Morphologie de l’émission γ

4.3.2.1 Le profil d’émission γ

Sur la figure 4.5.a est représenté le profil d’émission γ en fonction de la longitude Galactique pour une source stationnaire située au Centre Galactique en rouge, après avoir intégré le flux γ pour tous les profils pour des latitudes|b| < 0.3◦_{. Une chute de l’émission} γ est observée vers 1.3^◦. Dans le cadre de la source stationnaire, nous reproduisons cette chute (figure 4.5.a) à cause du plus

4.3. RÉSULTAT ET COMPARAISON AUX DONNÉES DE H.E.S.S.

Figure 4.4 – Médiane des spectres générés en tirant 100 configurations spatiales et temporelles (ligne bleue), avec la dispersion autour de la médiane. En rouge le spectre obtenu pour une source stationnaire. Les deux spectres sont déterminés dans un anneau centré autour de SgrA^? avec un rayon intérieur et extérieur de respectivement 0.15^◦et 0.45^◦, afin de pouvoir comparer aux points de H.E.S.S. extraits dans la même région par Abramowski et al. (2016) (points noirs). Crédit : Jouvin et al. (2017a)

grand étalement de la matière le long de la ligne de visée (figure 4.3.b) : les régions plus distantes, où la densité de CRs est plus faible, contribuent à réduire le niveau d’émissionγ. Il est donc inutile de faire appel à une unique source impulsive comme proposé par Aharonian et al. (2006a) pour expliquer ce phénomène. Nous savons aujourd’hui que cette solution n’est pas réaliste au vu du profil d’émission piqué vers le centre déterminé par Abramowski et al. (2016).

La médiane et la dispersion des profils d’émissivitéγ, obtenus pour le modèle des accélérateurs impulsifs, sont représentées en bleu sur la figure 4.5.a. Le profil en émissionγ prédit par ce modèle, qui prend en compte une distribution spatiale réaliste pour ces sources avec les deux amas centraux, est également piqué vers le centre. Comme l’indique la dispersion importante autour de la médiane, le profil est très sensible à chaque réalisation puisque les explosions les plus récentes auront le plus d’impact sur le profil γ prédit. Si nous considérons uniquement une composante uniforme pour la distribution spatiale des SNe, le profil γ, est comme attendu, plutôt plat et piqué uniquement sur les cœurs moléculaires denses (ligne noire en pointillé sur la figure 4.5.b)

Comme observé dans les données, une augmentation d’émissionγ vers le centre est obtenue pour les deux modèles. Ainsi que l’illustre la figure 4.5.a, le profil produit par une source stationnaire est plus piqué sur la source elle-même, supposée ici au GC, que celui produit par les accélérateurs impulsifs qui est piqué sur le complexe moléculaire autour de SgrA. Nous explorons de nouveau cette différence dans la prochaine section en comparant le profil de CRs prédit par les modèles et celui déduit des observations.

(a)

(b)

Figure 4.5 – (a) Profil d’émission γ de très haute énergie en fonction de la longitude Galactique pour une distribution spatiale de SNe prenant en compte les deux amas centraux (bleu) et pour la source stationnaire située au GC (rouge), après avoir intégré selon la ligne de visée et la latitude Galactique b. (b) Profil d’émission γ de très haute énergie en fonction de la longitude galactique pour deux distributions spatiales de SNe : une distribution avec une unique composante uniforme de SNe dans le CMZ (ligne noire) et une distribution prenant en compte les deux amas centraux : le Quintuplet et l’amas central en plus de la composante uniforme (bleu). Les lignes solides et pointillées représentent la médiane des 100 réalisations, et la région colorée la dispersion autour de cette valeur médiane pour le cas où les SNe des amas stellaires sont pris en compte. Crédit : Jouvin et al. (2017a)

4.3. RÉSULTAT ET COMPARAISON AUX DONNÉES DE H.E.S.S.

4.3.2.2 Le profil de densité de rayons cosmiques

Comme nous l’avons présenté dans la section 3.2.1, les données de H.E.S.S. ont permis d’extraire la luminositéγ, L_γ, dans sept régions du plan Galactique de rayon 0.1^◦ à différentes distances du GC. À partir de la quantité de matière déterminée dans chaque région,Mgas, et en supposant que toute la luminosité γ est produite par l’interaction des CRs avec la matière, nous en déduisons un profil de densité de CRs en fonction de la distance au GC (figure 3.5).

Pour superposer le profil de densité de CRs prédit par nos modèles à ces données, nous déter-minons la densité d’énergie de CRs d’énergie supérieures à 10 TeV, intégrée sur la ligne de visée en pondérant la densité d’énergie de CRs obtenue dans chacun des pixels de la boîte 3D par la quantité de matière dans le pixel :

W_CR(x, z) = R

ywCR(x, y, z)× n(x, y, z) dy R

yn(x, y, z) dy ^(4.7)

oùW_CR est la densité d’énergie des CRs en latitude Galactique (z) et longitude Galactique (x), n(x, y, z) la densité de matière dans chaque pixel de notre boîte 3D, w_CR(x, y, z) la densité d’énergie des CRs et y la direction selon la ligne de visée. Cette pondération par la quantité de matière est nécessaire pour comparer à la densité de CRs obtenue à partir de la luminositéγ dans chacune des régions puisque celle-ci résulte d’une interaction des CRs avec la matière le long de la ligne de visée. La densité de CRs, présentée sur la figure 4.6 pour le modèle des accélérateurs impulsifs ou de la source stationnaire au GC, est indépendante de la masse moléculaire totale supposée pour le CMZ. C’est une différence importante comparée à la manière dont Abramowski et al. (2016) ont obtenu leurs points de mesure, pour laquelle l’erreur absolue sur la conversion d’émissivité de la raie du CS en densité de colonne H₂ doit être prise en compte. Nous devons donc appliquer un facteur de correction entre notre modèle et les profils de Abramowski et al. (2016) à cause de cette incertitude sur la masse totale. C’est également pour cette raison qu’une pondération par la matière le long de la ligne de visée est nécessaire dans l’équation 4.7 car la densité de CRs, W_CR(x, z), obtenue à partir des données de H.E.S.S. est proportionnelle àL_γ/M_gas. La luminosité γ dans chaque région résulte d’une interaction des CRs avec la matière le long de la ligne de visée.

La figure 4.6 permet d’établir de nouveau que, comme attendu, en prenant en compte une distribution réaliste de SNe dans le GC, la densité de CRs présente un gradient assez prononcé vers le centre. Pour des distances > 30 pc, les deux modèles peuvent reproduire les données. Le profil déduit à partir des données de H.E.S.S. semble plus piqué que celui produit par les accélérateurs impulsifs uniquement. Pour reproduire le profil, une seconde composante de très haute énergie est nécessaire dans les 30 pc centraux en plus de la contribution des SNe. Comme proposé par Abramowski et al. (2016), le modèle d’une seule source stationnaire au GC peut très bien reproduire les données. Cependant ce modèle d’une unique source implique une contribution négligeable des SNe, pour rester en accord avec les données, notamment aux hautes longitudes. Au vu de l’accélération des CRs déjà relativement faible supposée pour les SNe autour de 2 % pour ne pas sur-produire le flux γ total (section 4.3.1), il semble difficile de pouvoir supprimer leur contribution. Il est vrai que, dans le GC, l’efficacité d’accélération des CRs dans les SNRs pourrait être différente de celle estimée dans le reste de la Galaxie. Le milieu dans cette région est chaud (kT∼1 keV) et assez dense (∼1 cm3), les ondes de chocs deviennent donc faiblement supersoniques sur un temps assez court. Par conséquent l’accélération diffusive est efficace sur un temps plus court que dans le reste de la Galaxie. De plus, des explosions de SNe se produisent en groupe et, même si les conditions dans le GC sont différentes

des super bulles (notamment à cause du mouvement de l’amas du Quintuplet), des effets collectifs doivent également avoir un impact sur cette efficacité (Bykov, 2014).

(a)

Figure 4.6 – Densité moyenne de CRs en fonction de la distance au Centre Galactique extrait des données de H.E.S.S. (Abramowski et al., 2016) en noir, pour la source stationnaire située au GC en rouge et pour les SNe en prenant en compte une distribution spatiale réaliste avec les deux amas centraux en bleu. Ces profils sont la moyenne des profils pour une latitude Galactiqueb :|b| < 0.1^◦. Crédit : Jouvin et al. (2017a)