Composition du fond gamma extragalactique

La grande question est de savoir ce qui compose cette émission extragalactique. Deux composantes sont identifiées : d’une part l’ensemble des sources ponctuelles résolues et d’autre part un fond diffus isotrope mal déterminée. Ce dernier pourrait être associé à des sources non résolues (misaligned AGNs) ou exotiques (interaction de rayons cosmiques avec le milieu ambiant, désintégration de matière noire). Les cascades cosmologiques issues des blazars pourraient aussi contribuer à ce fond en étant émis loin de la ligne de

visée. La question est de connaitre les proportions respectives de chacune des sources dans le spectre total.

Contribution des sources extragalactiques

L’Univers extragalactique gamma connu qui peut contribuer au fond gamma extragalactique est com- posé des différents types de galaxies (Abdo et al. 2010a; Nolan et al. 2012). Toutes ne contribuent pas dans les mêmes proportions à ce fond. Pour la mesure faite avec Fermi/LAT entre 100 MeV et 820 GeV (Ackermann et al. 2015), on estime les proportions suivantes (voir aussi la figure 6.2à gauche) :

◮ Les blazars représentent ∼50% du fond gamma extragalactique. On estime que ∼70% provient des blazars actuellement résolus dans Fermi/LAT et les ∼30% restant proviennent de sources non réso- lues (Abdo et al. 2010b;Stecker and Venters 2011;Singal et al. 2012;Harding 2012;Di Mauro et al. 2014). Cette dernière estimation est tirée d’une estimation du nombre de sources non résolues (Dermer 2007).

◮ Les galaxies à formation d’étoiles (star-forming galaxies) produisent des rayons gamma par l’accélé- ration des rayons cosmiques (Thompson et al. 2007; Lacki et al. 2014). Elles contribuent pour ∼10 à 30% dans la bande d’énergie entre 0.1 à 100 GeV du fond gamma extragalactique (Fields et al. 2010; Makiya et al. 2011; Ackermann et al. 2012).

◮ Les radio galaxies (des noyaux actifs de galaxies désalignés) contribuent pour ∼20% (Inoue 2011; Di Mauro et al. 2013).

Il semble donc que la quasi-totalité du spectre soit générée par ces trois types de sources et laisse très peu de place pour d’autre sources d’émission diffuse (rayons cosmiques, matière noire, cascades cosmologiques). L’ensemble de ces trois sources résolues doit a priori produire des cascades cosmologiques. Ni les galaxies à formation d’étoiles, ni les radio-galaxies n’ont un spectre qui s’étende suffisamment à haute énergie pour pouvoir produire une cascade importante. Les blazars en contre-partie ont un spectre qui peut monter au-dessus du TeV. En conséquence pour la suite, on va se concentrer sur l’émission des blazars et de leurs cascades. Le modèle de Inoue (2011) contient l’émission des cascades issues des radio-galaxies mais cette dernière est effectivement très faible.

Émission combinée des blazars résolus et non résolus

Pour estimer la contribution des cascades issues des blazars, il est nécessaire de connaitre le flux de photons émis par tous les blazars (résolus et non résolus) au cours du temps. Pour cela, on part d’une fonction analytique de la luminosité des blazars qui prédit l’émission de tout les blazars au cours du temps. Cette fonction est estimée en ajustant les distrbutions expérimentales de l’indice spectral, de la luminosité et du redshift des blazars (Venters and Pavlidou 2007;Ajello et al. 2014,2015). Avec les données de Fermi/LAT, trois modèles d’évolution de la luminosité ont été estimés (Ajello et al. 2014) :

PDE : (Primary Luminosity Function) Ce modèle suppose que seule la densité de sources évolue

avec le redshift. Ceci se traduit par une évolution de la normalisation de la fonction de luminosité seulement.

PLE : (Primary Density Function) Ce modèle suppose que seule la forme de la fonction de luminosité

évolue avec le redshift, pas la normalisation.

LDDE : (Luminosity-Dependent Density Evolution) Ce modèle est un hybride des deux précédent.

Il suppose que la densité des sources et la forme de fonction de luminosité évoluent conjointement avec le redshift.

Partant de ces modèles d’émission des blazars, il est possible d’estimer la contribution de ces derniers au fond gamma extragalactique (Ajello et al. 2015). La figure6.2(à droite) montre la contribution respective des différentes sources au spectre du fond gamma extragalactique mesuré avec Fermi/LAT en 2014. Les blazars génèrent toute la partie à haute énergie (> 20 GeV) (Neronov and Semikoz 2012) tandis que les galaxies à formation d’étoiles (Ackermann et al. 2012) et les radio-galaxies (Inoue 2011) sont responsables de la partie à basse énergie (< 20 GeV).

Resolved blazars 35% Unresolved blazars 15% Star-forming galaxies 30% Radio galaxies 20% 3 ] -1 sr -1 s -2 dN/dE [GeV cm 2 E -9 10 -8 10 -7 10 -6 10

EGB Spectrum (Ackermann et al., 2014b) Sum of components

All Blazars - this work

) b DM (10 TeV b DM + Astro components Radio Galaxies (Inoue 2011) Star-forming Gal. (Ackermann et al. 2012)

Energy [GeV] -1 10 1 10 ₁₀2 3 10 Fraction of EGB _0.20.4 0.6 0.81 1.2 1.4 1.6 1.8 Sum of Components/EGB Foreground Modeling Uncertainty

Figure 6.2 – À gauche : Répartition approximative de la contribution des différentes sources au fond gamma extragalactique entre 100 MeV et 820 GeV. À droite : Spectre de l’émission intégrée des blazars comparé au spectre du fond gamma extragalactique mesuré par Fermi/LAT (figure 3b,Ajello et al. 2015).

Les cascades combinées de tous les blazars

La coupure due à l’absorption par le fond diffus extragalactique est clairement visible sur la figure 6.2. Cette absorption cumulée sur tous les blazars peut être plus ou moins importante suivant : la fonction de luminosité gamma des blazars et le modèle de fond diffus extragalactique choisi. Une fonction de luminosité avec une plus grande contribution à haut redshift va être plus sensible à l’absorption, se traduisant par une coupure à plus basse énergie (Venters et al. 2009). À cette absorption, il faut aussi ajouter la possible contribution des cascades. La mesure du spectre des blazars contraint les modèles de la fonction de lumi- nosité. Avec les seules données d’EGRET, le spectre combiné des blazars se durcissait à haute énergie, la contribution des cascades était alors importante. En particulier au-dessus de 6 GeV, leur contribution de- vient dominante (Venters 2009) (voir figure6.3gauche). L’arrivée des données Fermi/LAT (2 ans) a changé les résultats. Le spectre combiné des blazars est plus mou à haute énergie. En conséquence la contribution des cascades devient beaucoup plus faible. Pourtant le spectre des blazars est mesuré dans la PSF de l’ins- trument, il dépend donc du champ magnétique extragalactique (voir section5.2.2et tirets pointillés sur la figure6.3pour un champ magnétique extragalactique nul et d’amplitude 5 × 10−14_{G). Donc la somme de}

la contribution de tous les blazars doit dépendre aussi du champ magnétique extragalactique(voir figure 6.3droite).