Bilan des paramètres

Les paramètres du modèles sont de deux sortes : ceux qui dépendent de l’injection d’énergie par le pulsar, ceux qui dépendent du milieu ambiant.

Ceux qui dépendent du pulsar sont :

– η, la fraction d’énergie injectée dans la nébuleuse sous forme de particules. Cette fraction est supposée constante dans le temps.

– α et E_max l’indice de la loi de puissance et l’énergie maximale à laquelle les électrons sont injectés si le spectre d’injection suit une loi de puissance (équation III.1).

– α, β , E_max et E_bsi le spectre d’injection suit une loi de puissance brisée (equation III.2). – α, E_bol, f , E_min et E_max si le spectre d’injection suit une Maxwellienne avec une queue en loi

de puissance (équation III.3).

– La période initiale du pulsar P₀utilisée pour ajuster le temps caractéristique de décroissance du pulsar (τ₀dans l’équation II.20).

Ceux qui dépendent du SNR sont : – La masse d’éjectas Me j,

– L’énergie de la supernova E_SN.

Ces deux paramètres vont diriger l’évolution du SNR et donc la pression qui s’exerce sur la nébu-leuse. Nous noterons que la densité dans le milieu ambiant (n_o) est fixée. Cette grandeur peut souvent

III.2. PRÉSENTATION DU MODÈLE

Figure III.5 - Variation du spectre d’émission en fonction de l’âge de la nébuleuse. Les paramètres utilisés sont les mêmes que pour la figure III.4. Le spectre d’injection est une loi de puissance (équation III.1) d’indice 2.0. L’énergie E_maxest fixée à 120 TeV. Les courbes correspondent à des âges de 1000, 2500, 5000, 10 000 et 20 000 ans suivant la légende inclue dans la figure. On voit que le flux de rayonnement synchrotron diminue avec le temps, ceci est relié à la diminution du champ magnétique observée en figure III.4. La dernière courbe se situe après le passage du choc en retour ce qui explique sa forme plus complexe.

être estimée par les observations X, radio ou optiques comme nous le verrons dans le cas étudié au chapitre VI.

L’ajustement des paramètres se fait grâce à l’évaluation d’un critère de χ². Pour un jeu de para-mètres donnés celui-ci correspond à la somme quadratique des différences entre flux observé à une énergie donnée et flux prédit divisé par l’incertitude sur la mesure. Le meilleur jeu de paramètres est obtenu par minimisation de ce critère.

CHAPITRE III. INTRODUCTION AUX NÉBULEUSES DE PULSARS

III.3 Questions ouvertes

Une meilleure compréhension de ces sources nous permettra d’appréhender la fraction de nébu-leuses qui se cachent derrière les sources non-identifiées au TeV. Comme expliqué dans ce chapitre celles-ci peuvent être dues à des nébuleuses âgées dont le champ magnétique a significativement diminué, favorisant ainsi l’émission en rayons γ de très haute énergie.

Les observations et les modèles tels que celui présenté ici posent un certain nombre de questions dont quelques unes sont regroupées ici. L’intégralité des nébuleuses observées aujourd’hui sont par-faitement expliquées par des scénarios leptoniques. Cela n’exclut pas qu’une fraction de protons soit accélérée au niveau du choc de la PWN et injectée dans la nébuleuse. Ainsi le plasma de la nébuleuse serait un mélange de leptons et d’ions plus lourds comme proposé par Hoshino et al. (1992). Bien qu’elle soit estimée comme faible, aucune observation ne permet aujourd’hui de contraindre cette fraction.

L’étude des nébuleuses peut aussi permettre de mieux comprendre son interaction avec le pul-sar qui l’alimente. Par exemple, la répartition entre l’énergie magnétique et l’énergie sous forme de particules pose la question suivante : comment passe-t-on d’un régime où l’énergie présente dans le vent e^± est dominée par l’énergie magnétique avant le choc terminal à un régime dans lequel elle est dominée par l’énergie des particules au-delà ? Cette question est reliée à la manière dont l’énergie perdue par le pulsar est convertie en vent de particules relativistes. Une fois les particules accélérées, la manière dont elles diffusent au sein de la nébuleuse et du SNR reste à déterminer. Dans l’étude de la quantité d’électrons/positrons cosmiques, les pulsars sont envisagés comme une source potentielle. Cependant le taux d’échappement de la SNR n’est pas encore bien compris.

L’étude des nébuleuses permet aussi de contraindre le spectre d’injection des particules au niveau du choc terminal et les phénomènes qui s’y relient. S’agit-il de spectres en lois de puissance ou de spectres en Maxwellienne comme celui proposé par Spitkovsky (2008) ? Ce spectre d’énergie dépend lui aussi de l’énergie maximale à laquelle les électrons sont accélérés. S’il est aujourd’hui admis que les nébuleuses accélèrent des leptons à des énergies supérieures à 10¹⁵eV, les mécanismes d’accélération et l’énergie maximale à laquelle peuvent être accélérés les leptons ne sont pas encore totalement connus. Si l’énergie maximale est reliée à la gamme du TeV et des keV, c’est dans la gamme d’énergie du LAT que se distinguent les différents types de spectres. En effet, c’est dans cette gamme en énergie que devrait, par exemple, être observée la Maxwellienne prédite par Spitkovsky (2008).

De plus, les rayons γ sont un domaine privilégié puisque la sensibilité des télescopes qui les étu-dient s’est considérablement améliorée ces dernières années et le rayonnement par diffusion Compton inverse devient le seul détectable pour les nébuleuses âgées. Les prochains chapitres auront pour am-bition de présenter ces détecteurs et leur contexte en se focalisant sur le LAT dont les données ont été analysées dans le cadre de cette thèse.

PARTIE II