Thèse Vers une Interprétation du Rayonnement Gamma des Vestiges de Supernova au Moyen d'Observations Multi-Longueurs d'Onde H/F - 74

Établissement : Ecole normale supérieure - PSL
École doctorale : Astronomie et Astrophysique d'Ile de France
Laboratoire de recherche : Laboratoire de Physique de l'École normale supérieure
Direction de la thèse : Antoine GUSDORF ORCID 0000000203541684
Début de la thèse : 2026-10-01
Date limite de candidature : 2026-04-17T23:59:59

L'explosion d'une supernova (SN) marque le début d'une incroyable séquence d'injection d'énergie dans le milieu interstellaire (MIS). L'explosion éjecte entre ~1.4 et ~20 M de matière stellaire, les ejecta, et disperse une énergie de 1e50-1e52 erg [1], générant des ondes de chocs de ~1e4 km/s dans le MIS. Les jeunes SNe jouent un rôle crucial et protéiforme dans l'évolution des galaxies. La dispersion de matière est la principale source d'éléments lourds dans la phase gazeuse [2]. Les chocs injectent de l'énergie cinétique progressivement convertie en turbulence, qui régule la formation des étoiles (FS) aux échelles galactiques [3]. Les chocs rapides accélèrent des rayons cosmiques (RCs) jusqu'aux énergies ~1 TeV [4,5,6,7]. Les conditions de température (1e6-1e8 K) et densité (1-10 cm3) des ejecta favorisent la production de poussières jusqu'à des centaines d'années après l'explosion [8,9,10]. Après les phases d'expansion (libre, puis adiabatique), la température du choc diminue à 1e6 K, et le gaz commence à se refroidir par rayonnement. Le vestige de supernova (SNR), typiquement âgé de quelques milliers d'années, présente alors une structure sphérique de 10 à 20 pc de rayon, délimitée par des régions d'interactions entre chocs et MIS ambiant.
Ces SNR évolués jouent également un rôle fondamental sur l'évolution galactique. Les chocs rémanents (quelques 10 à quelques 100 de km/s) chauffent, accélèrent, compriment, et peuvent dissocier et ioniser le MIS ambiant, et générer des photons FUV [11,12,13]. Ils injectent de l'énergie et déclenchent des processus chimiques (lpoussière et phase gazeuse) [14,15], contribuant ainsi au cycle de la matière dans le MIS. Les RCs accélérés dans les phases précoces et piégés dans les fronts de choc et les RCs Galactiques réaccélérés [16] interagissent avec le MIS, produisant des photons X et [17,18,19]. Finalement, les SNRs âgés jouent un rôle clé dans la formation stellaire (FS) locale, associée aux compagnons de moindre masse de l'amas du progéniteur de l'explosion [20], déclenchée par ses vents stellaires [21], ou favorisée par la compression et le refroidissement causés par les chocs du SNR [22]. Globalement, RCs, photons, et chocs générés par le SNR altèrent probablement les caractéristiques de la FS sur de grandes échelles de temps et d'espace.
Nous proposons une triple étude du SNR IC443. Nous voulons d'abord caractériser les mécanismes, et quantifier leurs impacts énergétiques et chimiques sur le MIS de la redistribution d'énergie (chocs, photons, RCs) à l'oeuvre dans ce SNR évolué. Nous utiliserons des observations de l'IR au mm du gaz (moléculaire, neutre, ionisé) et de la poussière pour mesurer les conditions physico-chimiques, en particulier la masse et la densité de tous les nuages de gaz, les champs magnétiques et de rayonnement. Ensuite, nous étudierons les impacts du SNR sur la FS locale. Pour cela, nous utiliserons des données haute résolution (NOEMA, VLA, et relevés IR) pour caractériser les étoiles naissantes et détecter régions HII et jets/flots protostellaires associés. Cette étude de la FS dans un environnement extrême est d'autant plus importante qu'elle constitue une analogie pour mieux comprendre la FS dans les galaxies lointaines jusqu'à z~2 [23].
Enfin, nous fournirons une interprétation précise des spectres observés (Fermi et VERITAS) [27], pour mieux quantifier la contribution des SNRs aux spectres de RCs. Les photons proviennent en effet des interactions entre RCs et MIS. La 1e partie de notre étude nous permettra de mesurer les propriétés du MIS. Le 2e volet nous permettra d'estimer la production de RCs frais, originaires des régions HII [24] et des jets/flots protostellaires [25,26] locaux. Nous fournirons ainsi la première interprétation des spectres des SNRs reposant sur une étude multi-longueur d'ondes. Cette approche sera généralisée sur un échantillon statistique de SNRs afin de mieux comprendre comment ces objets façonnent le MIS des galaxies.

Depuis leur découverte par Hess en 1912, les rayons cosmiques (RCs) représentent à la fois une source de questionnements et de progrès de la physique. On sait aujourd'hui que ces particules chargées d'origine extra-terrestre sont constituées de protons (à 90%), d'électrons et de noyaux plus lourds, et que leur spectre couvre une gamme d'énergie s'étendant d'environ 3e6 eV à plus de 1e20 eV. En-dessous du PeV (1e15 eV), les RCs sont probablement originaires de notre galaxie, mais malgré plus d'un siècle de recherches, leurs sources n'ont toujours pas été identifiées sans ambiguïté.

Dès 1934, Baade et Zwicky postulent pourtant que ces rayons cosmiques proviennent d'une nouvelle classe d'objets, les supernovae (SNe). À partir de 1949, Enrico Fermi propose un mécanisme qui permettant l'accélération de ces particules dans des ondes de chocs astrophysiques, du type de celles qu'on trouve dans les explosion de supernova. De nos jours, les explosions de supernova et leurs vestiges (les supernova remnants, SNRs) constituent les candidats les plus crédibles pour expliquer la production de RCs dans notre galaxie. En effet, les caractéristiques énergétiques de l'ensemble des SNe (1 à 5 événement par siècle libérant ~1e51 erg chacun) sont appropriées; les mécanismes d'accélération y sont bien compris et produisent un spectre de RCs avec une loi de puissance similaire à celle qui est observée. De plus, ceux-ci sont indirectement détectés dans l'environnement des SNRs, où leur interaction avec le milieu interstellaire (MIS) engendre la création de rayons observés par les télescopes opérant à ces longueurs d'ondes extrêmes. Enfin, la composition isotopique et les temps de confinement des RCs sont compatibles avec une origine galactique diffuse. Pour autant, de nombreuses questions restent ouvertes: les observations montrent clairement que les SNRs peuvent accélérer des RCs jusqu'à des énergies de 1e13 - 1e14 eV, mais pas jusqu'à 1e15 eV. Par ailleurs, l'interprétation de l'émission gamma dans ces environnements repose sur de nombreuses approximations, et présente encore trop de dégénérescences entre les différents mécanismes d'émission.

Les observations du MIS environnant les SNRs permettent aujourd'hui de se passer de ces approximations et d'ainsi tenter de lever des dégénérescences. C'est l'objectif ultime de la thèse que nous proposons. L'émission de rayons provient dans les SNRs de quatre mécanismes d'interaction entre les RCs (hadrons et électrons) et le MIS local: i. la décomposition en pions neutres, qui résulte de l'interaction entre les hadrons et le milieu interstellaire dense environnant, ii. le rayonnement de freinage, qui survient suite à l'interaction entre électrons et le milieu interstellaire dense, iii. la diffusion Compton inverse, conséquence de l'interaction entre électrons et photons du champ de rayonnement local, et iv. le rayonnement synchrotron, qui provient de l'interaction entre électrons et les champs magnétiques locaux.

L'interprétation la plus rigoureuse de l'émission nécessite donc idéalement de caractériser finement, à la résolution des télescopes : le milieu dense local (densité et masse des composantes moléculaires et atomiques), le champ de rayonnement local (notamment de l'ultraviolet jusqu'à l'infrarouge), et enfin si possible les champs magnétiques locaux. Cette caractérisation fine peut être faite en interprétant les observations des télescopes interstellaires actuels, opérant du proche infrarouge jusqu'au domaine radio basses fréquences. Pourtant, les modèles analytiques actuels permettant l'interprétation de l'émission gamma sont encore nourris de données interstellaires peu précises, obtenues au cours de décennies de plus en plus lointaines. La raison de ce choix réside dans la résolution angulaire des instruments gamma, de l'ordre de 0.3 degrés au mieux: il est très rare que le milieu interstellaire soit caractérisé sur un champ de vue équivalent avec les instruments interstellaires actuels, en raison de leur résolution angulaire limitante, typiquement 15''. Les gains en sensibilité de ces télescopes ainsi que la perspective, ouverte récemment, d'observer plusieurs pixels à la fois (projet ALHAMBRA sur le télescope de 30m de l'IRAM, projet AtLAST) et de cartographier tout le plan de notre galaxie (projets PRIMA, LETO) nous permettent d'envisager de couvrir de larges champs de vue tout en conservant de bonnes résolutions angulaires. En outre, du côté des observatoires , CTA doit offrir à terme une résolution de quelques arcminutes. Cette convergence entre instruments et instruments interstellaires rend enfin possible, et donc pressante, la perspective de comprendre l'émission des photons à l'aide de contraintes interstellaires finement résolues (~15'') sur de larges champs de vue (> quelques arcminutes), jusqu'à l'échelle de SNRs comme IC443 (~1 degré carré).

L'interprétation la plus rigoureuse possible de l'émission à proximité des SNRs nécessite également de nourrir les modèles analytiques avec des populations de RCs les plus proches de la réalité. Jusqu'ici, l'hypothèse classique consistait à considérer que seuls les RCs accélérés dans les premiers stades de l'explosion et restés piégés dans les ondes de chocs rémanentes interagissaient avec le milieu interstellaire local. Quelques études ont visé à ajouter une fraction de la population de rayons cosmiques galactiques qui seraient ré-accélérés ou comprimés par les chocs du vestige de supernova. Avec une bonne description du milieu interstellaire local, nous sommes également en mesure d'adjoindre une population de rayons cosmiques provenant de processus d'accélération ou de ré-accélération dans les régions HII et les jets et flots protostellaires que nous pourrons identifier dans ces environnements.

En conclusion, nous proposons d'achever ici le pont que nous avons commencé à construire avec la thèse de Pierre Dell'Ova entre l'étude du milieu interstellaire et de la formation des étoiles d'une part, et l'astrophysique des hautes énergies d'autre part. L'approche multi-longueurs d'onde qui nous proposons ouvre de multiples perspectives d'optimisation de l'exploitation de grandes infrastructures observationnelles du domaine radio basses fréquences (LOFAR, NenuFAR, VLA, MeerKAT, ASKAP, bientôt SKA) au domaine gamma (Fermi, HESS, VERITAS, LHASSO, HAWC et bientôt CTA), en passant par les gammes infra-rouges (JWST, bientôt PRIMA et LETO) et sub-millimétriques/millimétriques (VLA, I30m, NOEMA, ALMA, bientôt AtlAST potentiellement). Le nombre d'objets a explorer assure la pérennité de notre projet: après IC443, d'autres SNRs plus ou moins évolués pourront être étudiés. À terme, les autres accélérateurs potentiels de rayons cosmiques galactiques que sont les régions de formation d'étoiles massives et les superbulles devront également être étudiés.

Les objectifs de ce travail sont multiples. Ils concernent la réalisation de plusieurs mesures, compléments indispensables de premiers résultats acquis lors de la thèse de Pierre Dell'Ova, qui avait effectué les premiers travaux novateurs portant sur l'étude du milieu interstellaire et de la formation d'étoiles dans la région IC443-G d'interaction entre le SNR IC443 et le milieu local, sans aller jusqu'à utiliser ces résultats pour interpréter de façon optimale les spectres de rayonnement gamma en provenance de cette région.

Nous pensons qu'une nouvelle thèse sur le sujet est indispensable pour obtenir les informations manquantes, grâce à de nouvelles techniques d'interprétation et surtout à l'acquisition et la mise à disposition du public de nouvelles données observationnelles depuis ce premier travail de Pierre Dell'Ova. Cette nouvelle thèse permettra d'aller jusqu'au bout du travail d'interprétation des spectres gamma. En particulier, voici une liste d'objectifs dont nous proposons la réalisation possible à l'échelle d'une thèse:

(1) confirmer les mesures de masse et de densité des phases moléculaires/denses déjà obtenues par Pierre Dell'Ova (en utilisant des observations I30m/APEX de CO [28] et Spitzer de H2 [29]); cette étude permettra également d'estimer l'intensité du champ de rayonnement local, notamment entre les domaines optique et le millimétrique;

(2) tenter de quantifier les contributions respectives des chocs et du rayonnement, ainsi que le rôle des rayons cosmiques dans la structuration physico-chimique de la région, et d'en mesurer les impacts énergétiques respectifs - cette étude pourrait au passage également permettre de placer des contraintes sur la structure des champs magnétiques locaux;

(3) compléter ces mesures par une évaluation rigoureuse de la masse et de la densité du milieu atomique, chaud ou froid;

(4) caractériser la formation des étoiles dans cette région, en produisant un inventaire des potentiels régions HII et jets/flots protostellaires;

(5) ré-investir ces données pour nourrir les modèles analytiques d'émission gamma par interactions entre rayons cosmiques et milieu interstellaire local, en testant en plus de nouvelles hypothèses sur les populations de rayons cosmiques accélérées ou ré-accélérées dans les régions HII [24] et les jets et flots protostellaires observés dans la région [25,26].

Nous détaillons ici les méthodes associées à chacun des objectifs listés plus haut, dans la rubrique qui porte ce nom:
(1) Nous utiliserons les mesures d'émission des poussières entre quelques microns et quelques millimètres en exploitant les relevés 2MASS, WISE, combinés avec des données Spitzer, Herschel, AKARI et NIKA2. Nous les interprèterons avec les modèles interprétatifs bayésiens PPMAP [30] (reposant sur l'utilisation de plusieurs spectres de rayonnement de corps noirs modifiés pour accéder à la température et à la densité de colonne des poussières) et HerBIE [31] (reposant sur un modèle physique de propriétés des grains de poussières, THEMIS, et permettant donc de contraindre la température et la densité de colonne des poussières, leur opacité, la fraction de PAH associés, mais aussi de caractériser le champ de rayonnement local qui les chauffe).

(2) Nous combinerons des données de traceurs sondant les milieux moléculaires, atomiques et ionisés: SiO/Si/Si+ (APEX, I30m, NOEMA, Spitzer, Herschel), mais aussi OI et C+ (Herschel SOFIA), C et CO excité (APEX), et éventuellement autres traceurs spécifiques inclus dans les observations déjà obtenues comme les raies de recombinaison codes de chocs (I30m, NOEMA). Nous compilerons ces données avec d'autres précédemment acquises et exploitées (H2 Spitzer, CO I30m et APEX, H2O Herschel) et comparerons cet exceptionnel jeu de données à une large grille de modèles irradiés ou non obtenue avec le code de choc de Paris Durham [32, 12, 33]. Nous pourrons également envisager de tenter de mesurer le taux d'ionisation par les rayons cosmiques à l'aide de traceurs observationnels que nous pourrons confronter à nos modèles physico-chimiques et/ou à des modèles de diffusion de RCs [34].

(3) Nous exploiterons les données disponibles en HI [35] (VLA, Arecibo), que nous analyserons potentiellement avec la méthode de décomposition gaussienne ROHSA [36].

(4) Nous utiliserons plusieurs outils: le continuum observé dans le domaine radio basses fréquences [37], qui montre des bulles d'émission non étudiées jusqu'ici: s'agit il de régions HII compactes, ou bien de poches de rayonnement synchrotron ? Nous mesurerons les indices spectraux pixel par pixel grâce aux données sur le continuum radio basses fréquences (à 74, 328 MHz et 1.4 GHz), et nous cartographierons les raies de recombinaison Halpha dans le domaine millimétrique (données I30m) et plus hautes longueurs d'onde (relevé WHAM). Nous tenterons également d'isoler des flots protostellaires grâce aux données NOEMA à 3 mm ou VLT/KMOS, relevé ZTF [38] ou SPHEREx, et d'ainsi affiner les premières conclusions rudimentaires obtenues par Pierre Dell'Ova, avec en combinant les résultats des présents volets (1) et (4) sur la formation des étoiles.

(5) Nous implémenterons les contributions des régions HII [24] et des jets/flots protostellaires [25,26] tels qu'étudiées par Marco Padovani dans les modèles de Pierre Cristofari [39] de production de rayons gamma, et ainsi nous pourrons interpréter les spectres observés par Fermi et VERITAS [27], mais aussi par HESS [40]. Les données tout récemment acquises par HAWC [41] et LHASSO [42] dans IC443 pourront également éclairer nos résultats.