Découverte d'une source de rayons gamma très énergétiques au coeur de la nébuleuse de la Tarentule

La nébuleuse de la Tarentule, située dans le Grand Nuage de Magellan, est connue pour sa forte activité de formation d'étoiles. En son centre se trouve le jeune amas d'étoiles massives R136, qui fournit une grande partie de l'énergie qui fait briller la nébuleuse. La collaboration internationale H.E.S.S vient de découvrir que cet amas d’étoiles produit également une forte émission de rayons gamma très énergétiques. Ils publient leur découverte dans The Astrophysical Journal Letters.

Il a été récemment suggéré que les jeunes amas d'étoiles massives produisent efficacement des rayons cosmiques de très haute énergie, potentiellement au-delà des énergies de l’ordre du PeV. On sait depuis plusieurs décennies que des rayons cosmiques ayant des énergies extrêmement élevées nous atteignent sur Terre. Ces dernières années, des observations de rayons γ de plusieurs pétaélectron-volt (10¹⁵ eV) provenant de toute la Galaxie par les collaborations Tibet ASγ (2021) et LHAASO (2023) ont confirmé l'hypothèse selon laquelle ces rayons cosmiques sont produits dans la Voie Lactée. Malgré des décennies de recherches, leur origine précise n'est cependant toujours pas résolue. Alors que les fronts de chocs des jeunes restes de supernova ont longtemps été considérés comme les principaux sites d'accélération des noyaux atomiques formant ces rayons cosmiques galactiques, le potentiel des vents stellaires pour accélérer les rayons cosmiques a également été réalisé très tôt, au début des années 1980. Au cours des cinq dernières années, les jeunes amas d'étoiles massives ont été de plus en plus discutés comme étant des sources potentiellement prédominantes pour les rayons cosmiques galactiques les plus énergétiques (Aharonian et al. 2019 ; Morlino et al. 2021 ; Vieu & Reville 2023). Si les jeunes amas d'étoiles massives génèrent des rayons cosmiques hadroniques de haute énergie, on s'attend à ce qu'ils soient également des sources de rayons γ, qui sont créés principalement dans la désintégration des mésons pi neutres qui sont produits lorsque les noyaux atomiques interagissent avec le gaz ambiant. C'est ce que l'on appelle le « scénario hadronique » pour la génération d'émissions de rayons γ de haute énergie. L'hypothèse selon laquelle les jeunes amas d'étoiles massives sont des accélérateurs de rayons cosmiques efficaces peut donc être testée par des observations dans le domaine des rayons γ à très haute énergie (E > 0.1 TeV).

C’est ce qu’essayent de faire les chercheurs de la collaboration H.E.S.S avec leur télescope Cherenkov installé en Namibie. En 2022, ils avaient déjà pu associer la source de rayons très énergétique nommée HESS J1646-458 à Westerlund 1, qui est le jeune amas d'étoiles le plus massif de notre galaxie, révélant ainsi qu'il s'agit bien d'un puissant accélérateur de particules.

Mais cette première découverte dont nous nous étions fait l’écho ici ne constitue pas encore une preuve sans équivoque de l'accélération de rayons cosmiques hadroniques par l'amas, car la nature des particules émises reste ambiguë. En effet, pour le cas de Westerlund 1, Härer et al. ont démontré en 2023 que sa morphologie n'est pas compatible avec le scénario hadronique standard, et qu'un modèle expliquant l'émission de rayons γ comme étant due à la diffusion Compton inverse des électrons (le scénario leptonique) fournissait une explication plus naturelle des mesures de H.E.S.S. De plus, le site exact de l'accélération n'est toujours pas identifié, les propositions dans la littérature incluent des chocs se formant à l'interaction des vents d'étoiles massives à l'intérieur de l'amas, le choc de terminaison du vent collectif de l'amas, et des turbulences magnétiques à l'intérieur de la superbulle soufflée par le vent de l'amas. Une confirmation observationnelle définitive de l'une ou l'autre de ces propositions fait toujours défaut. Malheureusement, seule une poignée de jeunes amas d’étoiles massives dans la Voie Lactée a été détectée dans le domaine gamma à très haute énergie jusqu'à présent et l'association de l'émission de rayons γ avec l'amas d'étoiles n'est pas toujours certaine.

C’est dans ce cadre que les chercheurs de H.E.S.S se sont intéressés à l’amas de jeunes étoiles massives qui se trouve au cœur de la nébuleuse de la Tarentule, le dénommé R136, dans le Grand Nuage de Magellan (LMC). Le LMC est connu pour contenir de nombreux amas d'étoiles massives. En effet, il abrite 30 Dor C, une superbulle gonflée par l'association d'amas d'étoiles LH 90, qui est visible non seulement dans les domaines radio et optique mais aussi dans les rayons X non thermiques, ce qui indique déjà la présence d'électrons de haute énergie. Et 30 Dor C est aussi la seule superbulle confirmée qui a été détectée dans les rayons γ jusqu'à présent (par H.E.S.S. en 2015). L’amas d'étoiles R136 se trouve à proximité, au cœur de la nébuleuse de la Tarentule et de son amas ouvert central NGC 2070. R136 est exceptionnellement riche en étoiles massives, avec un âge estimé entre 1 et 2 Mégannées. Il  est donc relativement jeune, ce qui implique que seules quelques supernovas devraient s'être produites depuis sa naissance (bien que quelques étoiles massives plus anciennes aient également été trouvées dans NGC 2070).

Les astrophysiciens des particules (ou astroparticulistes) ont analysé les rayons gamma de très haute énergie provenant de cette zone restreinte du ciel en utilisant une modélisation multicomposante, basée sur la vraisemblance, de la distribution spatiale et spectrale des événements gamma détectés via les cascades de particules secondaires produites dans l’atmosphère. De plus, à partir de la même analyse, ils ont également fourni des résultats mis à jour sur le superbulle 30 Dor C située à proximité. Ils rapportent la détection d'une émission de rayons γ de très haute énergie dans la direction de R136. La luminosité γ au-dessus de 0,5 TeV des deux sources (30 Dor C et R136) est de 2 × 10³⁵ erg s^-1. Elle dépasse de plus d'un facteur 2 la luminosité de HESS J1646-458, qui est associée au jeune amas d'étoiles Westerlund 1. De plus, l'émission γ-ray de chaque source apparaît étendue avec une largeur de gaussienne d'environ 30 pc.

Pour 30 Dor C, une connexion entre l'émission de rayons γ et l'émission de rayons X non thermiques semble probable selon les chercheurs. De plus, l'extension de l'émission γ, mesurée pour la première fois, est comparable à la taille de la coquille de rayons X non thermiques autour de l'association d'amas d'étoiles LH 90, ce qui suggère une origine commune. Les chercheurs montrent que les besoins en énergie pointent vers une émission qui serait est alimentée par une supernova récente dans ce cas. Et l'absence de corrélation entre l'émission de rayons γ et la distribution du gaz moléculaire ne plaide pas en faveur d'une origine hadronique.

Et le cas de R136 est plus intéressant, puisqu’il s’agit de la découverte d’une toute nouvelle source de gamma très énergétiques. Elle est désormais étiquetée HESS J0538-691. Cette source est similaire en termes d'extension spatiale et de spectre en énergie à la source associée à 30 Dor C. Il n’existe pas d’estimation de l'intensité moyenne du champ magnétique dans les environs de l'amas R136 contrairement à 30 Dor C. Les chercheurs ont donc utilisé la même valeur adoptée pour 30 Dor C (15 μG). Compte tenu de sa masse totale (∼22000 × M_⊙) et de sa compacité, R136 devrait présenter un vent collectif et gonfler une superbulle, comme dans le cas de 30 Dor C. Mais aucune superbulle autour de R136 n'a encore pu être identifiée sans ambiguïté. L'absence d'une superbulle autour de R136 complique l'interprétation. Pour les chercheurs, l'absence de coquille sphérique peut être attribuée à l'inhomogénéité du milieu interstellaire autour de R136.

Etant donné que R136 est susceptible de présenter un fort vent collectif d'amas, une origine à la fois leptonique et hadronique de l'émission de rayons γ semble viable pour les chercheurs. La détection d'une émission de rayons γ dans la direction de R136 s'ajoute en tous cas à la liste croissante des amas de jeunes étoiles massives qui sont associés à une émission gamma de haute énergie. Bien qu'elle soit encore petite, la population montre une certaine variété, à la fois en termes d'émission de rayons γ et d’interprétation. L’analyse des chercheurs de H.E.S.S. fournit des informations cruciales pour mieux comprendre la capacité des amas d’étoiles à accélérer les particules des rayons cosmiques. Différentes interprétations du signal γ sont discutées dans l’article des chercheurs de HESS.

Dans les deux cas, 30 Dor C  et R136, l'émission de rayons γ s'étend bien au-delà de la localisation attendue du choc de terminaison du vent collectif de l'amas. Ceci peut indiquer un scénario différent de celui de Westerlund 1, où l'émission de rayons γ montrait une structure en anneau avec un rayon similaire à celui du choc de terminaison. Il faut noter que par rapport à Westerlund 1, R136 et 30 Dor C sont situés dans une région où la densité du milieu interstellaire est, en moyenne, plus importante d'un ordre de grandeur. Par conséquent, dans un scénario hadronique, il est concevable que les noyaux atomiques accélérés lors du choc de terminaison du vent, interagissant ensuite avec des nuages de gaz plus éloignés de l'amas, soient responsables de l'émission de rayons γ. Dans ce cas, on s'attendrait à ce que le centroïde de l'émission γ coïncide avec les positions des nuages de gaz les plus denses, mais  les données montrent que ce centroïde est en fait très proche de la position de l’amas d’étoiles lui-même, à la fois pour 30 Dor C et pour R136, ce qui défavorise quelque peu une origine hadronique de l'émission.

Les chercheurs examinent aussi la faisabilité des scénarios d'émission leptonique et hadronique en comparant la puissance des rayons cosmiques primaires qui est nécessaire pour soutenir l'émission de rayons γ avec la puissance fournie, par exemple, par le vent de l'amas, en notant que les grandes incertitudes associées à l'un ou l'autre de ces scénarios empêchent une discussion détaillée. Pour 30 Dor C, les astrophysiciens obtiennent dans le scénario leptonique un rapport entre ces deux puissances d’environ 10%, une valeur étonnamment élevée. Il semble donc difficile dans ce scénario d'expliquer entièrement l'émission de rayons γ comme résultant du vent collectif de l’amas. Les chercheurs penchent plus vers l’idée d’une supernova récente dans l'association LH 90 qui pourrait fournir l'énergie supplémentaire nécessaire pour expliquer le signal γ de 30 Dor C.  Pour R136, en revanche, avec son vent plus puissant, les chercheurs trouvent une efficacité moins exigeante, mais tout de même considérable, d’environ 1% dans le scénario leptonique.

Dans le scénario d’une origine hadronique de l'émission γ cette fois, les chercheurs calculent un rapport minimum entre la puissance requise en protons et la puissance fournie par le vent de l'amas de 0,7% pour 30 Dor C et de 0,2% pour R136. Ils supposent dans ce cas que l'émission de rayons γ provient des interactions des rayons cosmiques dans les nuages de gaz denses qui entourent les superbulles respectives. Les efficacités d'accélération trouvées sont considérablement plus faibles que celles généralement obtenues dans le cadre de l'accélération par choc diffusif qui sont de l’ordre de 10%. En termes de besoins énergétiques, le scénario hadronique semble donc viable, même pour des densités de gaz un peu plus faibles que celles supposées ici. Cependant, selon les chercheurs, un scénario hadronique pour 30 Dor C est déconseillé, car il nécessite des intensités de champ magnétique relativement importantes, ce qui est en désaccord avec l'estimation du champ magnétique qui a été faite par Kavanagh et al. en 2019 (15 μG) .

En conclusion, les chercheurs de la collaboration H.E.S.S notent que pour les deux sources, 30 Dor C  et R136, un scénario mixte leptonique-hadronique est toujours possible... On le voit, les amas de jeunes étoiles massives sont dans tous les cas des sites d’accélération de particules très efficaces, qu’il s’agisse d’électrons ou de noyaux atomiques, pouvant les porter jusqu’à des énergies 1000 fois plus élevées que ce qu’on fait de mieux avec notre LHC au CERN.

Vous pourrez désormais briller sur la plage ou ailleurs en racontant autour de vous comment la nébuleuse de la Tarentule est aussi un PeVatron grâce à ses jeunes étoiles massives et leurs vents de particules puissants.

 

Source

 

Very-high-energy γ-Ray Emission from Young Massive Star Clusters in the Large Magellanic Cloud

F. Aharonian et al. (HESS collaboration)

The Astrophysical Journal Letters, Volume 970, Number 1 (19 july 2024)

https://doi.org/10.3847/2041-8213/ad5e67

Illustrations

1. La nébuleuse de la Tarentule (ESO)

2. Image gamma de 30 Dor C  et R136 par HESS (HESS Collaboration)

3. Localisation de la source gamma associée à R136 (HESS Collaboration)

4. Le télescope Cherenkov HESS2 (Observatoire de Paris)

5. Localisation de la source gamma associée à 30 Dor C (HESS Collaboration)