Le centre de notre galaxie abrite un trou noir super-massif (SMBH) d'environ 4 106 Msol, associé à une source radio compacte appelée Sgr A*. Avec une luminosité bolométrique huit ordres de grandeur en dessous de sa luminosité d'Eddington, son émission actuelle parait très faible. L’émission de Sgr A* présente également des sursauts fréquents (quasi quotidiens) observés du domaine radio aux X-durs. Il apparait maintenant acquis que ces sursauts sont dus à l’accélération rapide d’électrons jusqu’à des énergies dépassant la dizaine de GeV au voisinage du trou noir. Il est vraisemblable que Sgr A* accélère également des protons et des ions et alimente ainsi l’excès de rayons cosmiques observé dans les régions internes de la Galaxie. Les nouvelles générations de télescopes Cherenkov capables d'observer l'Univers au delà de 100 GeV ont considérablement augmenté leur sensibilité, leur résolution angulaire ainsi que leur maitrise des systématiques ces dernières années et ont démontré leur capacité à résoudre des sources à la fois compactes (comme la nébuleuse du Crab) et très étendues (comme l’émission diffuse au Centre Galactique).
De par son intérêt scientifique unique, le Centre Galactique a été une des premières cibles d'observation pour H.E.S.S: une source ponctuelle appelée HESS J1745-290 est détectée à une position compatible avec Sgr A* et une émission diffuse s'étendant sur quelques degrés autour du Centre Galactique est observée. Cette émission compacte centrale reste pour l’instant non-identifiée. L’émission diffuse est en relative corrélation spatiale avec la distribution de matière interstellaire tracée par la raie du CS dans les 100 pc centraux et présente un profil caractéristique qui est couramment interpreté comme la signature d'une sur-abondance de particules cosmiques de haute énergie injectées dans la région par un PeVatron positionné au centre de la Galaxie. Aucun signe de variabilité n’a encore été observé au TeV jusqu’à présent, mais avec une sensibilité suffisante l’émission inverse Compton de ces électrons devrait être visible au GeV et au TeV. De plus, une population de hadrons accélérés dans le disque d’accrétion devraient également pouvoir être visible.
CTA (Cherenkov Telescope Array), le projet mondial qui assurera le future du domaine augmentera la sensibilité des détecteurs actuels d’un ordre de grandeur, améliorera les capacités en résolution angulaire et étendra le domaine spectral d’environ 20 GeV jusqu’au delà de 100 TeV. Le Centre Galactique sera une cible de choix dés ses premiers mois d'opération.
Motivation & Objectifs du Stage:
Un point clé dans l’établissement de l'association entre SgrA* et l'émission diffuse au TeV concerne l’origine de la source au centre (HESS J1745-290), ses spécificités morphologiques (sa possible extension) et spectrales, ainsi que ses possibles variations temporelles de flux. L’objectif de ce stage est d’investiguer les aspects spectraux et temporels du signal issu de SgrA* et de les comparer aux caractéristiques de la source HESSJ1745-290 observée par HESS. Concrètement le stage comporte deux aspects:
Une modélisation simple une-zone des sursauts de SgrA* pour prédire le flux et la variabilité attendu au TeV. Le but est ici de développer un modèle cinétique radiatif de la population d’électrons accélérés lors d’un sursaut typique qui s’appuie sur les contraintes issues des mesures récentes obtenues de la radio aux rayons X. Ces mesures montrent que l’émission des sursauts est de type Synchrotron refroidi. Un signal inverse Compton s’étendant au-delà de 10 GeV est dès lors vraisemblable. Le modèle radiatif couplé à la distribution des fluences des sursauts permettra de calculer le flux et la variabilité attendue au TeV. La contribution d’un fond lié à une éventuelle composante hadronique dans les sursaut sera étudiée.
Une étude de la variabilité de la source centrale dans les données de HESS menée en parallèle. Cette analyse de donnée dédiée consistera à dériver l’évolution temporelle du flux de la source HESSJ1745-290 et de la comparer au flux de l’émission diffuse dans les 200 parsec centraux de notre Galaxie. L’ajustement d’un modèle morphologique et spectral (incluant les différentes composantes du signal) sur plusieurs périodes entre 2004 et 2015 permettra la comparaison des flux. Les perspectives avec CTA pourront également être étudiées.
Equipe d'accueil et encadrement :
Ce stage se déroulera au sein du groupe AHE du laboratoire APC (Astroparticules et Cosmologie), il
sera dirigé en tandem par Anne Lemière et Régis Terrier (HDR).