09 ± 0.08 et 2.74 ± 0.06 respectivement. Le spectre mesur´e par H.E.S.S. dans le domaine du TeV est de 2.66 ± 0.27, compatible avec Fermi-LAT au del`a de la brisure.
W49B
Un autre cas d’interaction SNR/MC d´etect´e au GeV et au TeV est W49B. Cet objet montre de nombreux traceurs d’interactions [111,187] indiquant que la supernova a explos´e `a l’int´erieur du nuage mol´eculaire et que le vestige est enfoui dans cette r´egion dense. La distance est encore sujette `a discussion, une premi`ere estimation de ∼8 kpc [146] a ´et´e revue, sugg´erant que le ves-tige se trouverait `a la mˆeme distance que la r´egion HII de son voisinage, W49A, `a ∼11.4 kpc [41]. Les derni`eres observations confirment cette mesure en l’´evaluant `a ∼10 kpc [187]. Ce vestige de supernova est beaucoup plus jeune que W28 puisque son ˆage est estim´e `a ∼4000 ans [107].
L’´emission au GeV a ´et´e d´etect´ee par Fermi -LAT en 2010 [6] et par H.E.S.S. [43] l’ann´ee suivante. Les deux rayonnements proviennent de la mˆeme r´egion. Une nouvelle fois, une brisure spectrale est observ´ee dans la gamme d’´energie du GeV `a Ebreak = 4.8 ± 1.6 et dont les indices spectraux sont 2.18 ± 0.04 avant et 2.9 ± 0.2 apr`es celle-ci. Le spectre des donn´ees de H.E.S.S. est bien ajust´e par une loi de puissance d’indice 3.1 ± 0.3.
D’autres candidats ambigus
L’explosion d’´etoile massive engendre g´en´eralement un objet compact. Cet objet est poten-tiellement un ´emetteur de rayons γ par diff´erents m´ecanismes (voir chapitre 1). La r´esolution angulaire des observatoires de rayons γ, spatiaux et terrestres, est encore limit´ee et l’identifica-tion de l’´emission γ est rendue difficile par la pr´esence de plusieurs ´emetteurs possibles. C’est le cas de plusieurs candidats d’interaction SNR/MC.
CTB 37A est un vestige de supernova proche de RX J1713.7−3946. Une ´emission au TeV co¨ıncidente avec la pr´esence de masers OH a ´et´e d´etect´ee par H.E.S.S. [16] L’´emission au GeV a ´et´e d´etect´ee par Fermi-LAT [139] et ne permet pas de conclure sur la nature du rayonnement γ. Les donn´ees au GeV sont bien d´ecrites par une parabole logarithmique ce qui sugg`ere une variation spectrale avec l’´energie comme les candidats SNR/MC cit´es au dessus.
Un cas similaire, W41, est d´etect´e dans les deux gammes en ´energie [139,100]. Cette ´emission est potentiellement associ´ee `a une n´ebuleuse `a vent de pulsar ou `a une interaction SNR/MC observ´ee par l’´emission de maser OH. Les deux spectres sont bien d´ecrits individuellement par une loi de puissance dont les indices diff`erent de ∆Γ ∼ 0.5.
Enfin, Puppis A est un cas unique d’association SNR/MC. La morphologie de la source montre une forte interaction du vestige avec un nuage mol´eculaire [70]. Fermi-LAT a mesur´e le rayonnement γ de cette source [139, 11] alors que les donn´ees de H.E.S.S. n’ont pas conduit `a sa d´etection [93]. De plus l’extrapolation de la loi de puissance observ´ee dans le domaine d’´energie du GeV est incompatible avec les limites sup´erieures d´eduites au TeV. Cela sugg`ere qu’une brisure spectrale ou une coupure a lieu dans le spectre γ entre le domaine d’´energie de chaque instrument.
7.3.2 La signature des hadrons acc´el´er´es
Le spectre γ issu de l’interaction de vestige de supernova avec des nuages mol´eculaire est diff´erent de celui des coquilles. Dans ces objets le rayonnement au GeV est plutˆot dur d’indice 1.5-1.9 et avec un spectre au TeV de ∼2.3 [8]. Pour le cas des associations SNR/MC d´etect´ees,
le rayonnement au GeV est important avec un indice spectrale de ∼2-2.2, celui au TeV est beau-coup plus mou ∼2.8-3. La forte ´emission au GeV est difficilement expliquable par le m´ecanisme compton inverse. En revanche le rayonnement bremsstrahlung d’une population de leptons, ou de d´esint´egration de pions neutres peuvent reproduire les donn´ees dans la plupart des cas.
Cependant en 2013, la Collaboration Fermi -LAT a publi´e la premi`ere d´etection de signatures spectrales hadroniques dans le spectre γ de deux associations SNR/MC. La figure 7.6 montre les spectres γ de IC443 `a gauche et de W44 `a droite. Les ajustements des donn´ees avec des mod`eles leptoniques d’´emission bremsstrahlung et hadroniques montrent, `a basse ´energie, que l’interpr´etation hadronique est significativement favoris´ee. La distribution de rayons cosmiques qui permet un bon ajustement des donn´ees est une loi de puissance bris´ee. La cassure spectrale (du rayonnement γ) se situe `a ∼2 GeV pour W44 et ∼20GeV pour IC 443. Le spectre avant ces cassures est de 2.36 ± 0.05 et 2.36 ± 0.02 respectivement, et de 3.5 ± 0.3 et 3.1 ± 0.1 apr`es. Pour le cas de IC 443 le spectre a haute ´energie est confirm´e par MAGIC [26] et VERITAS [7].
Figure 7.6 – Spectre γ de deux vestiges de supernova en interaction avec des nuages mol´eculaires. Le meilleur ajustement est r´ealis´e par un mod`ele d’´emission de d´esint´egration de pions neutres produits par une population de rayons cosmiques dans le nuage. La distri-bution de ces hadrons suit une loi de puissance bris´ee. Gauche : Spectre de IC 443. Droite : Spectre de W44. Ces figures sont extraites de [12].
C’est la premi`ere signature hadronique en provenance de vestige de supernova jamais d´etect´ee. Cette ´etape importante dans la compr´ehension de l’acc´el´eration des rayons cosmiques par les vestiges de supernova, pose toutefois de nouvelles questions.
7.3.3 Des questions en suspens
Les quelques associations SNR/MC d´etect´ees en rayons γ pr´esentent des similarit´es spec-trales. La pr´esence d’une brisure spectrale `a une ´energie de quelques GeV est observ´ee, mais cette brisure se situe `a plus haute ´energie (∼20 GeV) pour IC 443. Cela semble indiquer que la position du changement d’indice spectral d´epend de certaines caract´eristiques du syst`eme. L’ˆage du vestige ne semble pas ˆetre le param`etre d´eterminant puisque W44 et IC 443 ont ap-proximativement le mˆeme ˆage et la position de la brisure pour W44 est semblable `a W49B et W28 jeune et plus ancien vestige respectivement.
La dur´ee de l’interaction entre l’onde de choc et le nuage ainsi que la quantit´e de mati`ere balay´ee sont probablement des param`etres plus pertinents bien que plus difficiles `a estimer. La d´etection de nouvelles associations au GeV et au TeV est donc n´ecessaire pour confirmer le caract`ere syst´ematique de la pr´esence d’une cassure spectrale et pour ´etudier une possible d´ependance de sa position avec les param`etres du syst`eme.
Le spectre `a tr`es haute ´energie est plutˆot mou et n’est pas ce qui est attendu des m´ecanismes d’acc´el´eration des rayons cosmiques par les ondes de choc. C’est est probablement dˆu `a l’´echap-pement des rayons cosmiques du vestige. Il est attendu que cet ´echapl’´echap-pement soit plus efficace plus l’´energie est ´elev´ee. L’´etude de l’´evolution de l’indice spectrale au TeV avec l’ˆage du vestige et/ou la position de la cassure spectrale nous renseignera sur l’´evolution de l’efficacit´e d’acc´el´eration des vestiges de supernova ainsi que de diffusion des rayons cosmiques loin du choc.
Le spectre au TeV dans tous ces vestiges est tr`es bien d´ecrit par des lois de puissance et aucune coupure ou fl´echissement du spectre n’ont ´et´e d´etect´es. Cela est peut ˆetre dˆu `a la faible statistique ´etant donn´e l’indice spectrale dans ce domaine. L’observation de l’´energie maximale d’acc´el´eration des rayons cosmiques dans ces objets, dont la nature hadronique du rayonnement γ a ´et´e observ´ee, est cruciale pour expliquer le spectre des rayons cosmiques jusqu’au genou et au del`a.