Département de Physique des Particules

Les observations de H.E.S.S. en direction de la région centrale de la Voie Lactée

L’observatoire H.E.S.S. situé sur les hauts plateaux Khomas en Namibie à 1800 m d’altitude est un réseau de télescopes imageurs à effet Cherenkov au sol (Figure 1). Il est constitué de quatre télescopes de 12 m de diamètre, en opération depuis 2004 (phase 1), auxquels a été ajouté, en 2012 (phase 2), un télescope de 28 m au centre de ce réseau. L’observatoire permet de détecter des rayons gamma de très haute énergie (photons > 100 GeV). Leur détection est indirecte, le télescope capte les photons Cherenkov émis par la gerbe de particules créée par l’interaction d’un rayon gamma à son entrée dans l’atmosphère terrestre (Figure 1).

De par son emplacement dans l’hémisphère sud, H.E.S.S. est idéalement placé pour observer la région centrale de notre Galaxie. Les 300 parsecs centraux ont notamment fait l’objet d’un suivi régulier pendant plus de dix ans. Cette acquisition de données de long terme fournit aujourd’hui la cartographie la plus précise jamais réalisée de cette région en rayons gamma de haute énergie. L’Irfu est impliqué depuis les débuts de l’expérience H.E.S.S., notamment à travers plusieurs thèses au SPP et pour l’analyse de données, l'électronique et le système de déclenchement des caméras.

Ainsi, une source coïncidente en position avec le trou noir massif Sagittairus A* (Figure 2, image de droite), HESS J1745-290 et une émission diffuse, ont été détectées. La luminosité en rayons gamma de l’émission diffuse est fortement corrélée aux positions des structures massives riches en gaz. Ceci suggère une origine hadronique (protons et noyaux) de l’émission détectée. Les rayons gamma sont produits par l’interaction de protons ultrarelativistes (proche de la vitesse de la lumière) dans le gaz ambiant.

Morphologie énergétique

La grande statistique de gamma, accumulée pendant 10 ans, permet également de remonter à la distribution énergétique des protons ultrarelativistes.

La figure  (flux / énergie, points rouges) montre cette distribution pour l’émission diffuse comprise dans la  zone entre 15 et 45 pc (représenté par l’anneau ouvert de la Figure 2). Le meilleur ajustement aux données est obtenu pour une loi de puissance en énergie d’indice spectral 2,3 s'étendant jusqu’à plusieurs dizaines de TeV sans indication de coupure ni de cassure en énergie (c’est à dire sans changement de pente). C’est la première fois qu’un spectre de rayons gamma d’origine hadronique, en loi de puissance pure, est détecté jusqu’à 50 TeV. Les rayons gammas observés sont issus de la décroissance de pions neutres produits lors des interactions proton-proton. Ils ont typiquement une énergie 20 fois plus faibles que les protons incidents. La mesure du spectre en gamma observé renvoie donc à un spectre des protons s’étendant jusqu’à des énergies proches de 1 PeV. Le spectre de l’émission diffuse pose lui une contrainte indirecte sur une limite inférieure (coupure) en énergie dans le spectre des protons. En effet, les protons ne peuvent être infiniment accélérés. La figure 4 montre les spectres en énergie de HESS J1745-290 (points bleus) et de l’émission diffuse (points rouges).

L’analyse de la morphologie spatiale et énergétique permet conjointement de conclure à la première détection robuste d’un accélérateur cosmique hadronique opérant comme un PeVatron.

Une alternative tangible aux vestiges de supernova

L’intégration de la densité d’énergie de rayons cosmiques fournit un contenu en énergie de 10⁴⁹erg (1 erg ≈ 0,62 TeV). Différents objets situés dans les 10 pc centraux pourraient fournir cette énergie. Par exemple, le vestige de supernova, Sagittarius A East est exclu : il n’injecterait efficacement qu’entre 10 à 100 ans et non 1000 ans comme indiqué par les données. Un autre site potentiel d’accélération est l’amas compact d’étoiles central de taille environ 0.4 pc. Ses vents stellaires fournissent les conditions adéquates pour l’accélération de protons et pourraient fournir l’énergie requise. Ils nécessitent néanmoins la présence d’une dizaine de supernovae dans les 10 parsecs centraux, un nombre irréaliste dans cette région.

Le trou noir supermassif Sagittairus A* apparaît donc comme la source la plus plausible, les protons relativistes étant accélérés dans l’environnement proche du trou noir. Notons que le taux d’accélération de 10³⁷-10³⁸ erg/s, dépasse la luminosité sur l’ensemble du spectre électromagnétique de Sagittarius A* de deux à trois ordres de grandeur. Il ne constitue qu’environ 1% du taux d’accrétion actuel. Aujourd’hui modeste, Sagittarius A* a pu, par le passé, fonctionner à des taux d‘accrétion beaucoup plus élevés et ainsi avoir augmenté le taux de production de rayons cosmiques. Dans ce cas, un taux d’accélération moyen de 10³⁹ erg/s pendant 10⁶-10⁷ ans serait suffisant pour expliquer le flux de rayons cosmiques galactiques autour de 1 PeV.

Cette conclusion apporte une solution aux aspects controversés et activement débattus du paradigme des vestiges de supernova comme source principale du rayonnement cosmique galactique à des énergies du PeV.