Origine de l’émission de haute énergie HESS J1745-290

L’origine de l’émission de haute énergie des sources dont la position est compatible avec le GC reste incertaine. En effet nous ne savons pas si l’émission provient de l’environnement immédiat autour du trou noir central Sgr A^? ou si elle est produit sur une région plus étendue ou si encore elle provient d’autres sources dont les positions sont compatibles avec le GC. Même avec l’amélio-ration du pointé de H.E.S.S., l’incertitude de 6” sur la position de HESS J1745-303 laisse ouverte différentes possibilités concernant son origine : le trou noir lui même (Aharonian & Neronov, 2005), une nébuleuse de pulsar située dans les quelques arcsecondes centrales (Wang et al., 2006; Hinton & Aharonian, 2007), une nébuleuse créée par le trou noir autour de Sgr A^? (Atoyan & Dermer, 2004) ou une région de diffusion dans les quelques parsec centraux qui entoure le trou noir (Ballantyne

3.1. UNE SOURCE PONCTUELLE AU CENTRE GALACTIQUE

(a)

(b)

Figure 3.3 – (a) Image des 10 pc centraux vu par Chandra de 2 à 8 keV. La nouvelle position ainsi que l’intervalle de confiance à 95% sur la limite supérieure de l’extension de HESS J1745-290 sont représentées par les cercles blancs. La région d’intervalle de confiance à 95% de la source 3FHL J1745.6-2900 détectée par le Fermi/LAT est représentée par le cercle cyan. (b) Spectre des sources 3FGL J1745.6-2859c (gauche) et 3FGL J1745.3-2903c (droite) entre 0.1 et 100 GeV. Crédits : Acero et al. (2015), https://fermi.gsfc.nasa.gov/ssc/data/access/lat/4yr_catalog/3FGL-table.

et al., 2007; Chernyakova et al., 2011).

Le lien avec le trou noir central Le trou noir est extrêmement inactif de nos jours, avec une luminosité huit ordres de grandeur en dessous de sa luminosité d’Eddington (section 1.2.3). Son activité radiative très faible ainsi que son émission quiescente en rayon X pourrait s’expliquer par un flot d’accrétion chaud radiativement inefficace (section 1.2.3). Ces flux d’accrétion chaud sont souvent associés à des reflux de matière nommés outflows où l’accélération des rayons cosmiques

pourrait avoir lieu (Liu et al., 2006a). Atoyan & Dermer (2004) proposent un modèle où une né-buleuse résultant du choc produit par le flux sortant du flot accrétion sur le trou noir est située à 105 R_S (rayon de Schwarzchild du trou noir ∼ 1012cm). Elle est alimentée par les vents magnéto-hydrodynamiques provenant de ces flux d’accrétion chaud. Au niveau de cette nébuleuse à10⁵ R_S, l’émission X a été résolue par Chandra (Baganoff et al., 2003) et proviendrait de l’émission syn-chrotron des électrons accélérés en bordure de ces éjections. Ces électrons accélérés également à très haute énergie produiraient l’émission au TeV résolue par H.E.S.S. par émission Compton inverse sur les champs de photons allant de la radio à l’infrarouge autour de Sgr A^?. Cependant, nous savons que ce modèle n’est plus crédible en rayon X puisque l’étude récente de Wang et al. (2013) avec Chandra confirme la présence de raies du Fer ionisé mettant en évidence la présence d’un plasma chaud et une population thermique d’électrons. Il peut cependant contribuer à l’émissions de haute et très haute énergie.

Liu et al. (2006a,b) ont montré que l’accélération stochastique des électrons interagissant en résonance avec les turbulences du champ magnétique dans un tore d’accrétion moins grand que ∼ 20 R_S était une explication plausible afin de reproduire l’émission millimétrique de Sgr A^? mais aussi les éruptions visibles en Infrarouge et rayons X. Ce mécanisme requiert un milieu fortement magnétisé. Les pertes radiatives très fortes de ces électrons par synchrotron et inverse Compton ne permettent pas d’expliquer dans leur modèle l’émission à plus haute énergie. Cependant ils montrent que les protons sont aussi probablement accélérés par le même mécanisme. Grâce à leurs pertes d’énergie sur des temps bien plus long, ils peuvent s’échapper et interagirent à des distances plus élevées avec les protons de la matière dans le MIS en particulier avec l’anneau de matière du disque circumnucléaire (section 1.2.2). Ces protons produisent donc des photons γ par désintégration du pionπ₀ généré pendant cette interaction. Dans le cadre de l’accélération stochastique proposée par Liu et al. (2006a), le lien entre l’émission au TeV et le trou noir central déjà proposé par Aharonian & Neronov (2005) a été revisité par de nombreux auteurs depuis (Ballantyne et al., 2007, 2011; Chernyakova et al., 2011; Linden et al., 2012; Fatuzzo & Melia, 2012b).

Ballantyne et al. (2007, 2011) étudient directement la trajectoire des CRs dans un champ turbu-lent. En étudiant uniquement l’interaction des CRs avec l’anneau de matière du disque circumnu-cléaire, donc une région assez restreinte autour de Sgr A^?, ils concluent à la nécessité d’un spectre d’injection d’indice 0.75 ce qui semble très dur comparé aux valeurs estimées par exemple pour l’ac-célération des particules avec les mécanismes d’acl’ac-célération de Fermi du premier ou du deuxième ordre autour de 2. Chernyakova et al. (2011) considère une région autour du GC dans laquelle les protons interagissent avec le MIS avec une structure sphérique plus simple mais plus large que dans l’étude précédente. De plus il ne suivent pas la trajectoire des particules individuelles mais assument un certain modèle de propagation. Par une étude conjointe des données de H.E.S.S. et du Fermi/LAT, ils montrent qu’une prise en compte d’un changement de propagation des CRs d’un ré-gime diffusif à basse énergie à une propagation rectiligne à haute énergie permet d’obtenir un spectre d’injection plus cohérent et d’expliquer les changements spectraux observés entre le TeV et le GeV. Ce modèle prend en compte différents rythmes d’activité du trou noir : une émission continue ainsi que des éruptions dans son passé mises en évidence en rayon X (Clavel et al., 2013). Si des éruptions se produisent, l’émission au GeV sera dominée par ces injections récentes puisque les protons sont toujours confinés dans la région par diffusion à ces énergies alors que l’émission au TeV est dominée par une injection quasi-constante de CRs du trou noir. Malyshev et al. (2015) proposent eux un scénario leptonique impliquant des électrons de très hautes énergies pour expliquer les données au GeV et au TeV où l’inverse Compton est dominant. La population d’électron viendrait de l’éruption de Sgr A^?qui s’est produit il y a 300 ans et dont la durée a été évaluée à une dizaine d’année (Clavel et al., 2013). En particulier sur le spectre de la figure 3.2.c est observé un petit sursaut au GeV

3.1. UNE SOURCE PONCTUELLE AU CENTRE GALACTIQUE

facilement reproduit par ce modèle. Le temps de refroidissement des électrons au-dessus de 10 GeV par IC est environ de 300 ans donc les électrons émettant à plus haute énergie sont déjà refroidis. Ils concluent sur la nécessité de cette composante leptonique pour reproduire les données à plus basses énergies que des modèles purement hadroniques sous produisent considérablement.

Les étoiles massives Des dizaines d’étoiles massives sont situées dans l’amas d’étoiles central sur environ 1 pc autour de Sgr A^?. Les chocs produits au niveau de ces vents stellaires sont des lieux d’accélération des électrons et protons à des énergies relativistes. Les électrons relativistes diffusent par IC sur les champs de rayonnement ambiants (UV, infrarouge) et pourraient expliquer la source vue par H.E.S.S (Quataert & Loeb, 2005). Plus récemment, Wang et al. (2009) ont proposé que la capture et les forces de marée appliquées par le trou noir sur une étoile massive soient un bon mécanisme d’accélération des protons à hautes énergies. Cette étude conclue que la distorsion d’une géante rouge dans un cas où les protons sont ensuite relativement bien confinés dans la région pourrait reproduire les données au TeV de la source au centre Galactique.

La nébuleuse de pulsar G359.95-0.04 Les nébuleuses de pulsar sont des accélérateurs de particules à haute énergie dans la Galaxie. La Nébuleuse du Crabe, qui est l’une des nébuleuses les plus étudiées, accélère les électrons jusqu’à 10¹⁶eV malgré les pertes synchrotron rapides dans son champ magnétique de 160µG (Aharonian et al., 2004a). De nombreuses PWNs sont observées avec H.E.S.S. ce qui suggère que ce sont de bon émetteurs au TeV (section 5.1). La nébuleuse de pulsar G359.95-0.04 étant compatible avec la position de HESS J1745-303, elle est un bon candidat afin d’expliquer son émission au TeV. Cette source située en distance projetée à 0.3 pc de Sgr A^? a été détectée par Wang et al. (2006). L’émission détectée au TeV serait due au moins en partie à la diffusion IC des électrons de haute énergie (jusqu’à 100 TeV) sur le champ infrarouge lointain présent dans l’environnement de Sgr A^? par les poussières qui émettent la lumière stellaire absorbée (Wang et al., 2006; Hinton & Aharonian, 2007; Kusunose & Takahara, 2012). Dans ces champs de radiation denses et des champs magnétiques∼ 100 µG, même dans le régime de Klein-Nishina (section 2.2.1), les électrons au TeV sont refroidis essentiellement par IC. Ceci permet aux auteurs d’expliquer également le durcissement du spectre observé avec H.E.S.S. au TeV pour cette source centrale. Or la découverte du magnétar SGR J1745-29 a permis d’estimer une valeur pouvant atteindre plusieurs mG (Mori et al., 2013) dans cette région. Dans ce cas, les pertes synchrotron des électrons de la nébuleuse de pulsar G359.95-0.04 seraient telles que l’émission prédite au TeV serait bien en dessous des valeurs observées avec H.E.S.S. L’hypothèse que la seule nébuleuse de Pulsar G359.95-0.04 soit responsable de l’émission au TeV de la source HESS J1745-290 s’amenuise. Cependant, Kistler (2015) propose que la PWN puisse expliquer tout le flux au TeV en se trouvant dans une région située à 1 pc derrière le trou noir central Sgr A^?, où le champ magnétique est deux fois plus faible, et donc les pertes synchrotron moins importantes,.

Une population de pulsars milliseconde Une autre hypothèse pour expliquer cette source au TeV serait la présence d’un millier de pulsars milliseconde dans l’amas Central, non résolus au TeV et pas encore détectés en radio (Bednarek & Sobczak, 2013). En effet, par analogie avec la découverte dans l’amas globulaire Terzan 5 d’une émission au TeV sûrement produite par la population de pulsars millisecondes observée dans cet amas (Abramowski et al., 2011), les électrons accélérés à quelques dizaines de TeV au niveau des vents des pulsars sont injectés dans des régions de radiations optique et infrarouge denses, dans les parsec centraux, avec lesquels ils interagiraient par IC, ce qui pourrait expliquer la source ponctuelle HESS J1745-290.

Des modèles hybrides Des modèles hybrides expliquent les composantes au GeV et au TeV par des origines différentes. Par exemple, récemment, Kusunose & Takahara (2012) proposent que la composante au GeV soit expliquée par la diffusion IC des électrons accélérés et injectés lors des éruptions de la source centrale dans le parsec central, tandis que l’émission au TeV viendrait de la nébuleuse de pulsar G359.95-0.04. Guo et al. (2013) combinent les deux approches en expliquant l’émission au TeV par la collision hadronique des CRs avec la matière entourant Sgr A^? et le flux au GeV par l’émission IC des électrons accélérés près du GC.