E 2 dN/dE (erg cm -2 s -1) 10 -9 10 -10 10 -11 10 -12 6 Reflets de la Physique n°58 20 000 ans 30 000 ans Fermi 10 -13 10 8 10 9 il 2000 ans 300 ans Cherenkov W51C W44 RX J1713.7-3946 Cas A t 10 10 10 11 10 12 10 13 10 14 Énergie des photons gamma (eV) 3. Spectres d’énergie de quatre restes de supernovae d’âges différents (30 000, 20 000, 2000 et 300 ans) incluant les données de Fermi (ronds) et les données à plus haute énergie de télescopes Cherenkov au sol (carrés). Les flèches vers le bas sont des limites supérieures. Les spectres des supernovae W51C, W44 et Cas A sont dominés par l’émission g hadronique, celui de RX J1713.7-3946 par l’effet Compton inverse (D’après S. Funk, ARNPS 65 (2015) 245-277.) log 10 (P) [s/s] -10 -12 -14 -16 -18 -20 10 2 T 10 0 T 10 -2 T -3 -2,5 -2 -1,5 -1 -0,5 0 0,5 1 log 10 (P) [s] 10 26 W 10 24 W 10 22 W 5. Distribution des périodes de rotation (P) et du taux de ralentissement (P) des pulsars gamma jeunes (triangles rouges, oranges si visibles aussi en ondes radio) et des vieux pulsars milliseconde vus en gamma et radio (ronds verts). Les pulsars cerclés de noir cannibalisent leur étoile compagne. Les autres pulsars radio (bleu clair) ne sont pas vus en gamma. Les droites indiquent la puissance cinétique de rotation du pulsar (en orange) et les valeurs du champ magnétique près des pôles de l’étoile (en vert) et à la distance maximale de corotation avec l’étoile, près des zones présumées d’émission gamma (en gris). (D’après I. Grenier et A. Harding,C. R. Physique 16 (2015) 641-660.) 10 8 T 10 7 T 10 6 T Les restes de supernovae À partir de l’énergie globale des rayons cosmiques et de leur durée de vie, on déduit que le maintien de leur flux actuel nécessite une puissance importante : environ 10% de la source d’énergie principale du milieu interstellaire que sont les explosions d’étoiles (supernovae). Les particules peuvent être accélérées par l’onde de choc de l’explosion, qui se propage pendant des milliers d’années à des vitesses de l’ordre de 1000 km/s. La théorie en a été formalisée à la fin des années 1970. Elle s’appuie sur l’existence de turbulences magnétiques qui font diffuser les particules de nombreuses fois au travers de l’onde de choc, leur faisant gagner de l’énergie à chaque passage. Cette théorie prédit un spectre en énergie des particules peu sensible aux effets d’environnement et qui est en accord avec les mesures. Le processus est auto-amplifié, car les particules accélérées excitent ellesmêmes les turbulences magnétiques sur lesquelles elles diffusent en amont du choc. Il permet de transférer aux particules une fraction importante de l’énergie cinétique impartie lors de l’explosion de l’étoile. Ce modèle prédit que les protons (et autres noyaux) accélérés restent confinés longtemps près de l’onde de choc et qu’ils doivent émettre des rayons g par interaction avec le gaz ambiant. Fermi a réussi à prouver que c’était bien le cas dans les quelques restes de supernovae assez denses pour que ce processus soit dominant. La forme du spectre d’émission g autour du GeV suit très bien celle attendue pour une émission hadronique. La fraction d’énergie dans les particules accélérées est approximativement celle attendue (10% de l’énergie de choc de l’explosion). En revanche, les cassures spectrales observées très souvent autour de quelques dizaines de GeV (par exemple pour W51C sur la figure 3) étaient inattendues. La théorie prédisait bien une diminution de l’énergie maximale des particules à cause du ralentissement de l’onde de choc en expansion, mais cette cassure était attendue à plus haute énergie. Il est possible que la réaccélération de rayons cosmiques préexistants par des chocs lents joue un rôle beaucoup plus important que prévu. Fermi a détecté une cinquantaine des 300 restes de supernovae connus dans notre galaxie, mais seulement une vingtaine sont assez brillants pour qu’on mesure correctement leur spectre. Tous ne sont |