G349.7+0.2 : un nouveau cas d’´emission γ
hadronique ?
Sommaire
8.1 Contexte astrophysique . . . 162 8.1.1 Propri´et´es de G349.7+0.2 et de son voisinage . . . 162 8.1.2 Traceurs d’interactions . . . 163 8.1.3 Observations du rayonnement X . . . 164 8.1.4 Observations Fermi -LAT . . . 166 8.2 Analyse du rayonnement γ . . . 168 8.2.1 Analyse des donn´ees H.E.S.S. . . 168 8.2.2 Analyse des donn´ees Fermi -LAT . . . 174 8.3 Interpr´etation . . . 181 8.3.1 Sc´enario leptonique . . . 183 8.3.2 Sc´enario hadronique . . . 185 8.3.3 Perspectives . . . 187
G349.7+0.2 est un vestige de supernova tr`es bien ´etudi´e dans une large gamme de longueurs d’ondes, permettant une analyse pr´ecise des processus astrophysiques en cours dans cette r´egion. Dans ce chapitre, une pr´esentation des caract´eristiques de cet objet (observations en radio et en rayons X) pr´ec`ede la description d´etaill´ee des nouveaux r´esultats obtenus avec Fermi -LAT et de la d´ecouverte de la source par H.E.S.S.. Une interpr´etation du rayonnement non thermique est propos´ee dans la derni`ere section de ce chapitre.
8.1 Contexte astrophysique
8.1.1 Propri´et´es de G349.7+0.2 et de son voisinage
La figure 8.1 montre l’´emission du continuum radio de G349.7+0.2 `a 1.4 GHz [69]. Son flux dans cette gamme d’´energie est parmi les plus importants des vestiges de supernovae de la galaxie [160]. Sa morphologie est approximativement sph´erique, d’une relative petite taille angulaire de ∼ 2.5′
× 2′ [90]. L’´emission renforc´ee dans la partie est du vestige sugg`ere que la coquille se propage dans un milieu inhomog`ene avec un gradient de densit´e formant un angle de vue de ∼45◦ avec l’observateur. L’´emission CO, tra¸cant la pr´esence d’un nuage mol´eculaire, co¨ıncide avec le vestige. La taille de ce nuage est estim´ee `a ∼7 pc de longueur, sa masse `a ∼ 104 M⊙, pour une densit´e de ∼ 103 cm−3 [69].
Figure 8.1 – a) Image du continuum centim´etrique (´echelle de gris) compil´ee `a partir de donn´ees d’archives du VLA (18 et 20 cm) [39]. Les contours noirs repr´esentent l’´emission 12CO(J=2→1) `a 40, 55, 70, 85, 100 et 115 K km. s−1. L’´etoile repr´esente la source infrarouge ponctuelle IRAS J17146-3723. Les croix blanches montrent la position des masers OH `a 1720 MHz. b) Mˆeme image mais avec les contours 12CO(J=3→2) `a 60, 80, 100, 120, 140, 160 et 180 K km. s−1. Ces cartes sont extraites de [69].
L’´etude de la r´epartition de la mati`ere dans la r´egion autour de G349.7+0.2 a men´e `a la d´ecouverte d’une «coquille mol´eculaire» [147] dont le nuage r´ev´el´e par l’´emission CO ferait partie. Cette ceinture est visible sur la figure 8.2 qui est la mˆeme r´egion que la figure 8.1 avec
un plus grand champ de vue. Cette distribution de mati`ere sugg`ere que G349.7+0.2 se trouve en p´eriph´erie d’un vestige de supernova qui aurait explos´e il y a ∼ 106 ans.
Figure 8.2 – Emission CO int´egr´ee entre +14.5 et 20.5 km. s−1 [147] . L’´echelle de gris est en K km. s−1. Une ellipse ajust´ee sur les pics d’´emission CO est indiqu´ee sur la carte. Les contours en gris indiquent l’´emission du continuum de G349.7+0.2. Les ´etoiles correspondent `a trois sources
IRAS probablement associ´ees `a des r´egions de formation d’´etoiles. Cette carte est ex-traite de [147].
Figure8.3 – Repr´esentation de la position de G349.7+0.2 par rapport `a la Terre. Ce sch´ema est extrait de [168].
8.1.2 Traceurs d’interactions
L’interaction entre G349.7+0.2 et un nuage mol´eculaire a ´et´e montr´ee d`es 1996 [82]. Cinq masers OH `a 1720 MHz ont ´et´e d´etect´es en direction du vestige. Les positions des pics de ces ´emissions stimul´ees sont repr´esent´ees par les croix sur la figure 8.1. Les masers montrent une tr`es bonne corr´elation spatiale avec les r´egions les plus denses en mati`ere du nuage. Des masers `a 1665 MHz corr´el´es aux premiers ont ´egalement ´et´e observ´es [125].
D’autres indications viennent ´etayer le sc´enario de l’interaction entre l’onde de choc et le nuage mol´eculaire. La temp´erature des poussi`eres du nuage mesur´ee `a Tpoussiere = 37K r´esulte probablement d’un chauffage de cette composante par l’onde de choc [69]. Le ratio d’intensit´e des raies de CO de niveaux sup´erieurs observ´ees dans le nuage exc`edent la valeur attendue et observ´ee dans les nuages isol´es (par exemple R3−2/2−1 ∼ 1.5 au lieu de 0.5 ) [69]. Des raies mol´eculaires choqu´ees ´emises par plusieurs esp`eces ont ´et´e observ´ees en co¨ıncidence avec le vestige et le nuage et montrent une bonne corr´elation avec les masers OH [125].
La d´etection de ces raies a permis de d´eduire la vitesse radiale du syst`eme (∼ +16 km. s−1) et de caract´eriser sa distance `a ∼22 kpc [82] `a partir de mod`eles de rotation de la galaxie. Des mesures d’absorption HI ´etaient en accord avec cette estimation [82].
Cependant, des analyses plus fines `a partir de simulations num´eriques appliqu´ees aux donn´ees ont permis d’am´eliorer la compr´ehension de la rotation du gaz proche du centre ga-lactique [61]. De plus, en 2008, un bras spiral de gaz situ´e `a une distance de ∼3kpc du centre galactique a ´et´e observ´e par de nouvelles mesures CO [61, 149] et confirm´e par le balayage `a tr`es haute r´esolution angulaire de la raie HI `a 21 cm du centre galactique r´ealis´e par ATCA en 2012 [135]. Ces nouvelles mesures de la distribution et de la cin´etique du gaz galactique ont conduit `a une nouvelle estimation de la distance de G349.7+0.2 `a ∼11.5 kpc [168] en 2014. La mˆeme ann´ee, une ´etude ind´ependante, bas´ee sur l’absorption observ´ee dans les donn´ees du satellite Suzaku, propose une distance de 12 ± 5 kpc [182]. La figure8.3 sch´ematise la position de G349.7+0.2 par rapport `a la Terre. La distance de 11.5 kpc sera utilis´ee pour la suite de l’´etude.
L’ˆage du vestige a ´et´e r´e´evalu´e suite `a la mise `a jour de l’estimation de sa distance. La taille angulaire de la coquille implique un rayon de R = 3.3 pc. La vitesse de l’onde de choc ∼710 km. s−1, d´eduite des mod`eles d’´emission X, permet d’estimer l’ˆage de G349.7+0.2 `a ∼1800 ans [168]. Cette estimation sera utilis´ee par la suite. Ces param`etres sugg`erent que le vestige est probablement encore dans la phase d’´evolution de Sedov.
Une mesure du champ magn´etique dans le nuage choqu´e a ´et´e r´ealis´ee en utilisant l’effet Zeeman sur les raies amplifi´ees de la mol´ecule OH `a 1720 MHz [39]. La raie la plus intense a permis d’obtenir une mesure (>3σ) de ∼0.35mG. Cette valeur est probablement extrˆeme et une intensit´e moyenne plus faible est attendue dans tout le vestige.
L’analyse de l’absorption de la densit´e de colonne totale, en accord avec les observations en rayons X (d´ecrites ci-apr`es), sugg`ere que la plus grande partie du nuage se trouve derri`ere G349.7+0.2 dans la direction de la ligne de vis´ee [69]. De plus, des asym´etries des raies 12CO(J=2→1) et 12CO(J=3→2) autour de +16km. s−1 ont ´et´e mesur´ees. Ces raies ont une forme de gaussienne au centre du vestige et les asym´etries grandissent avec la distance au centre. Cependant une asym´etrie rouge est observ´ee dans la partie est du vestige tandis qu’elle est bleue dans la partie ouest [69]. Cela peut s’expliquer par une segmentation du nuage due `a l’expansion de l’onde de choc. Des petites grappes de mati`ere sont pouss´ees vers nous dans la partie ouest, et loin de nous dans la partie est.
8.1.3 Observations du rayonnement X
L’´emission de rayons X a ´et´e d´etect´ee par Chandra en 2002 [123]. Un total de 56 ks a ´et´e consacr´e `a l’´etude de G349.7+0.2. La carte 8.4 montre l’´emission de rayons X en provenance du vestige. Les contours radio obtenus avec ATCA `a 18 cm de [125] sont superpos´es au flux X. Une excellente corr´elation entre le flux X et radio est observ´ee. La corr´elation spatiale est excellente, confirmant l’hypoth`ese d’un angle de vue de ∼45◦ de l’observateur par rapport au gradient de densit´e dans lequel se propage le vestige.
Une analyse spectrale des donn´ees de l’instrument ACIS a ´et´e r´ealis´ee entre 0.5 et 10 keV [123] et montr´ee en figure 8.4. La conclusion de cette ´etude est que le rayonnement X observ´e est tr`es bien d´ecrit par un mod`ele de plasma thermique. Deux composantes de ce
plasma sont n´ecessaires pour reproduire les caract´eristiques spectrales observ´ees sur tout le vestige. Une composante molle avec une temp´erature de 0.8 keV correspondrait `a la mati`ere balay´ee par l’onde de choc. La deuxi`eme composante plus chaude avec une temp´erature de 1.4 keV compl`ete le mod`ele et est associ´ee aux ´ejectas de la supernova. Cette association est reli´ee `a la surabondance de Si et potentiellement de S, par rapport `a l’abondance solaire, n´ecessaire `a un bon ajustement des donn´ees .
Figure 8.4 – Gauche : Image obtenue par l’instrument ACIS [123]. Les contours noirs de l’´emission `a 18 cm de l’instrument ATCA sont superpos´es. L’´echelle de gris est en coups.arcmin−1.s−1. Le niveau des contours est indiqu´e en mJ.beam−1. Droite : Spectre obtenu par l’instrument ACIS int´egr´e sur tout le vestige [123]. L’ajustement des donn´ees par un mod`ele `a deux composantes thermiques est indiqu´e par la ligne continue. La ligne en pointill´es (tirets) repr´esente la composante `a 0.8keV (1.4KeV) de ce mod`ele. Les r´esidus de l’ajustement sont montr´es dans le panneau du dessous.
Le flux de rayons X est enti`erement d´ecrit par deux mod`eles thermiques. Aucun signe de flux non thermique produit par l’´emission synchrotron d’´electrons n’est visible. Une limite sup´erieure du flux non thermique `a 3σ a ´et´e d´eriv´ee des ajustements pour des indices spectraux compris entre 1.5 et 3, elle vaut F < 2.6 % du flux total [123]. Cette limite sup´erieure est utilis´ee `a la fin de ce chapitre. Un d´etail du calcul afin d’obtenir la limite du flux diff´erentiel est montr´e dans l’encadr´e ci-dessous.
Une source ponctuelle a ´et´e observ´ee proche du centre de la coquille αJ2000 = 17h18m01s.00, δJ2000 = −37◦
26′
16′′.62. Aucune contre-partie `a d’autres longueurs d’ondes n’´etant d´etect´ee, cette source a ´et´e associ´ee `a un objet compact cr´e´e `a la suite de l’explosion du prog´eniteur du vestige. Aucun signe de n´ebuleuse de vent de pulsar n’est observ´e. La mod´elisation du rayonnement X permet de d´eduire la densit´e du milieu choqu´e. Cette densit´e est de ∼7 cm−3. Le choc peut ˆetre consid´er´e comme fort, c’est-`a-dire avec un rapport de compression de 4 (entre le milieu choqu´e et le mileu en amont), ce qui permet de d´eduire une densit´e moyenne du milieu
interstellaire de ∼1.7 cm−3. Cette valeur sera utilis´ee pour l’interpr´etation du rayonnement γ.
Le flux total non absorb´e en rayons X, d´eriv´e de l’ajustement du mod`ele d’´emission thermique de plasma et ajust´e sur les donn´ees de Chandra est de Ftotal
X = 6.5 10−10 ergs. cm−2. s−1 = 204.72 eV. cm−2. s−1 entre 0.5 et 10 keV [123]. La li-mite sup´erieure du flux non thermique `a 3 σ de cet ajustement est de 2.6 % du flux total pour des indices spectraux entre 1.5 et 3. On a :
FX = Z E dN dEdE = Φ0 Z 10 0.5 E E E0 −Γ dE
o`u E0 est l’´energie de r´ef´erence et Φ0 est la normalisation, `a l’´energie E0, en cm−2. s−1. En supposant un indice spectral Γ = 2,
FX = Φ0E0 Z 10 0.5 E E0 −1 dE ΦSup(1eV ) < 0.026 FX ln(20)
ΦSup(1eV ) < 1.78 10−8 T eV. m−2. s−1 D´etails (Flux non thermique X)
8.1.4 Observations Fermi -LAT
Le rayonnement au GeV en provenance de G349.7+0.2 a ´et´e d´ecouvert en 2010 [48]. Un spectre en loi de puissance avec ΓGeV = 2.1 ± 0.1 entre 0.2 et 300 GeV a ´et´e mesur´e en direction de G349.7+0.2. Cette source figure aussi dans le premier catalogue de sources publi´e par la collaboration Fermi -LAT [1]. Le spectre relativement dur ainsi observ´e au GeV sugg`ere une ´emission forte `a plus haute ´energie. L’analyse du rayonnement des donn´ees de H.E.S.S. en direction de cette source est donc potentiellement tr`es int´eressante.
G349.7+0.2 est un tr`es bon candidat pour ´etudier l’acc´el´eration des rayons γ :
• Avec son ˆage relativement jeune de ∼ 1800 ans, G349.7+0.2 est un acc´el´erateur potentiellement efficace de rayons cosmiques.
• L’interaction tr`es forte avec le nuage mol´eculaire, mise en ´evidence par de nom-breux traceurs, permet d’esp´erer un flux important de rayons γ d’origine ha-dronique
• La limite sup´erieure tr`es contraignante sur le flux de rayons X non thermique est une donn´ee importante pour discriminer l’origine du rayonnement γ. • Le rayonnement γ de cette source a ´et´e d´etect´e par Fermi-LAT, un indice
spectral proche de 2 a ´et´e mesur´e. Ce qu’il faut retenir