D´etermination de la distribution spatiale de l’´emission `a

Apr`es une d´etermination morphologique “grossi`ere” (cf. §5.2.2.1), nous allons mainte- nant affiner nos conclusions en utilisant des mod`eles spatiaux plus complexes et r´ealistes.

98 5. La raie `a 511 keV galactique : l’analyse des donn´ees SPI

. Fig. 5.17: Vraisemblance d’une distribution spatiale gaussienne sym´etrique de FWHM 8˚ en fonction de la position de son centre dans le r´ep`ere (l,b). Les quatre graphiques sup´erieurs ont ´et´e obtenus avec des mod`eles de BDF diff´erents, les quatre inf´erieurs avec des jeux de donn´ees ind´ependants (cf. texte pour des pr´ecisions). Chaque contour indique un niveau de confiance de 1σ.

On peut les r´epartir en deux cat´egories : les mod`eles “r´eels” (issus de carte du ciel `a d’autres longueurs d’onde) et les mod`eles purement param´etriques (issus de la mod´elisation 3D de la distribution spatiale des sources dans notre Galaxie). Seuls les meilleurs mod`eles pa- ram´etriques sont d´ecrits ici, pour une revue plus d´etaill´ee, se r´ef´erer `a Kn¨odlseder et al. [2005] dont le formalisme est conserv´e. Les r´esultats obtenus sont r´esum´es dans la Figure 5.18, la description analytique des mod`eles est disponible dans l’Annexe C.

Le mod`ele E3 d´ecrit le bulbe stellaire, avec un RMLR=464.9, il explique aussi bien l’´emission observ´ee qu’une distribution spatiale gaussienne (RMLR=462.2). Le mod`ele G0’, d´ecrivant lui aussi le bulbe stellaire, donne un RMLR ´equivalent de 462.5. Cette valeur est obtenue apr`es ajustement du rayon d’´echelle R0 `a 0.52 kpc et la hauteur d’´echelle z0 `a

0.45 (cf. Annexe C pour la forme analytique). Le mod`ele H’, constituant une description param´etrique du halo stellaire, aboutit `a un RMLR de 468.4. Finalement, un RMLR de 469.0 est obtenu avec un mod`ele compos´e de “deux coquilles” concentriques (ou shell ) avec des rayons [int´erieur,ext´erieur] respectifs de [0 kpc,0.5 kpc] et [0.5 kpc,1.5 kpc]. Avec cette derni`ere approche, aucun flux n’est d´etect´e pour des distances au centre galactique >1.5 kpc.

Fig. 5.18: Les meilleurs mod`eles obtenus par model fitting. Deux sous-cat´egories sont pr´e- sent´ees : les mod`eles contenant une composante bulbe ou/et halo et les mod`eles contenant une composante bulbe ou/et halo plus une composante disque.

100 5. La raie `a 511 keV galactique : l’analyse des donn´ees SPI dans tous les cas une am´elioration du RMLR. Deux mod`eles de disque param´etriques ont ´et´e test´es. D0 est un traceur de la population stellaire jeune et D1 de la population stellaire vieille. Le niveau de confiance associ´e au disque est dans chaque cas ∼ 3-4σ (d´etermin´e en divisant le flux dans le disque issu du model fitting par son erreur). Malgr´e une d´etection certaine, cette significativit´e n’autorise aucune conclusion pr´ecise sur sa morphologie. Un bulge to disk ratio (B/D) en flux de 1-3 et un halo to disk en flux de 2-4 sont d´eduits.

Seuls les meilleurs mod`eles sont pr´esent´es ici, tous obtiennent des RMLR compris entre 462 et 474. Pour information, il est courant d’obtenir un RMLR <400 pour un mauvais mod`ele. Parmi nos meilleurs mod`eles, un ∆RMLR maximum de 12 est observ´e. Cela signifie que le meilleur mod`ele (Shells+D1) est plus repr´esentatif de nos donn´ees par rapport au mod`ele G0’ avec un niveau de confiance de 3.5 σ. Le disque galactique ´etant d´etect´e syst´ematiquement `a ∼ 3-4σ lorsqu’on l’ajoute `a un bulbe ou un halo, l’absence de disque dans G0’ explique le RMLR sup´erieur de Shells+D1 en comparaison de celui associ´e `a G0’.

En observant tous les mod`eles ajust´es dans la Figure 5.18, on voit que le flux `a 511 keV est compris entre 1.1 et 2.4 10−3 _{ph cm}−2 _s−1_{. Les incertitudes sur le flux sont}

une cons´equence de la propogation des incertitudes sur la morphologie. Par exemple, nos donn´ees sont aussi bien expliqu´ees par un bulbe qu’un halo stellaire. Pourtant, on d´eduit du halo un flux int´egr´e sur la voute c´eleste environ deux fois sup´erieur `a celui du bulbe. Nos donn´ees ne sont contraignantes que dans la partie centrale de l’´emission, le halo ´etant beaucoup plus ´etendu (mais mal contraint), il induit un flux int´egr´e plus important.

La contribution des sources ponctuelles `a l’´emission observ´ee par SPI a ´egalement ´et´e estim´ee. La r´esolution angulaire de SPI ´etant ∼ 3˚, il lui est difficile de diff´erencier plusieurs sources ponctuelles d’une ´emission intrins`equement diffuse. Le logiciel SPIROS, sp´ecialis´e dans l’imagerie et l’extraction spectrale des sources ponctuelles, a permis de d´eduire les positions des sources ponctuelles privil´egi´ees par nos donn´ees. En testant ces positions par model fitting, il apparaˆıt qu’une combinaison d’au moins huit sources ponctuelles est n´ecessaire pour obtenir un RMLR satisfaisant. Pour compl´eter cette approche, le flux en provenance d’une s´erie de sources potentielles de positrons a ´et´e recherch´e. Elle contient des trous noirs, des microquasars, des binaires X de grande et petite masse, des restes de supernovae, des blazars, des quasars, des r´egions de formation stellaire (Cygne, Vela, LMC)... Des limites sup´erieures allant jusqu’`a ∼1 10−4 _{ph cm}−2 _s−1 _{(3σ) sont d´eduites}

[Kn¨odlseder et al., 2005]. Une analyse similaire, incluant seulement les donn´ees du GCDE 1 et 2, a ´et´e conduite avec l’instrument IBIS (cf. Annexe A). Elle aboutit `a des limites sup´erieures de ∼2.3 10−4 _{ph cm}−2 _s−1 _(2σ).