9.1.1 Les propri´et´es du vestige
Le vestige de supernova W51C, aussi appel´e G49.1−0.7, est une coquille visible dans le continuum radio. Son ´emission en rayons X revˆet une structure composite [115]. La morpho-logie complexe de la source dans cette gamme de longueur d’onde est pr´esent´ee en figure 9.1. L’´emission d´etect´ee par ROSAT est d’origine thermique. L’´emission de rayons X est anti-correll´ee avec la position du nuage indiqu´ee par les contours 13CO. Cet effet est expliqu´e par l’absorption des rayons X par le nuage qui se trouverait entre le vestige et l’observateur.
L’´evolution du syst`eme sugg`ere un ˆage de ∼3×104 ans [115]. La distance de ce complexe est estim´ee entre ∼4 kpc [157] et ∼6 kpc [115] par des mesures d’absorption radio et en rayons X respectivement. Right Ascension (J2000) s 00 m 22 h 19 s 00 m 23 h 19 s 00 m 24 h 19 s 00 m 25 h 19 Declination (J2000) 00' ° 14 30' ° 14 0.06 0.08 0.1 0.12 0.14 -3 10 × Right Ascension (J2000) s 00 m 22 h 19 s 00 m 23 h 19 s 00 m 24 h 19 s 00 m 25 h 19 Declination (J2000) 00' ° 14 30' ° 14 1.5 2 2.5 3 3.5
Figure9.1 – Gauche : Carte en rayons X observ´es par ROSAT entre 0.7 et 2 keV [115]. L’unit´e de l’´echelle de couleur est s−1.pixel−1. Les contours blancs repr´esentent l’´emission 13CO `a 25, 50, 75, 100 K.km.s−1 int´egr´ee entre 60 et 80 km. s−1. Le triangle blanc et l’´etoile noire montrent la position du maser OH et de la n´ebuleuse `a vent de pulsar. Le cercle vert indique la position du gaz choqu´e. Droite : Carte IRAS `a 25 µm. L’´echelle de couleur est en Log10(mJy.sr−1).
Traceurs d’interaction
Un nuage mol´eculaire g´eant est pr´esent dans cette r´egion et associ´e au vestige de supernova. Des mesures d’´emission mol´eculaires 13CO montrent la distribution de la mati`ere dans cette r´egion [45]. La figure 9.1 montre les contours 13CO `a 25, 50, 75, 100 K.km.s−1, int´egr´es entre entre 60km. s−1 et 80 km. s−1, superpos´es `a l’´emission X. La masse du nuage est estim´ee `a ∼1.2×106 M⊙. Plusieurs traceurs montrent l’interaction entre le vestige et ce nuage dense.
Des masers OH 1720 MHz [89], indiqu´es par un triangle sur la figure 9.1, co¨ıncident spatia-lement avec une forte ´emission 13CO et se superpose au vestige.
Plus r´ecemment, une ´emission de la mol´ecule SiO(2-1) a ´et´e observ´ee proche de la position des masers OH [73]. Cette ´emission est probablement d´eclench´ee par le passage de l’onde de choc dans la mati`ere, cette derni`ere en chauffant la mati`ere balay´ee permet la dissociation de cette mol´ecule des grains de poussi`ere et induit ce rayonnement. La mesure a ´et´e r´ealis´ee en mˆeme temps que la d´etection de raies HCO+ et DCO+. Le rapport d’intensit´e de celles-ci sugg`ere une ionisation du milieu amplifi´ee par une densit´e de rayons cosmiques sup´erieure `a la densit´e moyenne galactique.
Des mesures de raies de CO choqu´ees ont ´et´e r´ealis´ees en direction de la position suppos´ee de l’interaction du nuage avec le vestige [118, 119]. La position de cette ´emission est indiqu´ee sur la figure 9.1 par le cercle vert.
Tous ces indicateurs montrent une tr`es forte interaction entre le vestige et le nuage mol´eculaire g´eant de ce syst`eme.
R´egions de formation d’´etoiles
Le nuage mol´eculaire abrite ´egalement deux importantes r´egions de formation d’´etoiles. La figure 9.1 (`a droite) montre l’´emission infrarouge `a 25µm d´etect´ee par ce satellite. L’´emission s’´etend le long du nuage, les deux r´egions sont nomm´ees W51A et W51B, respectivement au Nord et au Sud. Elles abritent plusieurs r´egions HII compactes, si`eges d’amas d’´etoiles. Un rayonnement X de haute ´energie a ´et´e observ´e dans leur direction probablement ´emis par des objets stellaires jeunes, signe d’un taux de formation stellaire important [116].
Les n´ebuleuses `a vent de pulsar CXO J192318.5+140305 et HX3 West
Trois sources compactes de rayonnement X ont ´et´e observ´ees dans le r´egion de W51. Deux d’entre elles, nomm´ees «HX3 east» et «west» d´etect´ees par ASCA [116], sont enfouies dans le nuage. L’´emission de«HX3 east»est associ´ee `a une r´egion HII compacte [118] dont l’´emission X est probablement due aux ´etoiles massives. «HX3 west» ´egalement d´etect´ee par Chandra [117] et XMM-Newton [156] est une n´ebuleuse `a vent de pulsar.
La derni`ere, CXO J192318.5+140305 (CXO), est pr´esente au coeur du vestige de supernova. L’´emission non thermique de cette source a ´et´e confirm´ee par Chandra, sugg´erant qu’il s’agit l`a aussi d’une n´ebuleuse `a vent de pulsar. Aucune pulsation qui pourrait trahir la pr´esence de l’objet compact associ´e n’est observ´ee `a ce jour.
9.1.2 Le rayonnement γ en provenance de W51
Les objets astrophysiques d´ecrits ci-dessus sont tous susceptibles d’´emettre du rayonnement γ. Une ´etude pr´ecise des photons de haute et tr`es haute ´energie permettra de mieux comprendre ce syst`eme. De plus, tous les ingr´edients sont pr´esents pour ´etudier l’acc´el´eration de rayons cosmiques par le vestige de supernova.
Rayonnement de haute ´energie
La r´egion de W51 est donc particuli`erement int´eressante, et on peut s’attendre `a l’´emission de rayons γ de la part de plusieurs contributeurs. Ce complexe a ´et´e balay´e par Fermi-LAT et
le rayonnement γ au GeV a ´et´e report´e d`es le premier catalogue [3] avec seulement trois mois de donn´ees. Cette r´egion a fait l’objet d’une ´etude d´edi´ee en 2009 [5]. L’´emission mesur´ee est l’une des plus brillantes au GeV dans le plan galactique et est ´etendue spatialement.
Figure 9.2 – Gauche : Carte de coups de Fermi-LAT entre 2 et 10 GeV. La carte est liss´ee par une gaussienne de largeur 0.12◦
. Les contours noirs tracent l’´emission en rayons X d´etect´ee par
ROSAT. L’ellipse rose repr´esente la r´egion de l’´emission de gaz choqu´e. La position de CXO
est indiqu´ee par le losange noir. Les positions des cinq r´egions HII sont repr´esent´ees par les croix vertes. L’ellipse blanche sch´ematise les bords de la coquille. Droite : Distribution spectrale d’´energie de la r´egion de W51. Les points rouges ont ´et´e obtenus par Fermi-LAT, les barres d’erreur noires indiquent les incertitudes syst´ematiques. Le point noir est le flux de H.E.S.S. (analyse de 2009). Les diff´erentes courbes repr´esentent un mod`ele d’´emission avec des processus hadroniques (tirets longs), bremsstrahlung (tirets moyens) et Compton inverse (tirets courts). La courbe pleine est l’´emission totale. Ces figures sont extraites de [5].
La figure9.2-gauche montre la carte de rayons γ obtenue par Fermi-LAT entre 2 et 10 GeV. L’´emission couvre la majeure partie du vestige de supernova W51C vu en rayons X. Cette co¨ıncidence spatiale a conduit `a associer l’origine du rayonnement au GeV `a toute la coquille du vestige de supernova. Le spectre du rayonnement observ´e par Fermi -LAT est montr´e sur la figure 9.2-droite. Le flux au GeV est bien reproduit par un mod`ele d’´emission γ issus de la d´esint´egration de π0 cr´e´e par des collisions entre protons acc´el´er´es et atomes du milieu environnant.
Rayonnement de tr`es haute ´energie
Le rayonnement γ au TeV en provenance de W51 est connu depuis 2009. H.E.S.S. a report´e la d´etection de cette source apr`es l’extension du balayage du plan galactique en 2007 qui a men´e `a des observations d´edi´ees en 2008. Apr`es seulement ∼17h d’observation un signal de 220 rayons γ avec une significativit´e de 6.7σ a ´et´e mesur´e. La figure9.3-gauche montre l’´emission de rayons γ observ´ee par H.E.S.S. publi´ee en 2009. L’´emission est ´etendue enveloppant la position des possibles ´emetteurs de rayons γ de cette r´egion.
En 2012, la collaboration MAGIC publie une analyse du rayonnement γ au dessus de 150 GeV de la r´egion W51 [27]. La figure 9.3-droite montre l’exc`es relatif de rayons γ
ob-Figure 9.3 – Gauche : Carte de rayons γ observ´es par H.E.S.S. avec l’analyse de 2009. La carte est liss´ee par une gaussienne de largeur 7.6′. Les contours de significativit´e sont indiqu´es en vert. Droite : Carte d’exc`es relatif (exc`es/fond) au dessus de 150 GeV. La carte est liss´ee avec une gaussienne de 0.085◦. Les contours de significativit´e sont superpos´es en bleu. La position ajust´ee est repr´esent´ee par le point noir. Le cercle rouge indique la position du gaz choqu´e. Le losange cyan montre la position de CXO.
serv´e. Les photons semblent provenir du nuage choqu´e par le vestige de supernova. Cependant `a haute ´energie, la r´esolution angulaire de l’instrument s’am´eliore et une ´emission ´etendue en direction de la n´ebuleuse `a vent de pulsar apparaˆıt. Cependant cette extension est compatible statistiquement avec un mod`ele d’´emission `a une composante morphologique ´etendue.
La possible contribution de plusieurs ´emetteurs γ au TeV n’est donc pas av´er´ee avec les ana-lyses publi´ees. Le recours `a des anaana-lyses plus performantes, d´evelopp´ees depuis la publication, et `a un lot de donn´ees plus important permet de mieux comprendre l’origine du rayonnement mesur´e par les t´elescopes Tcherenkov.