Hypothèse 3 : l’émission γ provient du pulsar

Ea(×1038erg s⁻¹) 8.3 0.6 P^a(ms) 60 60 Ea e,min(MeV) 100 Ea e,max(TeV) 1000 η^a,bp (%) 10 10 ˙ Pa(s s⁻¹) 1.6e-13 1.6e-13c Paramètres du modèle α^a 2.33 0.0 η (%) 0.75^+0.02_−0.05 0.8999a P0(ms) 59.1⁺¹₋₅₁ 10a,c α2 − 2.7a E_b(GeV) − 4.4a E_bol(GeV) 108 − f 10⁻³ − Paramètres dérivés B (µG) 166 2.4 τ0(ans) 5900 1000 ˙ E0(×1039erg s⁻¹) 1.2 0.3 R_{PW N}(pc) 3.5 2.7 a: paramètre fixé.

b: Portion de l’énergie perdue par le pulsar qui n’est pas injectée sous forme de particules ou de champ magnétique dans la nébuleuse.

c: Cette valeur est fixée pour que le temps caractéristique de décroissance du pulsar soit égal à 1000 ans comme dans la référence Slane et al. (2012a)

Tableau VI.6 - Paramètres des modèles de PWNe dans le cas où l’émission GeV est créée par la nébuleuse ou par le pulsar.

puissance. Les paramètres semblent physiquement possibles. Cependant, la valeur de ˙E₀obtenue est de 1.2 × 10³⁹erg s⁻¹ce qui conduit à une perte d’énergie rotationnelle actuelle de ˙E= 8.3 × 10³⁸erg s⁻¹. Cette perte d’énergie, quoi que possible, est très élevée par rapport à la moyenne. De plus, il est à noter que le champ magnétique prédit est de 170 µG. Il s’agit aussi d’une valeur élevée pour une nébuleuse de pulsar puisque seule la nébuleuse du Crabe possède un champ magnétique aussi élevé. Ces paramètres rendent ce scénario peu probable.

VI.4.3 Hypothèse 3 : l’émission γ provient du pulsar

La dernière hypothèse à envisager est celle dans laquelle les rayons γ sont produits par le pulsar. En effet, l’absence de pulsation n’est pas un bon argument pour écarter cette hypothèse. Il faudra cependant expliquer l’extension marginale observée dans les données du LAT. Ceci passera par une future analyse utilisant plus de données.

Considérons que le pulsar soit responsable de l’émission γ. Il n’est malheureusement pas possible d’ajuster un modèle aux données, car les contraintes ne sont pas assez nombreuses. Il est cependant possible de prouver que le rayonnement en rayons X et en radio peut s’expliquer par une nébuleuse dont le spectre d’injection est une loi de puissance brisée. Pour l’illustrer nous avons réutilisé le modèle présenté au chapitre III en fixant les paramètres aux valeurs proposées dans la référence Slane

VI.5. CONCLUSIONS

Figure VI.5 - Modèle de PWN pour MSH 11−62 en supposant que l’émission de rayons γ provient de la nébuleuse. La courbe pleine montre la composante synchrotron et Compton inverse totale tandis que les courbes tiretés et pointillées représentent les composantes d’émissions Compton inverses avec pour cibles les photons infra rouge et CMB. Les points spectraux rouges et verts représentent les données radio et en rayons X. Les points noirs représentent les points Fermi et la limite supérieure bleue est celle obtenue en renormalisant la sensibilité de H.E.S.S.. L’encart présente un agrandissement entre 0.1 et 100 GeV centré sur les points LAT. La figure de droite présente l’évolution du rayon en fonction du temps. La courbe bleue tireté représente le rayon du SNR et la courbe rouge pleine représente le rayon de la nébuleuse.

et al.(2012a) et résumées en table VI.6. Le résultat obtenu est présenté en figure VI.6. On y voit que les flux radio et X sont bien reproduits par ce modèle et que le rayonnement γ est bien en-deçà des limites imposées par les observations GeV et TeV.

On peut voir sur la courbe d’évolution du rayon que, comme dans le cas de l’hypothèse 2 (cf Section VI.4.2), la nébuleuse n’a pas commencé à interagir avec le choc en retour du SNR. Ce modèle ne permet donc pas de reproduire la morphologie observée en radio et en rayons X mais il suppose une morphologie à symétrie circulaire qui n’est certainement pas valide ici. Ce résultat ne permet donc pas d’exclure le pulsar puisqu’il est basé sur une hypothèse très forte. Par ailleurs, les paramètres présentés en table VI.6 montrent que la perte d’énergie rotationnelle nécessaire pour reproduire les données est de ˙E = 5.7 × 10³⁷erg s⁻¹. Cette valeur est dans les plus grandes de la gamme de celles obtenues pour d’autres pulsars détectés par le LAT comme nous le verrons au chapitre IX. De plus la valeur à l’origine devient ˙E₀= 3 × 10³⁸erg s⁻¹ce qui est aussi plus proche des valeurs observées. La faible valeur de champ magnétique obtenue reste cohérente avec les valeurs trouvées pour d’autres nébuleuses. Ce modèle est donc parfaitement viable pour reproduire les données observées en radio et en rayons X.

VI.5 Conclusions

Dans ce chapitre, nous avons présenté les résultats de l’observation à plusieurs longueurs d’ondes du vestige de supernova composite MSH 11−62. Nous avons vu qu’il était possible de distinguer en

CHAPITRE VI. ÉTUDE DE MSH 11−62

Figure VI.6 - Modèle de PWN pour MSH 11−62 en supposant que l’émission de rayons γ provient du pulsar. La courbe pleine montre la composante synchrotron et Compton inverse totale tandis que les courbes tiretés et pointillées représentent les composantes d’émissions Compton inverses avec pour cibles les photons infra rouge et CMB. Les points spectraux rouges et verts représentent les données radio et en rayons X. Les points noirs représentent les points Fermi et la limite supérieure bleue est celle obtenue en renormalisant la sensibilité de H.E.S.S.. La figure de droite présente l’évolution du rayon en fonction du temps. La courbe bleue tireté représente le rayon du SNR et la courbe rouge pleine représente le rayon de la nébuleuse. La nébuleuse n’a pas encore atteint l’âge où elle commence à interagir avec le choc en retour.

rayons X et en radio le SNR, la PWN et l’objet compact qui l’alimente. Cependant il n’en est pas de même pour l’émission γ.

Cette dernière est caractérisée par une faible extension qui, avec la statistique actuelle, améliore marginalement l’ajustement par rapport à une source ponctuelle. Le spectre observé par le LAT est significativement mieux modélisé par un spectre courbé et la majorité de l’émission se trouve dans la basse énergie de la gamme observée par le LAT.

Les modèles mis en place lors de la dernière section ont montré que bien qu’aucune hypothèse ne puisse être complètement écartée, il est peu probable que le SNR ou la PWN produise l’ensemble de l’émission observée en rayons γ. L’hypothèse selon laquelle le pulsar génère une part importante de cette émission est quant à elle tout à fait envisageable. L’extension marginale observée par le LAT suggère que derrière le rayonnement de l’hypothétique pulsar se cache celui provenant de la nébuleuse ou du SNR. Pour le déterminer, de futures observations radio à des fréquences complémentaires à celles testées sont nécessaires dans l’espoir que la géométrie du faisceau radio se prête à une détection. Cependant, il est à noter que les valeurs de ˙E impliquées par les modèles présentés ici et dans Slane et al.(2012a) sont élevées. ˙E = 5.7 × 10³⁷erg s⁻¹ donne un facteur

√ ˙ E

d2 = 3.0 × 10¹⁷erg¹2s⁻¹2kpc⁻². Si on compare aux pulsars dont la pulsation est détectée par le LAT (voir par exemple la table 13 et la figure 15 de Abdo et al. 2013), la majorité des pulsars présentant une valeur de

√ ˙ E

d2 aussi grande ont été détectés. Il est possible que la configuration géométrique de ce pulsar soit proche de celle d’un dipôle dont l’angle α entre l’axe magnétique et l’axe de rotation est faible (α → 0) et l’angle ζ entre l’axe de rotation et la ligne de visée est important (ζ → π

2). Les modèles d’émission prédisent alors une émission importante sur toute la phase de rotation du pulsar et des pics d’émission très

VI.5. CONCLUSIONS

faibles qui deviennent difficilement détectables comme le montrent Romani & Watters (2010). Cette configuration entrainerait une morphologie allongée en rayons X comme celle observée autour du pulsar PSR J0538+2817 (Ng & Romani 2004) cohérente avec les observations Chandra présentées dans ce chapitre.

CHAPITRE VII