Discussion

La coïncidence de la partie nord de HESS J1745-303 avec un nuage moléculaire et l’absence d’émission en rayons X corroborent une origine hadronique de l’émission de rayons γ. Une estimation de l’énergie contenue dans les rayons cosmiques nécessaire pour produire le flux de rayons γ observé semble compatible avec l’énergie injectée par le vestige dans les rayons cosmiques. Toutefois, il ne s’agit pas ici d’un scénario idéal de nuage moléculaire à proximité de l’onde de choc d’un vestige de supernova. Seule une partie du nuage mis en évidence dans les observations en onde radio est en contact avec le choc frontal du vestige. La densité de rayons cosmiques calculée précédemment suppose qu’ils sont uniformément distribués au sein

112 Chapitre 6 : HESS J1745-303 & SNR G359.1-0.5

du nuage. Cette hypothèse, valable dans le cas d’un nuage compact proche du choc, n’est vraisemblablement pas vérifiée dans ce nuage. De ce fait, des effets de diffusion doivent être présents. Ils doivent être renforcés par le fait que compte tenu de l’âge du vestige, celui-ci a vraisemblablement dépassé la phase pendant laquelle l’accélération de particules est maximale. Du fait de la diffusion et du vieillissement plus importants des particules à haute énergie, le

spectre en énergie d’une distribution originelle en E⁻² devrait devenir proportionnel à E^−2+δ.

L’indice spectral de la distribution en énergie des rayons γ, sensiblement identique à celui de la distribution en énergie des protons est compatible avec un telle évolution.

6.7 Conclusion et perspectives

Les nouvelles observations de HESS en direction de la source HESS J1745-303 ne résolvent qu’en partie l’énigme de l’origine de cette source non identifiée. Elles mettent en évidence une morphologie plus complexe que supposée précédemment et indique que son origine pourrait être multiple. La statistique accumulée à l’heure actuelle ne permet toutefois pas de résoudre plusieurs composantes.

Plusieurs candidats sont possibles. Parmi eux, un pulsar pourrait être à l’origine d’une partie de la source HESS mais ne suffirait pas à produire l’ensemble de la source HESS. Le nuage moléculaire coïncident avec la partie nord est à ce jour le candidat le plus probable pour expliquer une partie de cette source. Ce nuage est en interaction avec le choc frontal du vestige de supernova G359.1-0.5. Le flux de rayons γ observé dans cette direction est compatible avec le produit d’interactions de protons accélérés par le vestige dans le nuage.

Une question subsiste quant à cette interprétation. Plusieurs nuages moléculaires sont en interaction avec le choc frontal, comme l’atteste la présence d’émission maser de la molécule OH dans d’autres directions autour du vestige. L’absence d’émission de rayons γ en direction de ces émissions est un point à élucider. Un hypothèse est que la quantité de matière nécessaire à la prodution d’un flux visible de rayons γ n’est pas réunie dans ces nuages. Des observations plus détaillée dans la raie du CO permettraient de préciser la cartographie de la matière autour du vestige et de répondre à cette question.

Les futures observations avec HESS II et GLAST permettront de préciser la position de la source EGRET dans la gamme du GeV et apporteront un gain de résolution angulaire dans la gamme en énergie actuelle, permettant de résoudre la morphologie de cette source.

Chapitre 7

HESS J1714-385 et le vestige de

supernova CTB 37A

Sommaire

7.1 Introduction : Premières observations de cette région . . . 114 7.2 Analyse des données HESS . . . 114 7.2.1 Confirmation d’une nouvelle source, HESS J1714-385 . . . 114 7.2.2 Morphologie de la source . . . 116 7.2.3 Spectre en énergie . . . 116 7.3 Association avec le vestige de supernova CTB 37A . . . 118 7.3.1 Le vestige de supernova CTB 37A . . . 118 7.3.2 Interaction du vestige avec le milieu environnant . . . 119 7.3.3 Caractéristiques des nuages moléculaires . . . 120 7.3.4 Association des nuages moléculaires avec la source HESS . . . 121 7.4 Analyse de données rayons X . . . 122 7.4.1 Description et analyse des données . . . 122 7.4.2 Cartographie en rayons X : une région complexe . . . 122 7.4.3 Spectre en énergie des différentes composantes . . . 124 7.4.4 Nature de l’émission diffuse . . . 126 7.4.5 Nature de l’émission "compacte" . . . 126 7.5 Interprétation de la source HESS J1714-385 . . . 127 7.5.1 Scénario hadronique . . . 127 7.5.2 Scénario leptonique . . . 129 7.6 Conclusion et perspectives . . . 131

114 Chapitre 7 : HESS J1714-385 et le vestige de supernova CTB 37A

7.1 Introduction : Premières observations de cette région

La région du complexe de vestiges de supernova CTB 37, de part sa position proche du centre de la Galaxie, a été cartographiée dès l’été 2004 par HESS. Cette région bénéficiait

d’une exposition prolongée (∼37 heures), en raison de sa position proche du vestige de supernova

RX J1713.7− 3946. Ce vestige fut le premier à être résolu spatialement en rayons γ de très

haute énergie et fut longuement observé en 2004. Une première source de rayons γ de très haute énergie a été détectée, HESS J1713-381 (figure 7.1 [106]). L’émission est peu étendue en regard de la fonction d’étalement de l’instrument et présente un spectre en énergie compatible

avec une loi de puissance d’indice spectral 2.2± 0.5. L’excès est coïncident et potentiellement

associé avec le vestige de supernova CTB 37B (G348.7+0.3). Un autre excès a aussi été mis en évidence dans le champ de vue, peu distant de la source HESS. Cet excès, visible au sud-ouest de HESS J1713-381, coïncide avec le vestige de supernova CTB 37A (G348.5+0.1). Il ne fut toutefois pas considéré comme significatif après avoir tenu compte du nombre de positions tests dans le relevé.

Fig. 7.1 – Carte d’excès de la région du complexe de supernova CTB 37, obtenue avec les

observations de 2004. La carte est lissée à l’aide d’une Gaussienne de rayon 0.07^◦. Les contours

blancs sont les contours de la cartographie en ondes radio de Molonglo [107]. Le cercle blanc représente l’extension du vestige de supernova G348.5+0.0. La courbe blanche pointillée repré-sente le contour de 68 % de confiance de la position de la source EGRET 3EG J1714-3857. La fonction d’étalement de l’instrument est représentée en bas à droite. Les coordonnées sont exprimées dans le référentiel galactique. Cette figure est tirée de [106].