First Observations of Solar Halo Gamma Rays Over a Full Solar Cycle

Résumé technique : Premières observations des rayons gamma du halo solaire sur un cycle solaire complet

Problème et motivation
Bien que le Soleil soit l'objet dominant dans le ciel, il n'est pas une source primaire de rayons gamma de haute énergie, son émission étant typiquement limitée aux éruptions solaires qui n'atteignent qu'environ 4 GeV. Cependant, le Soleil agit comme une source passive efficace, convertissant les rayons cosmiques galactiques (GCR) ambiants en rayons gamma. Tandis que les interactions hadroniques des protons et des noyaux d'hélium avec le gaz de la surface solaire produisent une émission de disque, les électrons et positrons du rayonnement cosmique ($e^+e^-$) se propageant à travers l'héliosphère peuvent diffuser par effet Compton inverse (ICS) les photons solaires vers des énergies gamma, créant ainsi un « halo solaire » diffus.

Les observations précédentes de ce halo étaient limitées. Une analyse de 2011 utilisant 1,5 an de données de Fermi-LAT a détecté le halo entre 0,1 et 10 GeV et jusqu'à 15° du Soleil, mais nécessitait de supprimer 93 % des données pour contrôler les fonds, empêissant ainsi une étude détaillée des propriétés temporelles, spectrales et morphologiques. Cet article répond à la nécessité d'une analyse complète du halo solaire sur un cycle solaire complet (15 ans) afin de sonder les régions spatiales où les mesures directes de GCR ne sont pas disponibles et pour étudier la variation temporelle et l'asymétrie azimutale du potentiel de modulation solaire.

Méthodologie
Les auteurs ont analysé 15 ans de données Fermi-LAT (août 2008 – août 2023), en utilisant des événements UltraClean ($evclass=512$) et en ignorant les événements avec des angles zénithaux $>90^\circ$. L'analyse a introduit plusieurs composantes techniques novatrices :

1. Modélisation de source mobile : Pour gérer le mouvement du Soleil à travers la sphère céleste, les auteurs ont converti les données de Fermi-LAT et les cartes d'exposition en coordonnées helioprojitives ($T_x, T_y$). Ils ont calculé l'exposition de tout le ciel par incréments d'une heure, générant plus de 100 000 cubes d'exposition pour rendre compte de manière robuste de la position unique du Soleil par rapport à la visée de l'instrument et aux panneaux solaires.
2. Modélisation du fond pilotée par les données : Au lieu de s'appuyer uniquement sur des modèles diffus théoriques, l'équipe a employé une approche pilotée par les données. En masquant le Soleil et la Lune et en utilisant des périodes où le Soleil se trouvait à différentes positions célestes, ils ont construit une carte de fond du flux gamma exempt d'interférences solaires. Ce modèle prédit les comptes de fond dans la région d'intérêt (ROI) solaire en fonction de la distribution des expositions en ascension droite et en déclinaison.
3. Coupures de réduction du fond : Pour atténuer les erreurs systématiques dues aux sources variables et aux problèmes de reconstruction dépendants de $\phi$ (où $\phi$ est la coordonnée azimutale), les auteurs ont appliqué des coupures de « bas fond ». Celles-ci ont éliminé les photons situés à moins de 30° du plan galactique et à proximité de sources brillantes de Fermi-LAT 4FGL, ainsi que les périodes où la Lune était à moins de 60° du Soleil. Bien que cela ait supprimé environ 81 % de l'exposition et 92 % des rayons gamma, cela a considérablement réduit le taux de fond, permettant une extraction plus propre du signal.
4. Ajustement statistique : L'analyse a ajusté les données dans une ROI de 45° à l'aide d'un modèle à trois composantes : (1) le fond astrophysique, (2) un modèle de disque solaire (rayon de 0,26°) et (3) le halo solaire. Le halo a été modélisé à l'aide de templates ICS théoriques basés sur l'approximation du champ de force pour la modulation solaire. Les auteurs ont testé trois modèles de modulation :
   • Modèle I : Potentiel de champ de force standard avec une dépendance radiale dérivée des données du cycle solaire 21.
   • Modèle II : Suppose l'absence de modulation supplémentaire entre 1 UA et le Soleil ($r < 1$ UA).
   • Modèle III : Introduit un potentiel de modulation dépendant de l'énergie.

Contributions clés et résultats

• Détection robuste : L'étude détecte de manière robuste le halo solaire à des énergies comprises entre 31,6 MeV et 100 GeV, s'étendant jusqu'à 45° du Soleil. Cela représente une amélioration significative de la plage d'énergie et de l'étendue angulaire par rapport aux travaux précédents.
• Correspondance spectrale et morphologique : Le spectre observé culmine à quelques GeV et décroît aux énergies plus basses et plus hautes. La morphologie suit une dépendance approximative en $\theta^{-1}$ entre 5° et 30°. Les données correspondent étroitement aux modèles ICS théoriques utilisant un potentiel de champ de force, validant la compréhension physique du halo.
• Potentiel de modulation solaire : Le potentiel de modulation le mieux ajusté pour les électrons à 1 AU est d'environ 475–500 MV, ce qui est cohérent avec les mesures locales de rayons cosmiques (ex: PAMELA, AMS-02). La modulation des positrons est moins contrainte en raison de leur flux subdominant, mais elle est jugée cohérente avec 0 MV dans le meilleur modèle, agissant probablement comme un paramètre de nuisance absorbant les incertitudes systématiques.
• Variabilité temporelle : En divisant les données en segments annuels, les auteurs ont mesuré la variation temporelle du potentiel de modulation solaire. Les résultats suivent le cycle solaire, montrant des potentiels plus faibles pendant les minima solaires (2008, 2019) et plus élevés pendant le maximum solaire (2014). Ces variations s'alignent étroitement avec les mesures locales d'électrons.
• Asymétrie azimutale : L'analyse a recherché des asymétries dans le potentiel de modulation le long du plan de l'écliptique ($T_x$) par rapport à la direction perpendiculaire à celui-ci ($T_y$). Une préférence de 4,7$\sigma$ pour une asymétrie a été trouvée, avec un potentiel de modulation plus élevé (550 MV) perpendiculairement à l'écliptique et plus faible (400 MV) le long de celle-ci. Cependant, les auteurs notent que ce signal peut être influencé par le temps d'intégration de 15 ans couvrant un basculement de polarité, et que les erreurs systématiques rendent une conclusion définitive difficile.
• Dépendance radiale et énergétique : L'étude n'a trouvé aucune preuve d'une diminution des effets de modulation entre 1 AU et 0,1 AU (contrairement à certaines prédictions théoriques) et aucune dépendance énergétique supplémentaire significative au-delà du modèle standard de champ de force.

Signification et affirmations
L'article affirme fournir la première caractérisation détaillée, sur plusieurs années, de l'émission de rayons gamma du halo solaire. Sa principale importance réside dans :

1. Validation des modèles : Les résultats démontrent que des modèles théoriques simples d'ICS dans le système solaire, contraints par les observations locales de $e^+e^-$, prédisent avec précision le flux, le spectre et la morphologie du halo solaire.
2. Nouveaux sondes de l'héliosphère : L'analyse débloque de nouvelles sondes pour les processus astrophysiques proches de la surface solaire, permettant spécifiquement la cartographie de la population de GCR dans des régions situées à l'intérieur de 1 AU où les mesures directes sont impossibles.
3. Vérification indépendante : Les potentiels de modulation solaire dérivés sont cohérents avec, mais indépendants, des mesures locales de rayons cosmiques, fournissant une vérification croisée de notre compréhension des champs magnétiques héliosphériques et de la propagation des rayons cosmiques.
4. Avancée méthodologique : Le développement d'un modèle de fond de haute fidélité et piloté par les données pour les sources mobiles établit une nouvelle norme pour l'analyse des émissions gamma solaires et planétaires, atteignant une précision d'environ 1 % dans l'ajustement du fond.

Les auteurs concluent que l'origine du halo solaire correspond bien à la compréhension théorique de la propagation des $e^+e^-$, contrastant avec le disque solaire où les caractéristiques observées dévient souvent de la théorie. Ce succès ouvre la voie à l'utilisation des rayons gamma du halo solaire pour étudier la physique héliosphérique et rechercher des interactions rares dans le système solaire interne.