H.E.S.S. détecte une nébuleuse de vent de pulsar dans Vela Junior

Des astronomes utilisant le High Energy Stereoscopic System (H.E.S.S.) ont réussi à isoler une puissante source de rayons gamma nichée au sein de la coquille complexe du rémanent de supernova Vela Junior. Cette découverte marquante identifie la nébuleuse de vent de pulsar (PWN) entourant PSR J0855-4644, révélant l'un des accélérateurs leptoniques les plus efficaces de la Voie lactée. En employant des techniques de modélisation 3D avancées, l'équipe de recherche — comprenant Y. Tian, S. Casanova et Ł. Stawarz — a résolu des émissions de haute énergie superposées qui masquaient auparavant la signature unique du pulsar. La détection, confirmée avec une signification statistique élevée de 12,2σ, offre un aperçu rare de l'interaction entre une étoile à neutrons en rotation rapide et son environnement immédiat.

La région de Vela Junior, officiellement connue sous le nom de RX J0852.0-4622, fait depuis longtemps l'objet d'études intenses en raison de son statut de source de rayons gamma TeV brillante. Situé dans le plan galactique, ce rémanent de supernova présente une morphologie en « coquille » difficile qui masque souvent des structures internes plus petites. Les pulsars situés au sein de tels rémanents sont connus pour être des accélérateurs de leptons (électrons et positrons) exceptionnels, mais distinguer leur émission de celle du rémanent plus large nécessite une instrumentation de précision et une analyse de données sophistiquée. Cette étude a cherché à démêler ces composants pour mieux comprendre la distribution de l'énergie au sein de ce complexe cimetière stellaire.

Qu'est-ce qu'une nébuleuse de vent de pulsar (PWN) ?

Une nébuleuse de vent de pulsar (PWN) est une structure céleste alimentée par des vents relativistes de particules chargées émanant d'une étoile à neutrons centrale en rotation rapide appelée pulsar. Ces vents énergétiques créent un choc de terminaison où les particules subissent une accélération extrême, entraînant des émissions non thermiques visibles à travers les spectres radio, de rayons X et de rayons gamma de haute énergie. Contrairement à la structure creuse en forme de coquille d'un rémanent de supernova, une PWN apparaît généralement brillante et compacte en son centre.

Les nébuleuses de vent de pulsar servent de laboratoires massifs pour étudier les plasmas magnétisés relativistes dans des conditions qui ne peuvent être reproduites sur Terre. Dans le cas de PSR J0855-4644, la nébuleuse se forme alors que le vent du pulsar interagit avec le milieu ambiant environnant ou l'intérieur des éjectas de la supernova. Cette interaction transforme l'énergie cinétique de rotation du pulsar en un nuage de particules de haute énergie, ce qui en fait un candidat de choix pour l'étude de l'accélération leptonique au sein de notre galaxie.

En quoi le spectre de la PWN diffère-t-il de celui de Vela Junior ?

Le spectre de la PWN associée au PSR J0855-4644 suit une distribution distincte en loi de puissance avec un indice de meilleur ajustement de ΓE = 1,81 ± 0,07stat, ce qui le distingue du rémanent environnant. Alors que la coquille plus large de la supernova Vela Junior présente une morphologie typique de particules accélérées par choc, la PWN affiche une émission TeV centralement brillante. Cette morphologie dépendante de l'énergie a permis aux chercheurs de résoudre la nébuleuse comme un composant distinct de la lueur gamma expansive de la coquille.

Pour parvenir à cette résolution, l'équipe de recherche a appliqué une méthode de « full forward folding » et une modélisation 3D aux données collectées par l'observatoire H.E.S.S. Cette méthodologie leur a permis d'« éplucher » les couches du système Vela Junior, en identifiant plusieurs composants appartenant au SNR et un composant étendu spécifique coïncidant avec les coordonnées du pulsar. Les observations clés de cette analyse spectrale incluent :

• Indice spectral : L'indice de la PWN de 1,81 est nettement plus dur que celui de nombreux rémanents de type coquille, indiquant un mécanisme d'accélération différent.
• Champ magnétique : Un ajustement conjoint leptonique à une zone utilisant les données de rayons X de XMM-Newton et les données de rayons gamma de H.E.S.S. a établi une limite inférieure du champ magnétique de 1,6μG.
• Morphologie : L'émission coïncide physiquement avec le pulsar, montrant une morphologie qui évolue avec l'énergie, un trait classique des nébuleuses de vent de pulsar.

Quelles sont les implications pour l'accélération leptonique dans cette région ?

La détection d'une PWN à haute énergie dans cette région confirme que PSR J0855-4644 est un accélérateur d'électrons et de positrons hautement efficace. Ces résultats fournissent des contraintes critiques sur les modèles de production de particules dans les magnétosphères de pulsars et aident à expliquer l'excès de positrons observé dans les données de rayons cosmiques par des expériences comme PAMELA et AMS-02. En identifiant cette source, les scientifiques peuvent mieux cartographier la distribution des accélérateurs de particules cosmiques à travers la Voie lactée.

L'accélération leptonique au choc de terminaison du vent du pulsar est un contributeur clé au bilan de rayonnement de haute énergie de la galaxie. Les données de H.E.S.S. révèlent que la PWN de PSR J0855-4644 est cohérente avec la population connue de nébuleuses de vent de pulsar TeV, mais sa localisation au sein d'un rémanent de supernova proéminent en fait un spécimen idéal pour l'étude de l'évolution. L'indice spectral observé de α = 1,88 ± 0,01 renforce encore la théorie selon laquelle ces objets sont responsables d'une part importante des leptons d'ultra-haute énergie traversant l'espace interstellaire.

Le succès de cette étude est largement attribué aux techniques d'analyse 3D avancées qui ont permis à l'équipe d'isoler le signal de 12,2σ d'un fond bruyant. En réussissant à résoudre les composants de l'émission de la région Vela Junior, les chercheurs ont démontré un modèle pour l'étude d'autres sources complexes et superposées dans le plan galactique. Cette précision est essentielle pour établir un recensement complet de la quantité d'énergie que les pulsars apportent au milieu interstellaire par rapport à leurs événements de supernova parents.

L'avenir de la région de Vela Junior

Les recherches futures sur PSR J0855-4644 se concentreront probablement sur l'imagerie à plus haute résolution afin de mieux définir la frontière entre le vent du pulsar et la coquille du SNR. À mesure que les observatoires de nouvelle génération comme le Cherenkov Telescope Array (CTA) entreront en service, les astronomes s'attendent à voir des détails encore plus fins de la structure de la nébuleuse. Ces observations futures aideront à déterminer si le vent du pulsar interagit actuellement avec le choc inverse de la supernova, une phase qui déclenche des changements significatifs dans la luminosité et le spectre de particules d'une nébuleuse.

Comprendre l'évolution à long terme de ces systèmes est vital pour reconstruire l'histoire de la formation des étoiles et des morts explosives de notre galaxie. Le travail de la collaboration H.E.S.S. a transformé un « halo » complexe de rayons gamma en une carte détaillée d'un pulsar et de son rémanent, prouvant que même les sources « cachées » peuvent être trouvées avec les bons outils analytiques. Pour l'heure, PSR J0855-4644 témoigne de la puissance des étoiles à neutrons à agir comme l'un des moteurs de particules les plus formidables de l'univers.