Chauffage Compressionnel de l'Environnement des Disques ...
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1.2 Le centre Galactique en X 21<br />
Fig. 1.10 – Carte <strong>de</strong> la raie du fer à 6.7 keV au centre Galactique obtenue avec XMM<br />
(Decourchelle et al. 2006, en préparation). Cette carte trace la phase à 8 keV.<br />
tel-00011431, version 1 - 20 Jan 2006<br />
unique reste puissent produire une émission aussi intense et surtout aussi homogène sur<br />
plusieurs centaines <strong>de</strong> parsecs (analyse similaire à celle <strong>de</strong> Kaneda et al. 1997, mais pour<br />
le centre Galactique). D’autre part, l’émission <strong>de</strong> restes jeunes <strong>de</strong> supernovae est également<br />
caractérisée par une émission non-thermique qui n’est pas observée. De plus, le plasma dans<br />
<strong>de</strong> tels restes très jeunes est loin <strong>de</strong> l’équilibre thermique, avec <strong>de</strong>s ions souvent plus chauds<br />
que les électrons, ce qui est incompatible avec les observations du 8 keV. Enfin, les restes<br />
jeunes présentent <strong>de</strong>s abondances importantes <strong>de</strong> métaux, qui ne sont pas non plus observées<br />
dans la phase à 8 keV, ou les abondances sont approximativement solaires.<br />
Le spectre au-<strong>de</strong>là <strong>de</strong> 4.-5. keV ressemble aussi beaucoup à celui <strong>de</strong> sources discrètes<br />
ponctuelles que l’on arrive à détecter (Wang et al. 2002). Il se pourrait donc que l’émission<br />
à 8 keV soit la somme <strong>de</strong>s contributions <strong>de</strong> toutes ces sources ponctuelles émettant en X.<br />
On sait que moins <strong>de</strong> 10% <strong>de</strong> l’émission à haute énergie peut être attribuée à <strong>de</strong>s sources<br />
ponctuelles dans la limite du seuil <strong>de</strong> détection <strong>de</strong> Chandra (L X ≥ 10 31 erg s −1 , Ebisawa<br />
et al. 2001). L’intensité <strong>de</strong> l’émission observée à haute énergie ainsi que le nombre <strong>de</strong> sources<br />
déjà détectées posent donc <strong>de</strong> fortes contraintes sur la population qui pourrait rendre compte<br />
d’une telle émission. Les meilleurs candidats sont les Variables Cataclysmiques (Laycock et al.<br />
2005). Malheureusement, si l’on extrapole le diagramme log N-log S <strong>de</strong>s sources détectées avec<br />
Chandra, on voit encore une fois qu’il faudrait environ 10 fois plus <strong>de</strong> variables cataclysmiques<br />
que ce que les étu<strong>de</strong>s statistiques sur cette population prévoient (Muno et al. 2003, 2004).<br />
Enfin, Bykov (2003) a également suggéré que ces sources ponctuelles puissent être, non pas<br />
<strong>de</strong>s objets stellaires, mais <strong>de</strong>s fragments <strong>de</strong> supernova qui auraient été éjectés à très gran<strong>de</strong><br />
vitesse (v≥5000 km/s) lors <strong>de</strong> l’explosion <strong>de</strong> plusieurs d’entre-elles. Cependant, dans les cas<br />
les plus optimistes, il faudrait plusieurs restes <strong>de</strong> supernovae dans la seule Région Centrale,<br />
ce qui est statistiquement très improbable, à moins <strong>de</strong> supposer que le taux <strong>de</strong> supernovae<br />
est bien supérieur dans cette région à celui du reste <strong>de</strong> la Galaxie.<br />
Processus non-thermiques<br />
Il a aussi été proposé que les raies et le continuum soient le résultat <strong>de</strong> mécanismes nonthermiques<br />
dans une phase thermique principale à 0.8 keV. Différents modèles ont été proposés,<br />
mais la plupart semblent incompatibles avec les observations les plus récentes menées<br />
avec Chandra et XMM-Newton. Il a ainsi été suggéré que <strong>de</strong>s rayons cosmiques accélérés