L’´emission galactique `a 1809 keV

Nous allons pr´esenter dans cette partie les observations SPI de la Galaxie dans les raies de l’26_{Al et du} 60_{Fe. Afin de ne pas trop alourdir le texte, seuls les r´esultats} sont discut´es ici. Le d´etail du traitement des donn´ees, en particulier la mod´elisation du bruit de fond aux ´energies concern´ees, est fourni en Annexe.

La distribution galactique de l’´emission `a 1809 keV de l’26<sub>Al, obtenue par la</sub> m´ethode de d´econvolution MREM [Kn¨odlseder et al., 1999b] `a partir de 4 ans de donn´ees SPI environ (r´evolutions 19 `a 484), est pr´esent´ee en Fig. 6.1 pour les SE et les ME2. La carte COMPTEL correspondant aux 9 ann´ees d’exploitation de l’instru- ment [Pl¨uschke et al., 2001] y est ´egalement figur´ee pour comparaison. On remarque imm´ediatement que la carte COMPTEL est fortement bruit´ee par rapport aux cartes SPI, une diff´erence due aux algorithmes utilis´es. Dans le cas de la carte COMPTEL, il s’agit de la m´ethode classique du Maximum d’Entropie alors que les cartes SPI ont ´et´e produites par la m´ethode MREM (Multi-Resolution Expectation Maximisation, Kn¨odlseder et al. [1999b]), qui r´ealise un filtrage par ondelettes des fluctuations de courte ´echelle angulaire pour ne laisser dans l’image que les structures significatives et compatibles avec la r´esolution de l’instrument. Du point de vue de la morphologie glo-

6.2. La Galaxie radioactive vue par SPI

Fig. 6.1 – Cartes MREM de la Galaxie `a 1809 keV pour les SE (haut) et les ME2 (mi- lieu) `a partir de 4 ans d’observations INTEGRAL/SPI. En bas, la carte COMPTEL bas´ee sur 9 ann´ees d’observations.

Fig. 6.2 – Carte d’exposition des 4 premi`eres ann´ees d’observations d’INTEGRAL.

bale de l’´emission, SPI confirme qu’en dehors d’un fort signal provenant de la r´egion du Cygne, l’´emission est essentiellement confin´ee dans le plan galactique entre les lon- gitudes -45 et 45◦_{. Les cartes SPI SE et ME2 font apparaˆıtre une distribution assez}

surprenante o`u l’´emission est concentr´ee en quatre zones centr´ees approximativement sur les longitudes l =−30, −15, 15 et 30◦_{, et donc r´eparties sym´etriquement par rap-}

port au centre galactique. Il ne s’agit pas d’un effet d’exposition, comme en t´emoigne la carte d’exposition pr´esent´ee en Fig. 6.2. Cependant, la r´ealit´e de telles structures est plutˆot douteuse : premi`erement, la m´ethode de reconstruction d’image MREM est un processus non-lin´eaire et l’algorithme ne fournit aucune information quant `a l’incertitude associ´ee `a chaque pixel de l’image. Ensuite, ces structures n’apparaissent aucunement dans la carte de COMPTEL, qui est pourtant un instrument de sensibi- lit´e ´equivalente ; en fait une ´etude plus pr´ecise des profils en longitude d´elivr´es par les deux instruments r´ev`ele que les structures sont plutˆot anti-corr´el´ees ! Il semble donc plus prudent de ne pas attacher trop d’importance au d´etail de ces cartes.

Nous allons `a pr´esent ´etudier de mani`ere plus quantitative l’´emission de l’26_Al. Suite au travail de [Kn¨odlseder et al., 1999a], nous savons que la distribution de l’´emission `a 1809 keV est fortement corr´el´ee `a la distribution des ´etoiles massives, r´ev´el´ee par l’´emission free-free du gaz ionis´e ou l’´emission submillim´etrique de la poussi`ere chauff´ee par les UV. Nous allons donc utiliser la carte DIRBE `a 240µm (ci-apr`es DIRBE240) comme mod`ele de la distribution d’intensit´e de l’´emission de d´ecroissance de l’26_{Al, et ajuster aux donn´ees SPI cette carte (en mˆeme temps qu’un} mod`ele de bruit de fond). Le flux int´egr´e sur la Galaxie enti`ere est alors de (9.6_{± 0.4)}

× 10−4_{ph cm}−2_s−1_{, et se restreint `a (3.7 ± 0.1) × 10}−4_{ph cm}−2_s−1 _{dans le radian}

central.

6.2. La Galaxie radioactive vue par SPI

l’´emission `a 1809 keV soit constant dans le temps et dans l’espace et une repr´esentation de la distribution de l’´emission `a 1809 keV par une simple mise `a l’´echelle de la carte DIRBE240 semble donc inad´equate. Pour pallier ce probl`eme, nous avons donc donn´e une certaine souplesse `a la carte DIRBE240 en la divisant en tranches de longitudes de 20◦ <sub>de large, ce qui ne r´esout pas enti`erement le probl`eme puisque chaque tranche est</sub>

une projection de zones chimiquement et physiquement diff´erentes de la Galaxie, mais constitue n´eanmoins une am´elioration par rapport `a une carte rigide. L’ajustement de ce mod`ele am´elior´e aux donn´ees SPI devrait ainsi fournir une estimation des flux plus proche de la r´ealit´e. Cette initiative s’est trouv´ee compromise par l’exposition in´egale de SPI le long du plan galactique. La comparaison du profil longitudinal obtenu au profil COMPTEL a r´ev´el´e que les tranches correspondant `a des zones relativement peu expos´ees sont ajust´ees `a des niveaux de flux vraisemblablement inf´erieurs `a ceux de COMPTEL (voir Fig. 6.3). L’exposition COMPTEL du plan galactique, apr`es les 9 ann´ees d’exploitation de l’instrument, est en effet bien plus homog`ene que celle de SPI. Les variations d’exposition de COMPTEL sont de l’ordre d’un facteur 2, alors que pour INTEGRAL elles peuvent atteindre plusieurs ordres de grandeur. La Fig. 6.2 montre clairement l’inhomog´en´e¨ıt´e de l’exposition de SPI en dehors de la zone [-45◦;+45◦], et cette couverture in´egale, combin´ee peut-ˆetre `a des effets syst´ematiques li´es `a la mod´elisation du bruit de fond, aboutit `a une sous-estimation des flux dans les zones peu ou moins expos´ees que le centre. Ceci montre que notre traitement du bruit de fond n’est pas id´eal puisqu’une fraction du signal `a 1809 keV est manifes- tement ”absorb´ee” par le mod`ele de bruit de fond. Le profil longitudinal que nous utiliserons par la suite est donc celui de COMPTEL, qui demeure plus fiable pour le moment que ce que SPI peut produire. A titre de comparaison, le flux COMPTEL `a 1809 keV est de (8.7 _{± 1.2) × 10}−4_{ph cm}−2_s−1 _{pour la Galaxie, et de (3.4 ± 0.3)}

× 10−4_{ph cm}−2_s−1 _{pour le radian central. Ces valeurs sont parfaitement compatibles}

avec celles que nous avons trouv´ees avec SPI.

Les spectres SE et ME2 de la raie `a 1809 keV obtenus sur l’ensemble de la Galaxie avec comme mod`ele c´eleste la carte DIRBE240 sont fournis en Fig. 6.4. Une ´etude spectrale en fonction de la longitude aurait pu permettre d’´etudier le d´ecalage des raies (li´e `a la rotation galactique, voir Diehl et al. [2006]) et leur largeur (caract´eristique des conditions physiques du milieu) en fonction de la direction d’observation. Ici, nous nous int´eressons plutˆot aux flux, et nous pr´esentons ces spectres surtout pour illustrer la qualit´e de la d´etection, traduite par la forme de la raie autant que par sa largeur qui est l´eg`erement sup´erieure `a la r´esolution instrumentale.