CHAPITRE VII. OBSERVATIONS DE HESS J1857+026
VII.4.4 Spectre d’injection suivant une Maxwellienne associée à une loi de puissance.de puissance
Cependant, il est à noter que dans ce modèle la nébuleuse est aussi en début d’interaction avec le SNR. Le rayon obtenu est de 15.1 pc ce qui est plus proche de la valeur de 17.3 pc supposée au départ.
VII.4.4 Spectre d’injection suivant une Maxwellienne associée à une loi
de puissance.
Le modèle obtenu en supposant un spectre d’injection sous forme de Maxwellienne avec une loi de puissance est exposé en figure VII.6. Il reproduit les données avec un χ2 de 8.5 pour 7 degrés de liberté. La loi Maxwellienne ne permet donc pas d’améliorer significativement l’ajustement. La
VII.5. CONCLUSIONS
fraction de l’énergie rotationnelle injectée dans la nébuleuse sous forme de particules est de 99.9% ce qui reste cohérent avec une nébuleuse dans laquelle l’énergie est principalement injectée sous forme de particules plutôt que de champ magnétique. Ce dernier atteint la valeur de 0.8 µG, comme pour le cas de la loi de puissance simple. La valeur ajustée de la période initiale correspond à un temps caractéristique de décroissance du pulsar de τ0 = 27.4 × 103 ans. Ceci entraine un taux de perte d’énergie rotationnelle à l’origine des temps de ˙E0= 1.7 × 1037erg s−1 et une perte d’énergie rotationnelle de 1.0 × 1049erg intégrée sur la vie du pulsar.
Le changement de pente à environs 10 × 103ans sur la figure VII.6 (Droite) indique que la nébu-leuse a commencé à être comprimée par le choc en retour du SNR, comme dans les deux cas précé-dents. Le rayon est de 15.1 pc comme dans le cas de la loi de puissance brisée. Nous pouvons noter la faible amélioration apportée par les deux paramètres supplémentaires : la loi de puissance simple suffit donc pour ajuster les données multi-longueur d’onde actuelles. Des données plus précises, en particulier en rayons X, seraient nécessaires pour contraindre l’espace des paramètres.
VII.5 Conclusions
Dans ce chapitre, nous avons montré qu’il existait au niveau de la source HESS J1857 + 026 une émission observée par le LAT. Celle-ci ne montre pas les caractéristiques d’un pulsar, mais un spectre décrit par une loi de puissance d’indice faible (Γ ∼ 1.5). Ce spectre se raccorde parfaitement aux données MAGIC et H.E.S.S. et prouve que l’émission observée par les télescopes ˘Cerenkov et le LAT sont de la même origine.
Nous avons présenté un scénario dans lequel l’émission est produite par une nébuleuse de pulsar âgée qui possède un champ magnétique faible (B ∼ 1 µG). Le spectre multi-longueur d’onde est bien reproduit par un modèle de nébuleuse de pulsar supposant un spectre d’injection des particules en loi de puissance simple avec coupure exponentielle. Les paramètres impliquent que la PWN serait au début de son interaction avec le choc en retour du SNR et s’étend dans une masse importante d’éjectas issus de l’étoile progénitrice. Ceci est une nouvelle preuve que les PWN peuvent expliquer au moins une partie des sources non-identifiées en rayons γ. Les données ne sont pas suffisantes pour contraindre de manière satisfaisante des modèles supposant des lois d’injections avec plus de paramètres libres tels qu’une loi de puissance brisée et une Maxwellienne avec une loi de puissance.
Un scénario hadronique ne peut pour l’instant pas être écarté. En effet, il reproduit lui aussi les observations en rayons γ. La différence majeur entre ces modèles est le rayonnement synchrotron présent dans le scénario leptonique. Il est à noter que le scénario hadronique présenté dans la référence Rousseau et al. (2012) nécessite une densité aux alentours de la source de n0= 50 cm−3et une énergie totale de 6.4 × 1049erg afin de pouvoir reproduire le spectre observé en rayons γ.
Pour conclure, la nature de HESS J1857 + 026 est encore un mystère. Bien que le scenario PWN soit le plus probable, nous ne pouvons exclure une source hadronique d’origine inconnue. De nou-velles observations radio et en rayons X seront nécessaires afin de prouver ou d’infirmer la présence d’émission synchrotron et de conclure définitivement sur la nature de HESS J1857 + 026. Dans le cas le plus optimiste présenté en figure VII.6, il faudrait un gain en sensibilité d’un facteur 2. Pour cela, il faudrait augmenter le temps d’observation de 39 ks à au-moins 160 ks avec Chandra ou attendre l’arrivée de télescopes X plus performants.
CHAPITRE VII. OBSERVATIONS DE HESS J1857+026
Figure VII.2 - Cartes observées par le LAT dans la région de HESS J1857 + 026. Les contours blancs au centre représentent les contours de la source observée par H.E.S.S. tandis que les anneaux verts représentent la morphologie utilisée pour le SNR W44. Le losange vert/noir représente la meilleure position obtenue en analysant les données du LAT. La source supplémentaire présentée est indiquée sous le nom "Background Source". La position du pulsar PSR J1856+0245 est montrée sous forme d’un cercle rouge/noir. Les sources 2FGL inclues dans le modèle sont représentées par des croix blanches. a) Carte de photons observés par le LAT au dessus de 10 GeV en unité arbitraire. Cette carte est lissée à l’aide d’une Gaussienne de 0.25◦. On y voit l’émission cohérente avec W44 et HESS J1857 + 026. b) Carte de TS obtenue en ajustant le spectre d’une source ponctuelle à chaque position de la carte en sélectionnant les photons d’énergie inférieure à 1.3 GeV. La source supplémentaire est retirée du modèle lors de la création de cette carte. On y voit donc l’émission importante venant de cette source et la nécessité de la rajouter au modèle. c) Carte de TS obtenue au-dessus de 10 GeV en retirant HESS J1857 + 026 du modèle. On y voit une émission ponctuelle spatialement cohérente avec le centre de la source H.E.S.S. d) Carte de photons obtenue après soustraction des photons associés à toutes les sources inclues dans le modèle. Excepté un excès au niveau de la source 2FGL J1901.1+0427 qui correspond à un TS de 11 (cf. carte c), les résidus sont répartis aléatoirement de part et d’autre de 0 et il n’existe pas de structure apparente pouvant nécessiter l’ajout d’une source supplémentaire ou l’ajout d’une extension à HESS J1857+026.
VII.5. CONCLUSIONS
Figure VII.3 - Distribution spectrale en énergie de la source HESS J1857 + 026. Les points représentent le flux en énergie obtenu dans l’intervalle lorsque le TS était supérieur à 10. Autrement une limite supérieur à un niveau de confiance de 99% est présentée. Les barres d’erreurs rouges correspondent aux incertitudes statistiques tandis que les noires représentent la somme quadratique des incertitudes statistiques et systéma-tiques. La ligne pointillée montre le meilleur ajustement décrit dans le texte.
Figure VII.4 - Modèle de nébuleuse supposant un spectre d’injection en loi de puissance pour HESS J1857 + 026. Gauche : Spectre multi-longueur d’onde de la source HESS J1857 + 026. Le carré vert montre la limite supérieure obtenue en rayons X. Les cercles noirs, pentagones magenta et cercles vides bleus représentent respectivement les observations en rayons γ par le LAT, MAGIC et H.E.S.S.. Le flux total prédit par le modèle est représenté par la courbe noire pleine. Les courbes tiretée, pointillée-tiretée et pointillée représentent l’émission Compton inverse due à la diffusion sur les photons du CMB, sur les photons IR de la poussière et sur les photons stellaires. On y voit que le modèle reproduit parfaitement les données multi-longueur d’ondes. Droite : Evolution du rayon en fonction du temps. La courbe rouge pleine représente le rayon de la nébuleuse et la courbe bleue représente l’évolution du rayon du SNR. La barre noire représente le rayon et son incertitude obtenus à partir de la distance de la nébuleuse de pulsar et du rayon angulaire observé au TeV.
CHAPITRE VII. OBSERVATIONS DE HESS J1857+026
Figure VII.5 - Modèle de nébuleuse supposant un spectre d’injection en loi de puissance brisée pour HESS J1857 + 026. Gauche : Spectre multi-longueur d’onde de la source HESS J1857 + 026 suivant les mêmes conventions que la figure VII.4. Droite : Evolution du rayon en fonction du temps suivant les mêmes conventions que la figure VII.4.
Figure VII.6 - Gauche : Modèle de nébuleuse supposant un spectre d’injection en Maxwellienne associée à une loi de puissance pour HESS J1857 + 026. Spectre multi-longueur d’onde de la source HESS J1857 + 026 suivant les mêmes conventions que la figure VII.4. Droite : Evolution du rayon en fonction du temps suivant les mêmes conventions que la figure VII.4.