FONDS DIFFUS

Figure II.1 - Illustration d’un sursaut solaire. Carte de rayons γ vus par Fermi les 6 et 7 Mars 2012. Le pulsar de Vela, la source Galactique la plus brillante, est indiquée sur la carte du 6 Mars. Au 7 Mars, le soleil est visible et beaucoup plus brillant que Vela. Crédit : NASA/DOE/Fermi-LAT Collaboration.

à l’instar du champ magnétique terrestre qui nous protège du vent solaire.⁵

II.3 Fonds diffus

Près des quatre cinquièmes des photons observés dans le domaine des rayons γ de haute énergie ne proviennent pas d’objets résolus mais semblent venir de régions très étendues. Ces photons constituent un fond au-dessus duquel se placent les sources individuelles. Afin de pouvoir attribuer un excès par rapport au fond à une source plutôt qu’à une fluctuation statistique, il est important de comprendre ce fond et de le modéliser. On le divise en deux parties d’intensité et de spectres différents : le diffus créé dans le plan Galactique et le diffus extra-Galactique qui est isotrope.

II.3.1 Diffus Galactique

Cette émission est la première que l’on voit si l’on observe une carte de photons vus par Fermi comme celle montrée en figure II.2. Elle n’est pas l’apanage des rayons γ. C’est d’ailleurs la multi-plicité des observations qui permet de comprendre ce diffus.

En rayons γ, le diffus Galactique est principalement produit par l’interaction des rayons cosmiques avec le gaz et les photons présents dans la Galaxie. Les processus mis en jeu ont été présentés au

5. Voir par exemple ces présentations au 4^èmesymposium Fermi :

http://fermi.gsfc.nasa.gov/science/mtgs/symposia/2012/program/thu/CDermer.pdf http://fermi.gsfc.nasa.gov/science/mtgs/symposia/2012/program/c2/JCasandjian.pdf

CHAPITRE II. SOURCES DE RAYONS γ ET ACCÉLÉRATEURS DE RAYONS COSMIQUES GALACTIQUES

Figure II.2 - Carte des photons observés par le LAT pendant les 24 premier mois d’observations entre 100 MeV et 10 GeV. On y voit l’émission diffuse du plan Galactique, des sources résolues dans ce plan comme des pulsars ou des vestiges de supernovae ainsi que des sources réparties de manière isotrope dans le ciel. Crédit : NASA/DOE/Fermi-LAT Collaboration.

chapitre précédent. A savoir :

– la décroissance de pions neutres créés lors de la collision de hadrons cosmiques avec les noyaux du gaz interstellaire,

– le rayonnement de freinage des leptons qui interagissent avec ces même noyaux, – et la diffusion Compton inverse des leptons sur les champs de photons interstellaires.

Cette émission dépend donc de la répartition du gaz dans la Galaxie et de la densité locale de rayons cosmiques. C’est pourquoi le maximum d’émission provient du centre de la Galaxie où les sources, le gaz et les photons abondent. La densité de rayons cosmiques dépend elle-même de l’en-droit d’où ils proviennent et de leur propagation. Il est aussi envisageable qu’une partie de ces photons proviennent de l’annihilation de particules de matière noire qui sont le constituant principal de l’uni-vers.

En supposant une loi de répartition dans la Galaxie, il est possible de contraindre la composante du diffus créé par un type de source comme les pulsars (Faucher-Giguère & Loeb 2010) ou les pulsars milliseconde (Grégoire & Knödlseder 2013).

Le modèle de diffus utilisé pour le LAT est un modèle spatial et spectral obtenu à partir de l’ob-servation des raies spectrales de H_I et de CO. En ce qui concerne l’hydrogène neutre, l’observation de la raie à 21 cm permet de déterminer la température de brillance reliée à la densité de colonne grâce aux équations de transfert radiatif :

II.3. FONDS DIFFUS

où τ est l’épaisseur optique, T_Best la température de brillance, T_Sest la température de spin et T_C est la température du fond micro-onde à 21 cm. La température de brillance de la raie à 21 cm T_L est définie comme :

T_L= T_B− T_C. (II.2)

En utilisant l’équation II.1, il est possible de remonter à l’expression de la densité optique :

τ = − ln  1 − ^TL T_S− T_C  . (II.3)

Cette dernière est directement reliée à la densité de colonne de H_I grâce à la relation :

N_HI(T_S, v) = CT_S Z τ dv ∼ −CT_Sln  1 − ^TL T_S− T_C  ∆v, (II.4)

où C = 1.83 × 10¹⁸ cm⁻²est une constante, v est la vitesse par rapport au référentiel local, T_L est obtenu par la mesure, T_Sest supposé uniforme et T_C= 2.66 K (Ackermann et al. 2012b).

Pour certaines lignes de visées, l’estimation de la densité de colonne du H_I était sur ou sous-estimé. Ces estimations furent corrigées grâce à l’information infra-rouge sur la densité de colonne de la poussière.

En ce qui concerne la densité de colonne de H₂, elle est obtenue à partir de la mesure de l’intensité des raies à 2.6 mm émises par le CO. L’excitation du CO qui conduit à l’émission de la raie à 2.6 mm se fait par collision avec les molécules de H₂ ce qui explique pourquoi cette raie est un bon traceur de la répartition de H₂. La densité de colonne N(H₂) est alors supposée directement proportionnelle à l’intensité des raies de CO W_CO.

30 cartes de diffus furent créées en ajustant les émissivités aux observations du LAT. Chacune de ces cartes correspond à une gamme en énergie espacée logarithmiquement entre 0.5 et 100 GeV. Le modèle d’émission Compton inverse a été calculé en utilisant l’outil de propagation des rayons cosmiques GALPROP⁶(Strong et al. 2000).

Le modèle obtenu est distribué par la collaboration Fermi sous forme d’un fichier gal_2yearp7v6_v0.fits⁷. Le spectre de diffus Galactique exposé en figure II.3 montre que le flux di-minue fortement avec l’énergie. Pour les sources dont le flux didi-minue moins vite que celui du diffus, il pourra donc être intéressant de s’en affranchir en ne sélectionnant les photons qu’à haute énergie.

II.3.2 Diffus Extra-Galactique

Le flux de cette composante est bien inférieur à celui de la composante précédente. Elle fut dé-couverte sous forme d’un diffus isotrope dans les données de OSO 3 et SAS-2 (Clark et al. 1968; Fichtel et al. 1978) puis confirmée par EGRET (Sreekumar et al. 1998). Son origine reste à ce jour partiellement non-élucidée. A l’instar du fond diffus Galactique qui provient de sources non résolues,

6. GALPROP peut être trouvé à l’adresse http://galprop.stanford.edu/

7. Ce fichier peut être trouvé à l’adresse : http://fermi.gsfc.nasa.gov/ssc/data/access/lat/ BackgroundModels.html

CHAPITRE II. SOURCES DE RAYONS γ ET ACCÉLÉRATEURS DE RAYONS COSMIQUES GALACTIQUES

Figure II.3 - Spectre de la région du plan Galactique adapté de la référence Ackermann et al. (2012b). Les points noirs représentent les points spectraux obtenus dans la région du centre Galactique (−80^◦< l < +80^◦ et −8^◦< b < +8^◦) dans laquelle l’émission diffuse est la plus importante. Les barres d’erreur correspondent à l’incertitude statistique tandis que la zone grisée montre les incertitudes systématiques dues à l’incertitude sur la surface efficace. La courbe magenta montre le modèle d’émission prenant en compte l’émission des sources ponctuelles (courbe pointillé orange), celle du diffus Galactique (tireté bleue) et celle du diffus isotrope composé du diffus extra-Galactique et de la contribution des rayons cosmiques interagissant avec l’instrument (cf section II.3.2). On peut voir que le rapport entre l’émission diffuse Galactique et celle des sources détectées par Fermi décroit fortement au-dessus de quelques GeV.

le diffus extra-Galactique peut partiellement s’expliquer par des sources extra-galactiques non détec-tées. Ces sources peuvent être des AGNs, des sursauts γ, des galaxies à flambées d’étoiles ou autre. À ces sources viennent s’ajouter des processus à plus grande échelle comme l’interaction entre les rayons cosmiques de ultra-haute énergie et les photons du CMB ou infrarouge du rayonnement diffus extra-Galactique, la formation de structures importantes (comme des amas de Galaxies) ou l’émission due à la matière noire.

La fraction d’émission diffuse attribuée à ces sources non résolues est estimée entre 50 et 80%. Comme pour les pulsars dans le cas du diffus Galactique, il est possible d’estimer la portion qui peut être due à une espèce en particulier. Ainsi la portion attribuée aux blazars est elle estimée à ∼23%⁸.

La figure II.4 montre le spectre mesuré par le LAT. Ce spectre est obtenu par ajustement du flux dans plusieurs gammes en énergie. La région d’étude est restreinte à la partie du ciel qui est loin du plan Galactique (|b| > 30^◦) et l’émission diffuse Galactique est soustraite. Le spectre obtenu est bien ajusté par une loi de puissance d’indice ∼ 2.4 et de flux intégré entre 0.1 et 100 GeV ∼ 1.03 × 10⁻⁵ cm⁻²s⁻¹.

Le modèle de diffus extra-Galactique n’a pas besoin d’être décliné en cartes comme le diffus Ga-lactique puisqu’il est isotrope. Il est donc fourni sous la forme d’un fichier texte iso_p7v6XXX.txt⁹. Cependant ce fichier ne contient pas que l’information sur le diffus extra-Galactique. Il intègre aussi de l’information sur l’émission résiduelle isotrope de rayons cosmiques interprétés comme des

pho-8. http://fermi.gsfc.nasa.gov/science/mtgs/symposia/2012/program/thu/MAckermann.pdf

9. Ce fichier peut être trouvé à l’adresse : http://fermi.gsfc.nasa.gov/ssc/data/access/lat/ BackgroundModels.htmlen remplacant XXX par source ou clean (cf. Chapitre IV)