Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006 Rayons cosmiques: les sources...

Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006

Rayons cosmiques: les Rayons cosmiques: les sources extra-sources extra-

galactiquesgalactiques

G. HenriG. Henri


Pourquoi une composante extra-Pourquoi une composante extra-galactique?galactique?

Origine galactique des RC de basse énergie :• densité d’ énergie ~3K• flux LMC plus bas

Mais * Rgyr> Rgal à ~1018 eV-> Probable origine extragalactique•Transition gal-> extragal. à la « cheville »?


Le cas des UHECRCR non confinés dans la Galaxie pour E > 1018 eVLpm ~ 100 Mpc pour les UHECR > 1020 eV par interaction avec le 3 K

Coupure attendue si origine > 100 Mpc

Absence de coupure : sources proches ou phénomène exotique

Situation encore confuse mais AUGER devrait l’éclaircir rapidement !


Performances de l’accélération Performances de l’accélération (Hillas)(Hillas)

q

Énergie de confinement Rgyr < R -> E < ZeBRc

Temps de perte synchrotron sur les protons . E = B2/20) (me/mp)2 cT

T cool = E/E = 20cmp3/(B2me

2T)

Tacc < T cool -> < 1011 -1/2 B-1/2

Temps d’accélération Accélération au plus dans un temps de gyration Tacc = -1 Tgyr = -1 Rgyr/c = -1 ( m/ZeB ) Tacc < R/c -> E < ZeB R c comparable, mais plutôt plus contraignant que la contrainte de confinement


Diagramme de HillasDiagramme de Hillas


Noyaux Actifs de GalaxieNoyaux Actifs de Galaxie

Objets quasi-ponctuels au centre de 10% des Objets quasi-ponctuels au centre de 10% des galaxies galaxies

Grande luminosité ~10Grande luminosité ~1046 46 erg.serg.s-1-1

Raies d’émission souvent intensesRaies d’émission souvent intenses Grande variabilitéGrande variabilité Emission haute énergie (Rayons X -> Emission haute énergie (Rayons X -> )) Jets puissants (relativistes)Jets puissants (relativistes)

Expliqués par la présence Expliqués par la présence d ’un trou noir supermassif d ’un trou noir supermassif M~10M~1066 à 10 à 1099 Msol Msol accrétant la matière accrétant la matière environnante.environnante.


Les ordres de grandeurLes ordres de grandeur

Masse du Trou Noir : M = 108 M8 Msol

Rayon de Schwarzschild : Rg = 2GM/c2 = 3 1013 M8 cm

Luminosité d’Eddington Pression de radiation sur e- = gravité sur p+

-> Ledd = 4 π Gmp Mc/T = 1046 M8 erg/s

Température d’Eddington Ledd = 4π Rg2 Tedd

4

-> Tedd = 5.105 M8-1/4 K (UV lointain)

Champ B a l’équipartition avec les photons -> B = 4 104 M8

-1/2 G (~ 1 T )


2 grandes classes de NAGs2 grandes classes de NAGs Radio-quiets (Galaxies de Seyferts, QSO Radio-quiets (Galaxies de Seyferts, QSO

(quasi-stellaires) )(quasi-stellaires) ) Galaxie hôte spiraleGalaxie hôte spirale Emission radio peu intenseEmission radio peu intense

(mais > galaxie normale)(mais > galaxie normale)

Pas de jets collimatésPas de jets collimatés (flots bipolaires, cônes d ’ionisation)(flots bipolaires, cônes d ’ionisation)

Pas d ’émission gamma > MeV (coupure < Pas d ’émission gamma > MeV (coupure < 100 keV)100 keV)

Radio-louds (Radio galaxies, quasars)Radio-louds (Radio galaxies, quasars) Galaxie hôte elliptiqueGalaxie hôte elliptique Emission radio intense (synchrotron)Emission radio intense (synchrotron) Jets collimatés relativistes a petite echelleJets collimatés relativistes a petite echelle

(mouvements superluminiques)(mouvements superluminiques)

Emission gamma >MeV, voire TeV...Emission gamma >MeV, voire TeV...

QuickTime™ et un décompresseurPhoto - JPEG sont requis pour visualiser

cette image.


Les jets relativistesLes jets relativistes Observés à grande échelle (>kpc) au VLA , Observés à grande échelle (>kpc) au VLA ,

uni- ou bilatérauxuni- ou bilatéraux Deux morphologies différentesDeux morphologies différentes

FR I peu collimatés et faibles, émission plus FR I peu collimatés et faibles, émission plus intense dans le cœurintense dans le cœur

FR II très collimatés, émission concentrée aux FR II très collimatés, émission concentrée aux extrémités (hot spots)extrémités (hot spots)

Mouvements superluminiques Mouvements superluminiques observés à petite échelle (pc) en observés à petite échelle (pc) en VLBI, jets toujours unilatérauxVLBI, jets toujours unilatéraux

V apparent de 5 à 10 c...V apparent de 5 à 10 c...


Mouvements superluminiquesMouvements superluminiques

Prévus théoriquement par Prévus théoriquement par M. Rees (1966)M. Rees (1966) Observables pour des Observables pour des

vitesses relativistes et de vitesses relativistes et de petits anglespetits angles

dlapp = v dt sinθ

θ dl// = v dt cosθ

dldtapp=dt−//c=dt1−vccoθ)

sinapp =

dlapp

cdtapp=

θ1 cos θ

= 0.95β = 0.71β = 0.5

θ

maximum ≤pour=coθ

peutêtre>1i>1/√

Vitesses observées -> Vitesses observées -> bb ~10 ~10


Amplification DopplerAmplification Doppler

q

Facteur Doppler associé au mouvement relativiste

Fréquences Fréquences obsobs = = DD

T variabilité T variabilité TTobsobs = = TT//DD

Intensités spécifiques Intensités spécifiques IIobsobs ( (obsobs) = ) = DD33 II(())

Epaisseur optique Epaisseur optique tt plus faible : évitement plus faible : évitement de la « catastrophe Compton Inverse » si Ude la « catastrophe Compton Inverse » si Uphph > U > UBB..

DD = [ = [(1-(1-coscosθθ)])]-1-1


Emission Emission de haute énergie de haute énergie

q

Découverte dans les années 90 par CGRO (MeV-30 GeV)Découverte dans les années 90 par CGRO (MeV-30 GeV)(une centaine) + télescopes Cerenkov au sol (> 100 GeV) (une (une centaine) + télescopes Cerenkov au sol (> 100 GeV) (une dizaine avec HESS).dizaine avec HESS).

Uniquement en provenance d’objets radios beamés :Uniquement en provenance d’objets radios beamés :

Quasars « rouges » BL lacs « bleus » Quasars « rouges » BL lacs « bleus »


Origine de l’émission Origine de l’émission Grande luminosité Grande luminosité variabilité rapidevariabilité rapide

-> grande opacité à l’absoption -> grande opacité à l’absoption pour pour une source isotrope (R ~ c tune source isotrope (R ~ c tvarvar))

tt ~ l(MeV) = L(MeV)~ l(MeV) = L(MeV)TT/(4πm/(4πmeecc33 R) >> 1 R) >> 1

Nécessité de diminuer la densité de photon et d’augmenter R Nécessité de diminuer la densité de photon et d’augmenter R en supposant la source en mouvement relativiste en supposant la source en mouvement relativiste

-> origine dans le jet relativiste.-> origine dans le jet relativiste.


Origine de l’émission Origine de l’émission Modèles leptoniques :Modèles leptoniques :Accélération directe de leptons au GeV ou au TeVAccélération directe de leptons au GeV ou au TeV

Emission radio -optique -> X : synchotron Emission radio -optique -> X : synchotron Émission X-> Émission X-> : Compton Inverse sur photons du disque : Compton Inverse sur photons du disque (External Compton) ou les photons synchrotrons (Synchrotron (External Compton) ou les photons synchrotrons (Synchrotron Self Compton)Self Compton)

Accélération de leptons relativistes -> Accélération de leptons relativistes -> = 10 = 1066

Explique la variabilité corrélée , possibilité de variabilité Explique la variabilité corrélée , possibilité de variabilité rapide.rapide.


Origine de l’émission Origine de l’émission

q

Modèles hadroniques :Modèles hadroniques :Accélération de hadrons relativistes <-> génération de Accélération de hadrons relativistes <-> génération de cosmiques cosmiques Nécessite des Nécessite des de 10de 1077 à 10 à 1088

Production de photons par différents mécanismes secondairesProduction de photons par différents mécanismes secondaires

* synchrotron de protons* synchrotron de protons* photo-pions * photo-pions pp++hh-> -> pp00, , pp±±

* * pp00-> 2 -> 2 * * pp± ± -> -> ± ± -> -> ee±±, rayonnement synchrotron et cascades é.m., rayonnement synchrotron et cascades é.m.


ComparaisonComparaison

q

Modèles leptoniques:Modèles leptoniques:•Plus simple conceptuellement, expliquent naturellement les Plus simple conceptuellement, expliquent naturellement les variabilités corrélées, moins de paramètres libresvariabilités corrélées, moins de paramètres libres• ne nécessitent pas la production de cosmiques, mais ne ne nécessitent pas la production de cosmiques, mais ne l’excluent pasl’excluent pas•Variabilité rapide plus facile à expliquerVariabilité rapide plus facile à expliquer

Modèles hadroniquesModèles hadroniques•Plus complexes, plus de paramètres libresPlus complexes, plus de paramètres libres•Plus de difficultés à expliquer naturellement les variabilités Plus de difficultés à expliquer naturellement les variabilités corrélées, surtout rapides.corrélées, surtout rapides.•Nécessité d’éviter l’émission leptonique!!Nécessité d’éviter l’émission leptonique!!• Font un lien naturel entre émission Font un lien naturel entre émission et cosmiques et cosmiques•Prédisent neutrinos de haute énergie LPrédisent neutrinos de haute énergie L ~ L ~ L


Situation actuelleSituation actuelle

Modèles leptoniques semblent largement préférés par la Modèles leptoniques semblent largement préférés par la communauté pour expliquer l’émission gamma communauté pour expliquer l’émission gamma

Quelques problèmes cependant : grands facteurs de Lorentz Quelques problèmes cependant : grands facteurs de Lorentz nécessaires, formation du jet relativiste non expliquée… nécessaires, formation du jet relativiste non expliquée…

N’exclut pas la possibilité que les mécanismes d’accélération N’exclut pas la possibilité que les mécanismes d’accélération des e- accélèrent aussi des protons.des e- accélèrent aussi des protons.


Mécanisme d’accélérationMécanisme d’accélération

2 problèmes distincts mais sans doute liés :2 problèmes distincts mais sans doute liés : a) Problème de l’accélération d’ensemble (bulk acceleration) a) Problème de l’accélération d’ensemble (bulk acceleration) des jets, à la fois en puissance (Ljet ~ Lacc) et en facteur de des jets, à la fois en puissance (Ljet ~ Lacc) et en facteur de Lorentz (Lorentz (bb ~ 10) ~ 10)

b) Problème de l’accélération de particules (facteurs de b) Problème de l’accélération de particules (facteurs de Lorentz beaucoup plus grands mais aléatoires) : convertit une Lorentz beaucoup plus grands mais aléatoires) : convertit une partie de la puissance du jet en particules suprathermiques : partie de la puissance du jet en particules suprathermiques : accélération dirigée (champs d.c., reconnexion) ou accélération dirigée (champs d.c., reconnexion) ou stochastique (Fermi premier ordre (chocs) ou second ordre stochastique (Fermi premier ordre (chocs) ou second ordre (turbulence délocalisée)).(turbulence délocalisée)).


Rotation du trou noirRotation du trou noir

q

Trou noir de Kerr en rotation rapide dans un champ Trou noir de Kerr en rotation rapide dans un champ extérieur (NB pas de moment magnétique du TN !)extérieur (NB pas de moment magnétique du TN !)

Moment cinétique J = a M c rMoment cinétique J = a M c rgg= a ( GM= a ( GM22/c) 0<a<1/c) 0<a<1

Induction unipolaire E=- v X BInduction unipolaire E=- v X B

ddp V = |vxB| rddp V = |vxB| rgg = B c r = B c rg g

EBv


Blandford-ZnajekBlandford-Znajek

q

Induction unipolaire E= - v X BInduction unipolaire E= - v X B

Ddp maximale VDdp maximale Vmaxmax = |vxB| r = |vxB| rgg ~ B c r ~ B c rg g = 10 = 1021 21 BB44MM8 8 VV

Puissance maximale pour Puissance maximale pour l’adaptation en impédancel’adaptation en impédanceZZextext = Z = ZBHBH = ( = (00//ee00))1/21/2= 377 = 377

Possibilité de lancer un jet? Problème encore ouvert…Possibilité de lancer un jet? Problème encore ouvert…


Blandford-ZnajekBlandford-Znajek

q

Problèmes :Problèmes :•Calcul « classique » trop grossier, en fait le trou noir Calcul « classique » trop grossier, en fait le trou noir doit tourner plus rapidement que la magnétosphèredoit tourner plus rapidement que la magnétosphère•Problème du stockage initial d’énergie ?Problème du stockage initial d’énergie ?•Problème de la collimation d’un jet relativisteProblème de la collimation d’un jet relativiste•Dissipation d’énergie cinétique par effet Compton Dissipation d’énergie cinétique par effet Compton Inverse (Compton Drag)Inverse (Compton Drag)•Entretien d’un champ B intense nécessite une Entretien d’un champ B intense nécessite une accrétionaccrétion

•-> Role dans l’établissement d’un jet encore discuté, -> Role dans l’établissement d’un jet encore discuté, mais peut servir de source à des UHECRmais peut servir de source à des UHECR•-> Possibilité d’accélérer par des trous noirs -> Possibilité d’accélérer par des trous noirs « dormants » vestiges d’AGN ?« dormants » vestiges d’AGN ?


Disque d’accrétion/jetDisque d’accrétion/jet

q

Disques standards : optiquement épais, Disques standards : optiquement épais, géométriquement minces, géométriquement minces, Tp~ 10-100 eV, fortement radiatifsTp~ 10-100 eV, fortement radiatifs

,,

Disque d’accrétion = lieu de dissipation principale d’énergie Disque d’accrétion = lieu de dissipation principale d’énergie d’accrétiond’accrétion

ADAF : optiquement minces ADAF : optiquement minces géométriquement épais, géométriquement épais, Tp~ 100 MeV, peu radiatifs, énergie Tp~ 100 MeV, peu radiatifs, énergie advectée sous l’horizonadvectée sous l’horizon

,, SMAE : optiquement minces ou épais SMAE : optiquement minces ou épais géométriquement minces, géométriquement minces, Tp~ 10 eV, peu radiatifs, énergie en partie Tp~ 10 eV, peu radiatifs, énergie en partie éjectéeéjectée

,,


Jets relativistes ?Jets relativistes ?

q

Mouvements à l’échelle du pc et amplification Doppler Mouvements à l’échelle du pc et amplification Doppler prouvent l’existence de mouvements relativistes.prouvent l’existence de mouvements relativistes.

Pbe : jets relativistes difficiles à produire et à collimater.Pbe : jets relativistes difficiles à produire et à collimater.Forte dissipation radiative près du cœur (Compton drag)Forte dissipation radiative près du cœur (Compton drag)

Une solution ; le modèle à deux fluidesUne solution ; le modèle à deux fluides(Pelletier et al ‘85, H&Pelletier ’ 91)(Pelletier et al ‘85, H&Pelletier ’ 91)

B jet MHD 10 rg

Une structure MHD d ’e- -p+ Une structure MHD d ’e- -p+ moyennement relativistemoyennement relativiste

Un plasma hautement relativiste Un plasma hautement relativiste d ’e-e+ responsable des d ’e-e+ responsable des phénomènes de haute énergiephénomènes de haute énergie

+


Sites d’accélérationSites d’accélération

q

B

Trou noir en Rotation(Blandford-Znajek)

Disque d’accrétion(Blandford-Payne…)

Chocs internes ouTerminal (hot spot)

Turbulence délocaliséeJet


Performances de l’accélérationPerformances de l’accélération

q

Énergie de confinement Rgyr < R -> E < ZeBRc

Composante poloïdale Bz. Br R-2

Composante toroïdale B R-1 Conversion toroïdal->poloïdal doit donner B R-1

Confinement et accélération plus faciles dans les régions centrales

Remarque : BR ~ courant circulant dans le jet

Tacc < T cool -> < 109 (kB4)-1/2

Optimum à une certaine distance du jet?


Accélération inductive dans les jets Accélération inductive dans les jets relativistes (Lyutikov & Ouyed 2006)relativistes (Lyutikov & Ouyed 2006)

Accélération si les Accélération si les protons « driftent » protons « driftent » perpendiculairement perpendiculairement à l’axe.à l’axe.

Nécessitent des jets Nécessitent des jets relativistes collimatés relativistes collimatés cylindriquement, cylindriquement, puissants (FR II)puissants (FR II)


Hot spots (chocs terminaux)Hot spots (chocs terminaux)

Lieu de dissipation principal d’énergie dans les FR II

Choc terminal -> accélération Fermi 1er ordre


Conditions dans les hot spotsConditions dans les hot spots

Cygnus A Émission X et radio compatible avec processus SSCe ~ 107 et B ~ 10-4 G

Taille ~ 1 kpc

-> 1020 eV possible

Tacc ~ A.104 ans pour 1020 eV

Compatible avec l’âge de la sourcesi A < 103

Mais Tech << Tacc si V out ~0.1 cPréaccélération nécessaire?

Chandra (contours)+radio (grisé)

(Wilson et al ApJ 2000)


StatistiquesStatistiques

N objets /unité de volume produisant une luminosité L

Longueur de parcours :•Expansion libre R = c Tvie•Diffusion Rd = (2 D Tvie)1/2

•T vie = min {Tcool, T univers, Tunivers x R/Runivers)

•UE = N. L Tvie


Comparaison des sources Comparaison des sources

TypeType LL ObjetObjet

plus plus procheproche

DistancDistancee

(pc)(pc)

HolistiquHolistiquee

Gal. Gal. SpiraleSpirale

10104444 M 31M 31 0,6 0,6 MpcMpc

Trou noir Trou noir dormantdormant

Gal. Gal. ElliptiquElliptique?e?

?? ?? qques qques MpcMpc

Noyau Noyau actifactif

AGNsAGNs 10104242 - -10104646

NGC NGC 10681068

20 Mpc20 Mpc

JetsJets Radio -Radio -galaxiesgalaxies

10104242 - -10104545

Cen A`Cen A`

M 87M 874 Mpc4 Mpc

20 Mpc20 Mpc

Hot spotsHot spots FR IIFR II 10104545 Cyg ACyg A 200 200 MpcMpc


ConclusionsConclusions

Les conditions physiques dans les AGNs et les hot spots Les conditions physiques dans les AGNs et les hot spots permettent en théorie d’expliquer les rayons cosmiques de haute permettent en théorie d’expliquer les rayons cosmiques de haute énergie, avec les hypothèses d’accélération optimistes.énergie, avec les hypothèses d’accélération optimistes.

Difficile de trancher entre les sources sans identification Difficile de trancher entre les sources sans identification angulaire : absence d’association claire avec AGNs + coupure angulaire : absence d’association claire avec AGNs + coupure GZK favorise les sources lointaines -> FR II .GZK favorise les sources lointaines -> FR II .


Les sursauts gammasLes sursauts gammas (Gamma Ray Bursts) (Gamma Ray Bursts)


Découverts par hasard par les satellites VELA , Découverts par hasard par les satellites VELA , surveillant les explosions nucléaires soviétiques surveillant les explosions nucléaires soviétiques (1967)(1967)

Origine extra terrestre assez vite comprise, mais Origine extra terrestre assez vite comprise, mais première publication seulement en 1973première publication seulement en 1973

Sursauts gammas très brefs (0,1-10 s) et très intenses Sursauts gammas très brefs (0,1-10 s) et très intenses

Maximum à quelques 100 keV, mais de coupure nette à Maximum à quelques 100 keV, mais de coupure nette à 500 keV500 keV

Taux ~ 1/jourTaux ~ 1/jour

CaractéristiquesCaractéristiques


Courbes de lumièreCourbes de lumière

Formes variées : Formes variées : « FRED » (Fast Rise « FRED » (Fast Rise Exponential Decay), pics Exponential Decay), pics multiples….multiples….

Variabilité très rapide Variabilité très rapide (ms) observée, (ms) observée, contraintes fortes sur la contraintes fortes sur la taille de la source ~ 100 taille de la source ~ 100 kmkm


DuréesDurées

Sursauts durent de 0,1 à 100 secondes mais Sursauts durent de 0,1 à 100 secondes mais distribution clairement bimodaledistribution clairement bimodale


Origine galactique/extragalactiqueOrigine galactique/extragalactique Nature restée longtemps mystérieuse Nature restée longtemps mystérieuse

Distribution isotrope, pas d’excès sur le plan Distribution isotrope, pas d’excès sur le plan galactique ni vers Andromède galactique ni vers Andromède Distribution locale r < 100 pc (étoiles proches-> Distribution locale r < 100 pc (étoiles proches->

système Solaire!)système Solaire!) Halo de la Galaxie, horizon < Mpc (très contraint)Halo de la Galaxie, horizon < Mpc (très contraint) Origine extragalactique.Origine extragalactique.

Isotropie confirmée par BATSE


Origine extragalactiqueOrigine extragalactique

Premier indice très sérieux : distribution logN-logS de BATSEPremier indice très sérieux : distribution logN-logS de BATSE

Incompatible avec une distributionIncompatible avec une distribution

homogène dans l’espace (pente -1.5)homogène dans l’espace (pente -1.5)

-> halo ou extragalactique-> halo ou extragalactique

Identification de la première contrepartie Identification de la première contrepartie

optique par BeppoSAX/Hubble (1997)optique par BeppoSAX/Hubble (1997)

Association avec galaxie z ~ Association avec galaxie z ~


AfterglowsAfterglows

Afterglows détectés grâce à BeppoSAX, Afterglows détectés grâce à BeppoSAX, HETE-2, SWIFT, et aux télescopes optiques HETE-2, SWIFT, et aux télescopes optiques rapides (ROTSE)rapides (ROTSE)

Indication de « breaks » dans Indication de « breaks » dans la courbe de lumière : la courbe de lumière : différentes phases différentes phases d’expansiond’expansion

Contrepartie optique Contrepartie optique (rarement) détectée Mv ~9(rarement) détectée Mv ~9


ConséquencesConséquences

Distance extragalactique ~ plusieurs Gpc Distance extragalactique ~ plusieurs Gpc

(z(zmaxmax = 6,3 pour GRB 050904) = 6,3 pour GRB 050904)

Emission intégrée isotrope : 10Emission intégrée isotrope : 105252 à 10 à 105454 ergs ergs

(M(Msolsol c c22 = )! = )!

Luminosité instantanée parfois supérieure à tout Luminosité instantanée parfois supérieure à tout l’Univers observable!l’Univers observable!

Contrainte de luminosité moins forte avec une émission Contrainte de luminosité moins forte avec une émission anisotrope (« beaming » géométrique) anisotrope (« beaming » géométrique)

L = Liso L = Liso /4π /4π

NB : le beaming oblige aussi à multiplier le nombre de NB : le beaming oblige aussi à multiplier le nombre de sources par 4π / sources par 4π / luminosité moyenne produite luminosité moyenne produite /Mpc /Mpc 33 inchangée ! inchangée !


Opacité Opacité Grande luminosité et petite taille : densité en Grande luminosité et petite taille : densité en

photons énormes.photons énormes.

Opacité à la production de paires Opacité à la production de paires >>eeee énorme, plusieurs milliers!énorme, plusieurs milliers!

Devrait conduire à un plasma très dense et Devrait conduire à un plasma très dense et thermalisé de paires e+-e- ultrarelativistesthermalisé de paires e+-e- ultrarelativistes

Pour eviter l’extinction complète de l’émission Pour eviter l’extinction complète de l’émission , , grand facteurs de Lorentz nécessaires : grand facteurs de Lorentz nécessaires : b b ~10~102 2

- - 101033


Sources astrophysiquesSources astrophysiques

Libération d’une fraction de MLibération d’une fraction de Msolsol c c22 dans ~ 100 km dans ~ 100 km• Hypernovae : effondrement d’étoiles supermassives dépassant la Hypernovae : effondrement d’étoiles supermassives dépassant la

limite de stabilité des étoiles à neutronslimite de stabilité des étoiles à neutrons• Coalescence de binaires compactes : EN-EN ou EN -TNCoalescence de binaires compactes : EN-EN ou EN -TN

• Possibilité de coexistence des deux mécanismes (-> sursauts Possibilité de coexistence des deux mécanismes (-> sursauts courts/longs)courts/longs)

Sursauts longs identifiés dans des régions extérieures de formation Sursauts longs identifiés dans des régions extérieures de formation d’étoiles intense, parfois associés à une supernovad’étoiles intense, parfois associés à une supernova

-> hypothèse hypernova préférée -> hypothèse hypernova préférée

Dans tous les cas, libération d’énergie impulsive dans une région Dans tous les cas, libération d’énergie impulsive dans une région très compacte : modèle de « boule de feu » (Rees..)très compacte : modèle de « boule de feu » (Rees..)


Remarque sur le beamingRemarque sur le beaming

Beaming « géométrique » différent du beaming Beaming « géométrique » différent du beaming « relativiste »« relativiste »

1/b

L’observateur ne « voit » qu’une partie de la surface émissive qui L’observateur ne « voit » qu’une partie de la surface émissive qui croît lorsque le flot ralentit : « cassure » dans la courbe de lumière croît lorsque le flot ralentit : « cassure » dans la courbe de lumière lorsque la zone émissive atteint le bord du cône d’éjection.lorsque la zone émissive atteint le bord du cône d’éjection.Observée dans la courbe des « afterglows ».Observée dans la courbe des « afterglows ».


Modèles d’expansion de la boule Modèles d’expansion de la boule de feude feu

rsr0 rb rd

rr -3/2

rr0 0 : qques r: qques rG G (ms)(ms)

rrss = = r r00

rrbb = = 22 r r00

r > rr > rbb => => R = r/R = r/

Afterglow r > rAfterglow r > rdd (10 s) (10 s)

Charge baryonique Charge baryonique = E/M= E/Mbbcc22


Origine de l’émissionOrigine de l’émission

Chocs externes incompatibles avec la variabilité rapideChocs externes incompatibles avec la variabilité rapide

Possibilité de chocs internes synchronisés Tvar = Tintr.Possibilité de chocs internes synchronisés Tvar = Tintr.

Necessité d’avoir des ejections discrètes, avec des facteurs de Necessité d’avoir des ejections discrètes, avec des facteurs de Lorentz variablesLorentz variables facteur de Lorentz relatif entre deux couches facteur de Lorentz relatif entre deux couches rr = = 22//11

Émission Émission prompte -> chocs internes prompte -> chocs internes

Interaction avec le milieu extérieur : choc en retour + choc Interaction avec le milieu extérieur : choc en retour + choc externe -> émission optique prompte + afterglow.externe -> émission optique prompte + afterglow.


Chocs internesChocs internes

Collision de deux couches à rCollision de deux couches à rdd = = 22cct= t= 22rr

NB :« Crêpes » volantes plutôt que jet !NB :« Crêpes » volantes plutôt que jet !

22 11

= 1 - (22)-1

22= = 112 2

22/(/(22- - 11

2 2 ))


Modèles de chocs multiplesModèles de chocs multiples

Suite discrète d’éjectionsSuite discrète d’éjections

Accélération d’électrons/positrons -> rayonnement gammaAccélération d’électrons/positrons -> rayonnement gamma

Principalement synchrotron , possibilité émission Compton InversePrincipalement synchrotron , possibilité émission Compton Inverse

Spectre « universel » a = 2.2 - 2.3 Spectre « universel » a = 2.2 - 2.3 (conséquence d’un choc relativiste?, cf Kirk et al….)(conséquence d’un choc relativiste?, cf Kirk et al….)

Accélération de protons ?Accélération de protons ?


Flux de cosmiques UHECRFlux de cosmiques UHECR

Flux moyen d’énergie reçu des GRB ~ Flux moyen reçu des UHECRFlux moyen d’énergie reçu des GRB ~ Flux moyen reçu des UHECR(Waxman ..)(Waxman ..)

Contraintes sur l ’accélération des protonsContraintes sur l ’accélération des protons

* temps acceleration < temps dynamique* temps acceleration < temps dynamique

* Temps d’accélération < temps de perte synchrotron* Temps d’accélération < temps de perte synchrotron

Compatible avec les contraintes sur l’émission Compatible avec les contraintes sur l’émission Waxman)Waxman)


Contraintes sur les fluxContraintes sur les flux

Accélération impulsive : composante « pulsée ».Temps d’arrivée « étalé » par diffusion sur les irrégularités magnétiques : relié à l’isotropisation des directions.

2 extrêmes : flux moyenné temporellement, isotropisé, ou flux balistique, source ponctuelle.

Cas « intermédiaire » possible ; prédictions très sensibles aux hypothèses faites sur la propagation.

Etalement dépend de l’énergie : structure possible dans le spectre.


UHECR et GRBUHECR et GRB

Flux observé sur Terre résulterait d’un petit nombre de sursauts proches (Waxman 2004)

Fluctuations fortes attendues

« clustering » des UHECR ?

Plus de statistique nécessaire !


Grandes structuresGrandes structures

Amas de galaxies remplis d’un gaz chaud émettant en rayons X

Amas de Coma vu par ChandraT ~ 108 KN~ 10-3 cm-3

« bulles » plus denses et froides autour des galaxies : ejections de vents


Chocs intergalactiquesChocs intergalactiques

Chocs engendrés par * chocs de « merging » * AGN de l’amas * vents galactiques

Produisent des grands contrastes de densités et de température

Echelle ~ Mpc B ~ µG Perseus A (Chandra

Fabian et al. ‘05)


Accélération suprathermiqueAccélération suprathermique

Emission non thermique vue par des halos en radio

-> électrons relativistes ~ GeV

Reliques d’AGN réaccélérés par la turbulence MHD ?


Accélération de cosmiquesAccélération de cosmiques

En théorie BR suffisant pour accélérer à 1020 eV

Contraintes de densité de cosmique posées par les limites supérieures de flux gamma (EGRET, TeV)

-> limite la densité de cosmiques à < 10 % de la densité d ’énergie thermique.


ConclusionsConclusions

Toutes les sources ont leur partisans ! Pour le moment pas d’argument conclusif pour en exclure.

Mise en évidence d’anisotropies dans les cosmiques > 1018 eV * clustering* associations statistiques avec une classe d’objets

Recherche de contreparties indirectes :* sources TeV extragalactiques étendues (synchrotron

proton, π0 )* neutrinos de haute énergie.

Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006 Rayons cosmiques: les sources...

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