Academic literature on the topic 'Restes de supernova – Spectre'

Nous présentons une nouvelle approche pour déterminer, d'une façon plus précise, l'indice spectral et sa variation spatiale dans les restes de supernova (RSN). Sachant que les RSNs sont des sources de rayonnement non-thermique (rayonnement synchrotron), nous éliminons la contribution du rayonnement thermique à l'aide de la corrélation entre le continu radio à 1420 MHz (CGPS) et le continu infrarouge à 60 pm (IRAS). De plus, nous étudions la contribution de l'émission de la poussière associée au gaz neutre HI. Cette contribution permet, à l'aide d'une simple soustraction, d'isoler l'émission associée au gaz ionisé (HII) seulement. La méthode a été appliquée à l'étude de l'indice spectral de cinq RSNs, soit G78.2+2.1, VRO 42.05.01, CTA1, Boucle du Cygne et HB 3. Dans certains cas, les indices spectraux obtenus sont significativement plus élevés que les valeurs obtenues précédemment.

Dans le domaine de l’astrophysique des hautes énergies, de nombreuses questions restent à ce jour sans réponse et, parmi elles se trouve l’origine des rayons cosmiques Galactiques. La première preuve observationnelle de ces particules accélérées a été apportée au sein d’un vestige de supernova il y a seulement vingt ans. Depuis, nous savons que les vestiges de supernova, les pulsars et leurs nébuleuses accélèrent efficacement des particules mais de nombreuses interrogations subsistent encore. Les preuves directes concernant l’accélération de protons (constituant 90% du rayonnement cosmique) sont rares et de nombreuses sources nouvellement détectées en gamma sont de nature inconnue. Les rayonnements produits au sein des accélérateurs Galactiques fournissent d’importants éléments de réponse quant à la nature des particules accélérées. En particulier, alors que les domaines de la radio et des rayons X ne tracent que les électrons accélérés, les rayons gamma peuvent inférer la présence d’électrons et également de protons (et noyaux en général) mais l’émission s’avère le plus souvent difficile à interpréter.Les mesures des rayons gamma de très hautes énergies dépendent de notre connaissance de l’atmosphère terrestre, dans lequel ils se propagent avant d’être détectés par les télescopes Tcherenkov au sol tels que le réseau H.E.S.S. La partie technique de cette thèse concerne l’étude de l’impact des profils d’atmosphère sur les données H.E.S.S. Grâce à des simulations et des analyses prenant en compte les caractéristiques propres à chaque prise de données, nous étudions l’impact des profils d’atmosphère mesurés sur les fonctions de réponse de l’instrument et sur la reconstruction spectrale.Le premier objectif scientifique de cette thèse est de comprendre la nature de l’émission gamma au sein de deux vestiges de supernova (G326.3-1.8 et RX J1713.7-3946) par le biais d’analyses spectro-morphologiques détaillées. L’analyse de G326.3-1.8, avec les données du Fermi-LAT, a mené à deux résultats importants: une nouvelle preuve d’accélération de protons et la première séparation morphologique et spectrale de deux composantes imbriquées en gamma. L’analyse de RX J1713.7-3946, avec les données H.E.S.S. et les outils d'analyse Ctools, a confirmé une extension plus importante en gamma qu’en rayons X mais dont l’origine reste encore incertaine.La deuxième partie de cette thèse entreprend de discuter la nature des sources Galactiques non-associées au TeV. Pour ce faire, nous présentons un code générique visant à rechercher des contreparties multi-longueurs d’onde sur ces sources au TeV, et permettant de poser des contraintes sur des paramètres physiques tels que le champ magnétique moyen et l’indice spectral en radio. En appliquant ce code sur cinq sources non-identifiées du relevé du plan Galactique de H.E.S.S., nous apportons des arguments quant à leur origine. En particulier, nous étudions deux sources, dont l’émission au TeV provient probablement de multiples contributions, soulevant ainsi l’importance des données multi-longueurs d’onde pour comprendre la nature de l’émission en gamma
In high energy astrophysics, several questions are still open and amongst them is the origin of Galactic cosmic rays. The first observational evidence of accelerated particles has only been revealed twenty years ago. Since then, supernova remnants, pulsars and their nebulae are known to efficiently accelerate particles but several questions still hold. In particular, evidence of accelerated protons (which consist on 90% of the cosmic-ray spectrum) is still elusive and several gamma-ray sources have unknown origin. Non-thermal emissions produced in Galactic accelerators provide insights about the nature of the accelerated particles. In particular, while radio and X-ray observations indicate the presence of accelerated electrons, gamma rays can be produced by both electrons and protons (or nuclei in general) but it may be difficult to assess the origin of the emission.The technical part of this thesis concerns the study of the impact on the reconstructed H.E.S.S. data when using atmospheric profiles measured with a lidar instead of a standard atmospheric model currently used. Very high energy gamma rays propagate into the atmosphere before reaching Cherenkov Telescopes and thus, the accuracy of our measurements depends on our understanding of the atmospheric composition. Using run-wise simulations based on lidar data, we study the impact on the instrument response functions and we analyse data to quantify the effect on the spectral reconstruction.The first scientific goal of this thesis is to understand the gamma-ray emission from two supernova remnants (G326.3-1.8 et RX J1713-3946) through detailed spectro-morphological analyses. The analysis of the composite supernova remnant G326.3-1.8, with Fermi-LAT data, has led to two major results: a new evidence of accelerated protons and the first morphological and spectral separation in gamma rays of two nested components. The study of RX J1713-3946, with H.E.S.S. data and using the Ctools package, confirms a significant gamma-ray extension beyond the X-ray emitting shell but its origin remains unclear.The second part of this thesis aims to constrain the nature of the unidentified TeV sources revealed in the H.E.S.S. Galactic Plane Survey. We thus present a generic code, based on a multi-wavelength approach, to find counterparts and estimate physical parameters like the radio spectral index and the mean magnetic field. We apply this code on five unidentified TeV sources and we put constraints on their nature. In particular, we present two high-confusion cases, for which the TeV emission is probably due to the contribution from different components, emphasizing the importance of multi-wavelength data to understand the origin of the gamma-ray emission

Le centre Galactique (GC) est une région très riche et complexe. Le taux de supernovae (SN) associé à la formation d'étoiles massives y est très élevée et devrait créer une injection continue de rayons cosmiques (CRs) dans le GC à travers les chocs qu'elles produisent. Cette région abrite également un trou noir supermassif (SMBH) de $4 \times 10^6 \, \rm{M_{\odot}}$, nommé Sgr A*. De nombreux arguments ont permis de montrer que le SMBH pouvait accélérer des particules à très haute énergie (VHE); son activité actuelle et passée pourrait donc également contribuer à la population de CRs. En 2006, la collaboration H.E.S.S. a révélé la présence d'une émission diffuse à VHE dans les 100 pc centraux de la Galaxie, très corrélée à la distribution de matière moléculaire répartie dans la zone moléculaire centrale (CMZ). Une partie importante de cette émission a donc très probablement une origine hadronique mais celle-ci reste toujours inconnue. Nous présentons une nouvelle analyse spectrale et morphologique détaillée de la région en utilisant 10 ans de prise de données de H.E.S.S. ainsi qu’une modélisation de l'émission $\gamma$ induite par les SNe. Nous étudions l'impact de la distribution temporelle et spatiale des SNe dans le CMZ sur la morphologie et le spectre de l'émission: nous construisons un model 3D d'injection de CRs à VHE et d'une propagation diffusive dans la région avec une distribution de gaz réaliste. La contribution des SNe ne peut pas être négligée. Nous montrons qu’un profil piqué de rayon $\gamma$ ainsi qu’un excès de CRs vers le GC peuvent être obtenus en utilisant une distribution spatiale réaliste de SNe prenant en compte les amas d'étoiles massives centraux. La morphologie de l'émission est très dépendante de l'énergie dans ce scénario. Le profil de densité de CRs peut également être reproduit avec une injection stationnaire unique au centre par Sgr A* mais cela implique alors une morphologie stable en énergie. L'utilisation d'une analyse 3D est donc nécessaire pour distinguer les modèles. Nous présentons les premiers résultats de cette analyse que nous avons développé dans la librairie Gammapy afin d'ajuster simultanément un spectre et une morphologie sur des données. Avec la prochaine génération d'instruments comme le Cherenkov Telescope Array, les observations de régions avec une morphologie complexe, avec une émission diffuse ou de multiples sources, vont devenir de plus en plus nombreuses. Elles nécessitent donc également le développement de cette technique. Nous détaillons les premières validations de cette méthode appliquée sur des sources ponctuelles avec un outil Monte Carlo. Pour l’émission diffuse, nous présentons le nouveau spectre obtenu en utilisant une méthode que nous avons développée pour l’extraction spectrale 1D classique. Nous réalisons par ailleurs une analyse morphologique dans différentes bandes en énergie indépendantes en utilisant de nouveaux modèles spatiaux. Pour l'instant, aucune variation significative n'est détectée mais des observations supplémentaires sont nécessaires ainsi qu'une vraie analyse 3D de la région du GC pour pouvoir donner une conclusion définitive. Les observations de CTA permettront de donner des réponses précises à ces questions
The Galactic center (GC) is a very rich and complex astrophysical region. The high supernovae (SN) rate associated with the strong massive star formation should create a sustained cosmic rays (CR) injection in the GC via the shocks they produce. This region also harbors a Super-Massive Black Hole (SMBH) of $4 \times 10^6 \, \rm{M_{\odot}}$, named Sgr A*. Since it has been argued that the SMBH might also accelerate particles up to very high energies (VHE), its current and past activity could contribute to the CR population. In 2006, the H.E.S.S. collaboration revealed the presence of a VHE diffuse emission in the inner 100 pc of the Galaxy in close correlation with the molecular matter spread in the central molecular zone (CMZ). A major part of this emission is thus certainly of hadronic origin but it still remains mysterious. We report a new detailed spectral and morphological analysis of this region using 10 years of H.E.S.S. observations as well as a detailed modelling of the $\gamma$-ray emission induced by the SNe. We study the impact of the spatial and temporal distribution of SNe in the CMZ on the VHE emission morphology and spectrum: we built a 3D model of VHE CR injection and diffusive propagation with a realistic gas distribution. The contribution of SNe can not be neglected. We show that a peaked $\gamma$-ray profile and CR excess towards the GC, can be obtained using realistic SN spatial distribution taking into account the central massive star clusters. A strong dependence on the morphology of the emission with the energy is expected in this scenario. The CR density profile can also be reproduced by a unique stationary injection at the center by Sgr A* but it implies a stable morphology across the energy range. To distinguish the models, we need a 3D analysis. We present the first results of this analysis that we started to design in the software Gammapy to simultaneously fit a spectral and morphological model to the data. The observations of complex morphological regions with diffuse emission or multiple sources will become more and more numerous with the next generation instruments such as the Cherenkov Telescope Array. They will also require the development of this technique. We detail the first validations of this method on point sources using a Monte Carlo tool. For the ridge emission, we report the new spectrum using a method that we developed for the classical spectral fitting necessary for faint emission. By using new spatial templates to describe the complexity of the diffuse emission, we perform a morphological analysis in different energy bands independently. No significant variation is found but more observations are needed to give a conclusive statement as well as a real 3D analysis in the GC region. The observations of CTA will allow to give precise answers to these questions

Les restes de supernova (RSN) s’étendent dans le milieu interstellaire (MIS) durant des dizaines d’années, sur des distances de plusieurs parsecs. Ils présentent des structures complexes dans leurs phases tardives (Sedov et radiative). L’instabilité de Vishniac (I. V. ) est supposée expliquer l’apparition de ces structures. Ce travail a pour objectif d’étudier le développement de l’I. V. , et de clarifier les conditions de croissance. Deux études analytiques, basées sur des travaux précédents, déterminent des relations de dispersion théorique pour les RSN en phase de Sedov, en se basant sur deux modèles : l’un où le RSN est modélisé par une coquille fine contenant un gaz très chaud et très ténu, et un autre où l’écoulement hydrodynamique est étudié dans son ensemble. Il apparaît alors que l’I. V. Devrait se développer durant la phase radiative des RSN plutôt qu’en phase de Sedov. Une étude numérique utilisant le code d’hydrodynamique radiative HADES en version parallèle permet alors de confronter ces conclusions à la simulation de RSN dans lesquels est introduit une perturbation, de mode propre l, le déclenchant le mécanisme de l’I. V. Le développement de l’I. V. Y est étudié en phase Sedov, confirmant les résultats analytiques. Ensuite, les effets des pertes d’énergie sur la dynamique du RSN décrits, et une loi concernant l’évolution auto-semblable du rayon RSN est établie. Enfin le développement de l’I. V. En phase radiative est simulé. On montre alors que l’I. V. Est susceptible de croître en phase radiative, et on observe le développement d’une perturbation de mode propre l’ doublé par rapport à celui de la perturbation initiale : l’=2l
Supernova remnants (SNR) expand in the interstellar medium (ISM) during few tens of thousands, over distances of many parsecs. They present complex structures during their late phases (Sedov and radiative phase). The instability of Vishniac (V. I. ) is supposed to explain the emergence of these structures. The objective of this work is to study the development of the V. I. , and to clarify the conditions to its growth. Two analytical studies based on previous works, determine the theoretical relations of dispersion for SNR expanding in the Sedov phase. We have considered two different models : a first one in which the SNR is modeled by a thin shell containing a very hot and low-density gas, and a second one in which the hydrodynamic flow is overall studied. These two approaches lead to the conclusion that the V. I. Should develop during the radiative phase of the SNR rather than in the Sedov phase. The radiative hydrodynamic code HADES is used with multiprocessors in order to perform numerical study of SNR evolution undergoing a perturbation of eigen model l. We follow the mechanism of the V. I. Triggering. We confront analytical results with numerical ones and we confirm the analytical dispersion relations in the Sedov phase. Then the effects of the radiative losses on the SNR dynamics are described, and a law about the self-similar evolution of the radius of the SNR is established. Finally, the development of the V. I. In radiative phase is simulated. We then show that the V. I. Can grow in the radiative phase, and we observe the development of a perturbation of eigen mode l’ twice the initial one we introduced : l’=2l

Lorsqu’une étoile massive arrive à la fin de sa vie, elle devient une supernova. Après l’explosion, un choc fort commence à se propager avec les éjectas de l’étoile dans le milieu circumstellaire puis dans le milieu interstellaire (MIS). Cet objet est appelé un reste de supernova (RSN). Lors de son expansion, le RSN accumule de la matière derrière le front du chocet une coquille se forme. La théorie décrit trois phases d’expansion du RSN. La première phase correspond à la phase d’expansion balistique avec un rayon R du RSN proportionnel à son âge t. Dans la seconde phase, appelée la phase de Sedov-Taylor (ST), l’évolution est adiabatique (l’énergie totale du RSN est conservée) et R croit comme R(t) ∝ t^2/5 . Dans ce travail de thèse, nous présentons une modélisation analytique et numérique de l'évolution du RSN dans la 3ème phase (phase radiative tardive) où l’énergie du RSN n’est plus conservée. Le reste peut alors perdre son énergie par des processus d'émission de rayonnement ou par ionisation du MIS. Dans cette dernière phase, le rayon est donné par R(t) ∝t^n où l’exposant n satisfait 1/4 < n < 2⁄5. Dans une première partie, nous étudions la structure d'un choc qui ionise le MIS et on montre que le taux de compression du choc peut devenir très élevé (de l'ordre de 40 au lieu de 4 pour un choc adiabatique dans un milieu monoatomique). En effet une partie de l'énergie du choc sert à ioniser le gaz et n'est plus disponible pour chauffer le milieu choqué, ce qui a pour effet de le comprimer. Ensuite, nous appliquons cette propriété pour modéliser le RSN en phase tardive et montrer que la coquille du RSN peut devenir dense et mince. Dans une deuxième partie nous effectuons l'étude analytique auto-semblable d'un RSN qui perd son énergie en volume de manière homogène par des processus radiatifs. Cette analyse démontre qu'il existe deux types de solutions hydrodynamiques. Des solutions de type ST régulières jusqu'au centre du reste et des solutions de type coquilles où la coquille est bornée par une discontinuité de contact interne qui la sépare de la partie interne chaude et raréfiée (bulle) du RSN. On montre également que la coquille du RSN devient dense et mince pour des pertes suffisamment élevées. Enfin nous complétons l'étude de la transition en phase radiative du RSN pour des pertes radiatives plus réalistes en utilisant la simulation numérique. On montre que bien que le processus de formation de la coquille fine et dense soit complexe (refroidissement catastrophique de Falle et formation de chocs secondaires), l'évolution du RSN en phase tardive conserve des propriétés communes à un grand nombre de refroidissements. En particulier, on montre que presque dans tout les cas on a R(t) ∝ t^n avec n proche de 2/7. Ce comportement est en accord avec la théorie, car cette valeur a déjà été trouvée antérieurement par d'autres auteurs et nous la mettons aussi en évidence dans notre approche auto-semblable
At the end of a massive (typically more than 5 to 6 solar masses) star life, the star becomes a supernova. After the explosion, the strong shock begins to propagate with the ejecta of the star in the circumstellar medium and later in the interstellar medium (ISM). This object is called a supernova remnant (SNR). During its expansion, the SNR accumulates matter behind the shock front to form a shell. Theory describes three stages of the SNR. The first stage corresponds to a ballistic expansion with a radius R of the SNR proportional to its age t. In the second stage, called the Sedov-Taylor (ST) regime, the evolution is adiabatic (energy conservation) and R increases like R(t) ∝ t^2⁄5 . In this PhD thesis, we present an analytical and numerical modeling of the SNR evolution in its third stage (radiative late stage) where the energy is not anymore conserved. The remnant loses its energy by radiative emission processes or by ionisation of the ISM. In this last stage, the radius is given by R(t) ∝ t^n where the exponant n satisfies 1/4 < n < 2/5. First, we study the structure of the shock which ionizes the ISM and show that the compression ratio can become high (of the order of 40 compared to 4 for a adiabatic shock in a monoatomic gas). Indeed, a portion of the shock energy is used to ionize the gas and is no longer available to heat the postshock medium, so the gas will be compressed. Then, we apply this property to the modeling of a SNR in late stage and show that the SNR shell can become dense and thin. In a second part, we perform the self-similar analysis of a SNR where energy losses are described by a spatially uniform cooling function. This study demonstrates that there are two types of hydrodynamic solutions : ST-type solutions which are smooth up to the center of the remnant and shell-type solutions where the shell is bounded by a contact discontinuity that separates it from the hot and rarefied interior (bubble) of the SNR. Also, we show that the shell becomes dense and thin when the energy loss is strong enough. Finally, we complete the study of the transition to the radiative stage of the SNR for more realistic radiative losses using the numerical simulation. We show that although the formation process of the thin and dense shell is complex (catastrophic cooling of Falle and secondary shocks), the evolution of SNR in the radiative stage shares common properties for a wide variety of cooling functions. In particular, we show that in almost every cases the SNR radius follows the law R(t) ∝ t^n where n is close to 2/7. This behavior is constistent with theory, because this value has been found previously by other autors and we highlight it also in our self-similar analysis