Accélération de particules: quoi? Comment? Jusqu où? G.Henri, Laboratoire d Astrophysique de l...
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Accélération de particules: quoi? Comment? Jusqu ’où?
G.Henri, Laboratoire d ’Astrophysique de l ’Observatoire de Grenoble
Particules énergétiques: évidences observationnelles
Structures radio interprétées comme de l ’émission synchrotron
2 types de structures
– FRI : jets faibles, peu focalises, L maximale vers le coeur
– FR II : jets puissants, très collimatés, L maximale vers les hot spots.
HENRI:HENRI:
Contreparties « quasi-stellaires »: jet vu à petitangle, « eblouissant » la galaxie sous jacenteFRI ´ BL LacsFR II radio quasars ?
M84
CygA
Mkn 421
Observés en VLBI à petite échelle (kpc)
détectables pour
Fournit une limite inférieure à b
Compatible avec b ~ 10
Facteur Doppler
explique
la variabilité
l ’intensité
Mouvements superluminiques
vapp≤γbvb ≈γbc
vb >c2
tvar∝δ−1
δ = γb(1−βbcosθ)[ ]−1~2γb
Iν ×δ3
Emission gamma
Emission gamma > 100 MeV détectée par EGRET sur ~ 60 blazars + 1 radio-galaxie (FRI) CenA
juin 2000 !
Détectés par les télescopes Cerenkov au sol (Whipple, HEGRA, CAT) pour 2 blazars (BL Lacs) + 3 non conf?
Emission gamma TeV
Caractéristiques de l ’émission gamma
* Observées uniquement chez des émetteurs radio intenses, dominés par le rayonnement non thermique (blazars)
* Emission parfois très intense, dominant apparemment le spectre é.m. ( 1048 erg.s-1, soit 1015 L sol)
* Variabilité rapide, incompatible avec la condition de transparence si la source est statique et isotrope
émission a lieu dans le jet relativiste
Mais nature des particules émettrices, localisation et processus d ’accélération encore en discussion
Mecanisme de Fermi
Collision d ’une particule de masse m sur un diffuseur de masse M>m en mouvement.
ΔE =1
2m(pf
2 −pi2)
=1
2m(r p f
* +mr v g)2 −(
r p i
* +mr v g)2[ ]
=r V ⋅Δ
r p
pi
m
M >> m
pf
V ≈ vg
Fermi 2e ordre
Centres diffuseurs de vitesses aléatoires
Ex: turbulence d ’Ondes d ’Alfvèn avec V=vA
Diffusion par interaction résonante avec les particules telles que rg ~ A
<vg ⋅Δp>=0 au premier ordre, mais ΔEE
∝vAc
⎛ ⎝ ⎜
⎞ ⎠ ⎟
2>0 au second ordre
Pour les e, accélération efficace uniquement au-dessus d ’un seuil
γmin~mp
me
vAc
~102 Problème de l ’injection?
Fermi 1er ordre
Choc magnétisé
u1 u2
Gain d ’énergie systématique à chaque aller-retour
ΔEE
~u2 −u1
c
Jusqu ’à échappement des particules
Facteurs limitant l ’accélération
Confinement magnétique
Pertes d ’énergie
Synchrotron ou Compton inverse
Temps d ’échappement tesc≈R/u oulD u
rL ≤R⇒ E <ZeBR
tr ≈mcσT
(Wemγ)−1
Construction d ’une fonction de distribution
tacc
tr
tesc
tacc
tr
Temps car.
γ
n(γ) ∝γ2exp−(γ /γ )β[ ]
Quasi-maxwellienne (pile-up) Loi de puissance coupée
n(γ) ∝γ−pexp−(γ /γ )β[ ]
Turbulence délocalisée (Fermi 2) choc (Fermi 1)
Mécanismes impulsifs
• Champ électromoteur autour d ’un trou noir en rotation rapide
(Blandford-Znajek)
Pbe: refroidissement rapide dans le
champ de photons extérieur
• Reconnexion magnétique
Topologie de B mal connue
• Solitions relativistes se déplaçant à v*~c (Pelletier 2000)
Génération de solitons en sens inverse, protons relativistes?
ΔEE
~γ*2 >>1
∆V= B rg2 ΩΩB
EB
Que déduire des observations?
Fv ∝ν−α
Explicables par des lois de puissance en énergie
Observations donnent souvent des lois de puissances
n(γ) ∝γ−p avecα =p−12 Modèles de chocs dans jets relativistes
MaisDistribution dans les chocs perturbées par tous les effets suppléméntaires:Contre réaction des particules relativistes, inclusion du second ordre....
Certains spectres plus proches de distribution monoenergetiques ou de multiples loi de puissances
Loi de puissance peuvent être obtenues par superposition spatiale de spectres de pile-up inhomogènes B(z), r(z)..
Questions encore ouvertes...
Nature des particules relativistes
Processus électromagnétiques– Synchrotron
– Compton Inverse (externe ou Synchrotron Self Compton)
– Production de paires e
Processus hadroniques avec p (>107)– Synchrotron des p
– Collisions p-p– Production photo pion p + eProton
Induced Cascade)
Nécessite une source extérieure de photons, externe ou synchrotrons!
Sursaut X et de Mkn 501
Modèle hadronique
Synchrotron e- diffus
Synchrotron e± des
Synchrotron desSynchrotron e± des
(Rachen 2000)
Modèle SSC
Synchrotron e- diffus
Synchrotron e- coeur
Synchrotron Self Compton
(eg Ghisellini )
Modèle de paires
Synchrotron e± diffus
Synchrotron e± coeur
Synchrotron Self Compton après absorption
(Renaud, Henri, Pelletier... )
Synchrotron Self Compton nonabsorbé
Contraintes sur l ’accélération
Temps d ’accélération > temps gyration ~Aωs−1 A≥1
Limite radiative pour tacc ~ tsync , donne γmax≈5.107A−1/2B(G)−1/2
Soit pour e± hvs,max≈A−1α−1mc2 ≈60MeV
A
Possibilité d ’observer des blazars synchrotron > MeV (Ghisellini)?Pas si absorption importante
Pour p+ hvs,max≈A−1α−1mc2 ≈120GeV
A
si mouvement relat.×δ
improbable pour expliquer l ’emission au TeV
Variabilité
Variabilité au TeV < hr ~ R/c limite le quotient R/
Hadronique vs protonique
LPICLSSC
≤0.1up
uph
B1G
⎡ ⎣ ⎢
⎤ ⎦ ⎥ 3 R
1016cm
⎡ ⎣ ⎢
⎤ ⎦ ⎥ 2
(Rachen 2000)
Encore compatible avec les differents modèles, mais modèles hadroniques défavorisés par une variabilité rapide, et nécessitent un grand B
N.B. Grandes incertitudes sur les causes de la variabilité!! Observations multi- indispensables
Conclusions
Malgré les données de plus en plus nombreuses, encore beaucoup d ’incertitudes sur l ’émission haute énergie des AGNs
- source primaire d ’énergétisation
- particules émettrices
- mécanismes d ’accélération
- origine de la variabilité
Nécessité du développement de modèles détaillés auto-consistants comparables et d ’observations le plus complètes possibles (couverture temporelle et spectrale)
Bonnes perspectives avec HESS, INTEGRAL, GLAST...