Contraintes sur l’émission des nébuleuses de pulsars

L’étude réalisée dans l’intervalle non-pulsé des pulsars détectés par Fermi et listés en table XIV.1 a permis la détection d’émission significative dans 10 des 54 cas considérés, dont l’analyse spectrale détaillée a permis de favoriser l’existence d’émission magnétosphérique ou d’une nébuleuse alimentée par le pulsar émettant en rayons γ.

Par ailleurs, les limites supérieures sur le flux calculées dans les 44 cas restants peuvent apporter de nouvelles contraintes sur les modèles d’émission dans les nébuleuses de pulsars. En effet, certains de ces pulsars sont associés à des nébuleuses ayant fait l’objet d’observations à d’autres fréquences : dans le domaine radio, en rayons X et/ou à très haute énergie. L’étude théorique du spectre multi-longueur d’onde de ces sources permet alors, comme dans le cas des nébuleuses du Crabe, de Vela et de MSH 15-52, de contraindre les paramètres physiques des sources par modélisation théorique des processus d’émission sur l’ensemble du spectre électromagnétique. Parmi les cas les plus intéressants, nous pouvons citer :

1. La nébuleuse 3C 58 (SNR G130.7+3.1), associée au pulsar PSR J0205+6449.

Alimentée par le pulsar très énergétique PSR J0205+6449, de ralentissement ˙E = 2.7 × 10³⁷, cette nébuleuse présente en rayons X une structure spatiale composé de tores et d’un jet aligné avec l’axe de rotation du pulsar, similaire à la structure spatiale de la nébuleuse du Crabe. Ayant fait l’objet d’ob-servation multi-longueur d’onde, le spectre de cette nébuleuse du domaine radio jusqu’aux rayons X, représenté en figure XIV.3, est relativement bien contraint et correspond à la composante synchrotron

XIV.1. ETUDE DE POPULATIONS I : AU DELÀ DES PULSARS γ

FIG. XIV.2 – Résultats de l’observation de la région de Westerlund 2 par Fermi. A gauche : Distribution spectrale en énergie représentant les résultats obtenus avec l’outil gtlike pour la source observée dans l’intervalle non-pulsé de PSR J1023-5746 (étoiles en rouge) et les points spectraux issus de l’observation de la source HESS J1023-575 par l’expérience H.E.S.S. (triangles en bleu), extraits de la référence Aharonian et al., 2007 (Westerlund 2). Des limites supérieures (2 σ de niveau de confiance) sur le flux en rayons γ sont calculées lorsque la significativité est inférieure à 3 σ . Seules les erreurs statistiques sont représen-tées. A droite : Carte en photons obtenue dans l’intervalle non pulsé de PSR J1023-5746, au dessus de 20 GeV. Les positions des pulsars PSR J1023-5746 et PSR J1028-5918, tout deux détectés par Fermi, sont indiquées en vert. Les contours de la source observée par H.E.S.S., superposés en noir, sont extraits de la référence Aharonian et al., 2007 (Wes-terlund 2).

du rayonnement de cette source (Slane et al. 2004). Les observations de cette source avec Fermi, mais également avec les détecteurs au sol VERITAS (Aliu, 2008 Pulsars) et MAGIC (Anderhub et al. 2010) n’ont révélé aucune émission significative, impliquant le calcul de limites supérieures sur le flux, également représentées en figure XIV.3.

2. Les nébuleuses K3 (SNR G313.6+0.3) et Rabbit (SNR G313.3+0.1) présentes dans le com-plexe de Kookaburra et respectivement associées aux pulsars PSR J1420-6048 et PSR J1418-6058.

Précédemment introduit au cours de la section IX.1.3, le complexe de Kookaburra comprend deux nébuleuses, K3 et Rabbit, présentant une émission non-thermique et alimentées par deux pul-sars détectés en rayons γ, PSR J1420-6048 et PSR J1418-6058, les pulsations du second ayant été découvertes par Fermi. Aucune détection significative n’est observée par Fermi au terme de 500 jours de mission. Par ailleurs, les études théoriques réalisées par van Etten & Romani (2010) indiquent que la détection de la nébuleuse K3 nécessiterait au moins 5 ans de mission, dans le cadre d’une émission à haute énergie générée au moins en partie par des processus hadroniques.

3. La nébuleuse SNR G21.5-0.9 associée au pulsar PSR J1833-1034

La nébuleuse G21.5-0.9, découverte dans le domaine des rayons X par Bocchino et al. (2005), est alimentée par l’un des pulsars connus les plus énergétiques (ralentissement ˙E = 3.3 × 10³⁷), PSR J1833-1034, et a été récemment détectée par l’expérience H.E.S.S. (Djannati-Atai 2007).

Ar-FIG. XIV.3 – Distribution spectrale en énergie de la nébuleuse 3C 58. Les limites su-périeures issues des observations Fermi sont représentées par des étoiles en rouge. Les limites supérieures reportées par l’expérience MAGIC sont représentées par des triangles en bleu et sont issues de la référence Anderhub et al. (2010). Les données spectrales du domaine radio jusqu’aux rayons X sont extraites de la référence Slane et al. (2004).

borant un spectre dur à haute énergie (d’indice spectralΓ∼ 2.08), la comparaison du spectre à très

haute énergie et des courbes de sensibilité (à 5 σ ) ¹ au terme de 16 mois et 10 ans de mission,

re-1Les courbes de sensibilité de l’instrument LAT correspondent aux courbes d’évolution avec l’énergie du flux requis pour la détection d’une source avec une significativité spécifique (ici, 5 σ ) en une période d’observation donnée. Etant

FIG. XIV.4 – Distribution spectrale en énergie en rayons γ de la nébuleuse SNR G21.5-0.9. Les limites supérieures issues des observations Fermi sont représentées par des étoiles en rouge. Le spectre issu des observations par l’expérience H.E.S.S. est représenté en bleu et est issu de la référence Djannati-Atai (2007). Les limites de sensibilité (à 5 σ ) de l’expérience Fermi-LAT au terme de 16 mois et 10 ans de mission sont représentées en pointillés en vert clair et foncé respectivement.

XIV.1. ETUDE DE POPULATIONS I : AU DELÀ DES PULSARS γ

FIG. XIV.5 – Distribution spectrale en énergie en rayons γ de la nébuleuse Boomerang. Les limites supérieures issues des observations Fermi sont représentées par des étoiles en rouge. Les limites supérieures reportées par l’expérience VERITAS sont représentées par des triangles en bleu et sont issues de la référence Anderhub et al. (2010).

présentées en vert clair et foncé respectivement en figure XIV.4, suggère qu’aucune détection par la mission Fermi n’est attendue, à moins qu’une composante leptonique supplémentaire existe à basse énergie, comme c’est le cas par exemple pour la nébuleuse HESS J1640-465 (Slane et al. 2010).

4. La nébuleuse alimentée par le pulsar PSR J1907+0602

Associée au pulsar PSR J1907+0602 nouvellement découvert par les méthodes de recherche à l’aveugle appliquées aux données Fermi (Abdo et al., 2010 PSR J1907+0602), les limites supérieures dérivées de la non détection par Fermi et les points spectraux issus de la détection de cette nébuleuse par les expériences MILAGRO (Abdo et al. 2007) puis H.E.S.S. (Aharonian et al., 2009 HESS J1908+063) suggèrent l’existence d’une coupure spectrale dans la gamme en énergie 20 GeV – 300 GeV.

5. La nébuleuse Boomerang (SNR G106.6+3.1) associée au pulsar PSR J2229+6114

Mise en évidence par les observations effectuées dans le domaine radio et en rayons X (Halpern et al. 2001), la nébuleuse Boomerang est associée à l’un des pulsars connus les plus énergétiques, PSR J2229+6114, de ralentissement ˙E = 2.2 × 10³⁷. De la recherche d’émission de cette nébuleuse dans les données Fermi ainsi que par l’expérience au sol MAGIC (Anderhub et al. 2010) résultent les limites supérieures présentées en figure XIV.5, qui sont consistantes entre elles. Des études réalisées avec une statistique de photons plus élevée pourraient permettre éventuellement la détection de cette nébuleuse en rayons γ.