Quels pulsars pour Fermi ?

Empiriquement, les neuf pulsars détectés par EGRET, COMPTEL et AGILE ainsi que les dif-férentes détections à faible significativité ont en commun de présenter des taux de perte d’énergie par freinage électromagnétique supérieurs à 3 × 10³⁴ erg/s (Thompson et al. 1999;Pellizzoni et al.

2009a). Cependant, la géométrie des faisceaux d’émissions γ étant mal connue, la relation entre la

valeur de ˙E et le flux γ attendu, donc la détectabilité du pulsar, est très incertaine. Pour cette raison, une liste de cibles pour Fermi a été définie en retenant les pulsars vérifiant :

˙

E> 10³⁴erg/s (II.4)

Cette coupure conduit à une liste de 230 pulsars² (Smith et al. 2008). Les pulsars des amas glo-bulaires pouvant avoir une valeur de ˙Eapparente exagérée à cause d’accélérations dans des potentiels gravitationnels locaux, certains ont été exclus, amenant à une liste de 218 pulsars à suivre à l’aide des différents radiotélescopes de par le monde, et les télescopes X pour les pulsars non émetteurs radio (au nombre de cinq dans cette liste : Geminga, J1811−1925, J1846−0258, J0540−6919 et J0537−6910). Enfin, un critère a été défini dans le but d’accorder une priorité plus ou moins importante au suivi des pulsars. On peut définir un « flux dû au freinage » comme le flux d’une source de luminosité ˙E située à une distance d, soit ˙E/d². Cette quantité représente en quelque sorte le flux maximal pouvant être émis sur l’ensemble du spectre électromagnétique. On a vu précédemment que pour les pulsars d’EGRET, la luminosité γ au-dessus de 100 MeV semble croître comme√

˙

E, soit η = L_γ/ ˙E ∝ √

˙ E. On peut donc pondérer le flux dû au freinage par l’efficacité d’émission en rayons γ empirique, et obtenir un flux γ effectif :

F_eff= η^E˙ d2 = √ ˙ E d2 (II.5)

Pour les pulsars ayant des valeurs de ˙E équivalentes, la priorité est donc donnée aux plus proches. Selon ce classement, les six pulsars d’EGRET se classent parmi les 20 premiers pulsars, interca-lés avec quelques objets découverts après la fin de l’activité du télescope γ. Néanmoins quelques pulsars milliseconde pour lesquels EGRET n’avait pas détecté de pulsations, PSR J0034−0534 et J0437−4715, se classent parmi les dix premiers, soulignant à nouveau le fait que F_eff ne prend pas en compte tous les paramètres, notamment la géométrie d’émission variable. La FigureII.7 montre, pour les pulsars recensés par le catalogue ATNF, la valeur de F_eff, normalisée à la valeur de Vela, en fonction de leur période de rotation. Les pulsars cibles pour Fermi sont indiqués par des carrés et des triangles. Par construction, ils sont généralement distribués aux grandes valeurs de√

˙ E/d².

II.3 Pourquoi étudier les pulsars en rayons γ ?

Dans la première partie de ce chapitre nous avons vu que différents modèles sont en compétition pour l’explication de l’émission γ des pulsars : Polar Cap, Slot Gap et Outer Gap notamment. Chacun d’entre eux propose une région particulière de la magnétosphère des pulsars comme point de départ du rayonnement. On a vu par exemple que les modèles prévoient des coupures spectrales de formes différentes, des morphologies d’émission γ différentes et des écartements plus ou moins importants avec la composante radio. Avec un échantillon plus large de pulsars émetteurs γ, on peut établir des tendances dans les profils d’émission ainsi que dans les spectres, et ainsi placer des contraintes sur la géométrie de l’émission dans la magnétosphère. L’augmentation du nombre de pulsars connus permet donc de contraindre, de raffiner voire d’éliminer les théories proposées.

Les télescopes prédécesseurs du LAT, et en particulier EGRET, ont révélé que les pulsars émet-teurs γ sont ceux qui perdent le plus d’énergie par freinage électromagnétique. Mais EGRET n’a pas

II.3. POURQUOI ÉTUDIER LES PULSARS EN RAYONS γ ? 10^-6 10^-5 10^-4 10^-3 10^-2 10^-1 10⁰ 10^-3 10^-2 10^-1 10⁰ 10¹ F^eff / F eff Vela P (s)

Figure II.7 - Flux de freinage effectif √

˙

E/d²pour les pulsars du catalogue ATNF. Les flux sont normalisés à celui du pulsar de Vela, 3,13 × 10¹⁹(erg/s)^1/2/d². Les pulsars de valeur de ˙Ecomprise entre 10³⁴erg/s et 3 ×10³⁴erg/s sont indiqués par des triangles, ceux vérifiant ˙E> 3 × 10³⁴erg/s sont montrés par des carrés vides. Les carrés pleins sont les pulsars détectés par EGRET, COMPTEL et AGILE, ainsi que les détections marginales.

permis de comprendre combien l’émission en γ est un phénomène général pour les pulsars à grand ˙E. En particulier, on peut s’attendre à ce que d’autres paramètres entrent en jeu, l’âge ou l’intensité du champ magnétique en surface ou au cylindre de lumière. Le scénario d’évolution peut également avoir son importance : existe-t-il des pulsars milliseconde émetteurs de rayons γ ? Si c’est le cas, le pro-cessus d’émission est-il commun aux populations « jeunes » et « recyclées » ? Ces questions ont leur importance pour les synthèses de population (Gonthier et al. 2002;Story et al. 2007), qui cherchent à déterminer le nombre de pulsars dans la Galaxie et leurs propriétés. Enfin, la non-détection de pulsars à grandes valeurs de ˙E est tout aussi importante dans la mesure où elle renseigne sur la géométrie des faisceaux aux différentes longueurs d’onde.

Enfin, si l’étude des pulsars en rayons γ touche aux modèles d’émission théoriques et à l’évo-lution des pulsars dans un contexte plus général, il est bien évident que l’identification de pulsars γ peut permettre la découverte et l’étude de sources avoisinantes. De même, on s’attend à ce que les pulsars éloignés, non détectables mais tout de même émetteurs, contribuent à l’émission diffuse qui est source de bruit pour beaucoup d’études. La contribution des pulsars à l’émission diffuse est encore mal connue, mais des modèles prédisent une contribution importante, en particulier par les pulsars milliseconde (voir par exemple Faucher-Giguere & Loeb (2009); Wang et al. (2005)). Les raisons mentionnées ici sont autant de motivations pour la recherche de pulsars γ avec le Large Area Telescope à bord de Fermi.

PARTIE II