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

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1 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept Rayons cosmiques: les sources extra-galactiques G. Henri

2 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept Pourquoi une composante extra- galactique? Origine galactique des RC de basse énergie : densité d énergie ~3K flux LMC plus bas Mais * Rgyr> Rgal à ~10 18 eV -> Probable origine extragalactique Transition gal-> extragal. à la « cheville »?

3 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept Le cas des UHECR CR non confinés dans la Galaxie pour E > eV Lpm ~ 100 Mpc pour les UHECR > 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 léclaircir rapidement !

4 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept Performances de laccélération (Hillas) q Énergie de confinement Rgyr E < ZeBRc Temps de perte synchrotron sur les protons. E = B 2 /2 0 ) (m e /m p ) 2 c T T cool = E/E = 2 0 cm p 3 /( B 2 m e 2 T ) Tacc < /2 B -1/2 Temps daccélération Accélération au plus dans un temps de gyration Tacc = -1 Tgyr = -1 Rgyr/c = -1 ( m/ZeB ) Tacc E < ZeB R c comparable, mais plutôt plus contraignant que la contrainte de confinement

5 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept Diagramme de Hillas

6 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept Noyaux Actifs de Galaxie Objets quasi-ponctuels au centre de 10% des galaxies Objets quasi-ponctuels au centre de 10% des galaxies Grande luminosité ~10 46 erg.s -1 Grande luminosité ~10 46 erg.s -1 Raies démission souvent intenses Raies démission souvent intenses Grande variabilité Grande variabilité Emission haute énergie (Rayons X -> ) Emission haute énergie (Rayons X -> ) Jets puissants (relativistes) Jets puissants (relativistes) Expliqués par la présence d un trou noir supermassif M~10 6 à 10 9 Msol accrétant la matière environnante.

7 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept Les ordres de grandeur Masse du Trou Noir : M = 10 8 M 8 Msol Rayon de Schwarzschild : Rg = 2GM/c 2 = M 8 cm Luminosité dEddington Pression de radiation sur e - = gravité sur p + -> Ledd = 4 π Gm p Mc/ T = M 8 erg/s Température dEddington L edd = 4π R g 2 T edd 4 -> T edd = M 8 -1/4 K (UV lointain) Champ B a léquipartition avec les photons -> B = M 8 -1/2 G (~ 1 T )

8 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept grandes classes de NAGs Radio-quiets (Galaxies de Seyferts, QSO (quasi- stellaires) ) Radio-quiets (Galaxies de Seyferts, QSO (quasi- stellaires) ) Galaxie hôte spirale Galaxie hôte spirale Emission radio peu intense Emission radio peu intense (mais > galaxie normale) (mais > galaxie normale) Pas de jets collimatés Pas de jets collimatés (flots bipolaires, cônes d ionisation) (flots bipolaires, cônes d ionisation) Pas d émission gamma > MeV (coupure MeV (coupure < 100 keV) Radio-louds (Radio galaxies, quasars) Radio-louds (Radio galaxies, quasars) Galaxie hôte elliptique Galaxie hôte elliptique Emission radio intense (synchrotron) Emission radio intense (synchrotron) Jets collimatés relativistes a petite echelle Jets collimatés relativistes a petite echelle (mouvements superluminiques) (mouvements superluminiques) Emission gamma >MeV, voire TeV... Emission gamma >MeV, voire TeV...

9 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept Les jets relativistes Observés à grande échelle (>kpc) au VLA, uni- ou bilatéraux Observés à grande échelle (>kpc) au VLA, uni- ou bilatéraux Deux morphologies différentes Deux morphologies différentes FR I peu collimatés et faibles, émission plus intense dans le cœur FR I peu collimatés et faibles, émission plus intense dans le cœur FR II très collimatés, émission concentrée aux extrémités (hot spots) FR II très collimatés, émission concentrée aux extrémités (hot spots) Mouvements superluminiques observés à petite échelle (pc) en VLBI, jets toujours unilatéraux Mouvements superluminiques observés à petite échelle (pc) en VLBI, jets toujours unilatéraux V apparent de 5 à 10 c... V apparent de 5 à 10 c...

10 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept Mouvements superluminiques Prévus théoriquement par M. Rees (1966) Prévus théoriquement par M. Rees (1966) Observables pour des vitesses relativistes et de petits angles Observables pour des vitesses relativistes et de petits angles sin app dl app cdt app 1 cos Vitesses observées -> b ~10

11 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept Amplification Doppler q Facteur Doppler associé au mouvement relativiste Fréquences obs = D Fréquences obs = D T variabilité T obs = T/D Intensités spécifiques I obs ( obs ) = D 3 I ( ) Epaisseur optique plus faible : évitement de la « catastrophe Compton Inverse » si U ph > U B. D = [ (1- cos )] -1

12 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept Emission de haute énergie q Découverte dans les années 90 par CGRO (MeV-30 GeV) (une centaine) + télescopes Cerenkov au sol (> 100 GeV) (une dizaine avec HESS). Uniquement en provenance dobjets radios beamés : Quasars « rouges » BL lacs « bleus » Quasars « rouges » BL lacs « bleus »

13 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept Origine de lémission Origine de lémission Grande luminosité variabilité rapide -> grande opacité à labsoption pour une source isotrope (R ~ c t var ) ~ l(MeV) = L(MeV) T /(4πm e c 3 R) >> 1 ~ l(MeV) = L(MeV) T /(4πm e c 3 R) >> 1 Nécessité de diminuer la densité de photon et daugmenter R en supposant la source en mouvement relativiste -> origine dans le jet relativiste.

14 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept Origine de lémission Origine de lémission Modèles leptoniques : Accélération directe de leptons au GeV ou au TeV Emission radio -optique -> X : synchotron Émission X-> : Compton Inverse sur photons du disque (External Compton) ou les photons synchrotrons (Synchrotron Self Compton) Accélération de leptons relativistes -> = 10 6 Explique la variabilité corrélée, possibilité de variabilité rapide.

15 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept Origine de lémission Origine de lémission q Modèles hadroniques : Accélération de hadrons relativistes génération de cosmiques Nécessite des de 10 7 à 10 8 Production de photons par différents mécanismes secondaires * synchrotron de protons * photo-pions p+h -> 0, ± * 0 -> 2 * 0 -> 2 * ± -> ± -> e ±, rayonnement synchrotron et cascades é.m.

16 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept. 2006Comparaison q Modèles leptoniques: Plus simple conceptuellement, expliquent naturellement les variabilités corrélées, moins de paramètres libresPlus simple conceptuellement, expliquent naturellement les variabilités corrélées, moins de paramètres libres ne nécessitent pas la production de cosmiques, mais ne lexcluent pas ne nécessitent pas la production de cosmiques, mais ne lexcluent pas Variabilité rapide plus facile à expliquerVariabilité rapide plus facile à expliquer Modèles hadroniques Plus complexes, plus de paramètres libresPlus complexes, plus de paramètres libres Plus de difficultés à expliquer naturellement les variabilités corrélées, surtout rapides.Plus de difficultés à expliquer naturellement les variabilités corrélées, surtout rapides. Nécessité déviter lémission leptonique!!Nécessité déviter lémission leptonique!! Font un lien naturel entre émission et cosmiques Font un lien naturel entre émission et cosmiques Prédisent neutrinos de haute énergie L ~ LPrédisent neutrinos de haute énergie L ~ L

17 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept Situation actuelle Modèles leptoniques semblent largement préférés par la communauté pour expliquer lémission gamma Quelques problèmes cependant : grands facteurs de Lorentz nécessaires, formation du jet relativiste non expliquée… Nexclut pas la possibilité que les mécanismes daccélération des e- accélèrent aussi des protons.

18 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept Mécanisme daccélération 2 problèmes distincts mais sans doute liés : a) Problème de laccélération densemble (bulk acceleration) des jets, à la fois en puissance (Ljet ~ Lacc) et en facteur de Lorentz ( b ~ 10) b) Problème de laccélération de particules (facteurs de Lorentz beaucoup plus grands mais aléatoires) : convertit une partie de la puissance du jet en particules suprathermiques : accélération dirigée (champs d.c., reconnexion) ou stochastique (Fermi premier ordre (chocs) ou second ordre (turbulence délocalisée)).

19 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept Rotation du trou noir q Trou noir de Kerr en rotation rapide dans un champ extérieur (NB pas de moment magnétique du TN !) Moment cinétique J = a M c r g = a ( GM 2 /c) 0

20 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept Blandford-Znajek q Induction unipolaire E= - v X B Ddp maximale V max = |vxB| r g ~ B c r g = B 4 M 8 V Puissance maximale pour ladaptation en impédance Z ext = Z BH = ( 0 / 0 ) 1/2 = 377 Z ext = Z BH = ( 0 / 0 ) 1/2 = 377 Possibilité de lancer un jet? Problème encore ouvert…

21 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept Blandford-Znajek q Problèmes : Calcul « classique » trop grossier, en fait le trou noir doit tourner plus rapidement que la magnétosphèreCalcul « classique » trop grossier, en fait le trou noir doit tourner plus rapidement que la magnétosphère Problème du stockage initial dénergie ?Problème du stockage initial dénergie ? Problème de la collimation dun jet relativisteProblème de la collimation dun jet relativiste Dissipation dénergie cinétique par effet Compton Inverse (Compton Drag)Dissipation dénergie cinétique par effet Compton Inverse (Compton Drag) Entretien dun champ B intense nécessite une accrétionEntretien dun champ B intense nécessite une accrétion -> Role dans létablissement dun jet encore discuté, mais peut servir de source à des UHECR-> Role dans létablissement dun jet encore discuté, mais peut servir de source à des UHECR -> Possibilité daccélérer par des trous noirs « dormants » vestiges dAGN ?-> Possibilité daccélérer par des trous noirs « dormants » vestiges dAGN ?

22 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept Disque daccrétion/jet q Disques standards : optiquement épais, géométriquement minces, Disques standards : optiquement épais, géométriquement minces, Tp~ eV, fortement radiatifs, Disque daccrétion = lieu de dissipation principale dénergie daccrétion ADAF : optiquement minces géométriquement épais, ADAF : optiquement minces géométriquement épais, Tp~ 100 MeV, peu radiatifs, énergie advectée sous lhorizon, SMAE : optiquement minces ou épais géométriquement minces, SMAE : optiquement minces ou épais géométriquement minces, Tp~ 10 eV, peu radiatifs, énergie en partie éjectée,

23 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept Jets relativistes ? q Mouvements à léchelle du pc et amplification Doppler prouvent lexistence de mouvements relativistes. Pbe : jets relativistes difficiles à produire et à collimater. Forte dissipation radiative près du cœur (Compton drag) Une solution ; le modèle à deux fluides (Pelletier et al 85, H&Pelletier 91) Une structure MHD d e- -p+ moyennement relativiste Un plasma hautement relativiste d e- e+ responsable des phénomènes de haute énergie +

24 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept Sites daccélération q B Trou noir en Rotation (Blandford-Znajek) Disque daccrétion (Blandford-Payne…) Chocs internes ou Terminal (hot spot) Turbulence délocalisée Jet

25 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept Performances de laccélération q Énergie de confinement Rgyr E < ZeBRc Composante poloïdale Bz. Br R -2 Composante toroïdale B R -1 Conversion toroïdal->poloïdal doit donner B R - Confinement et accélération plus faciles dans les régions centrales Remarque : BR ~ courant circulant dans le jet Tacc < 10 9 (kB 4 ) -1/2 Optimum à une certaine distance du jet?

26 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept Accélération inductive dans les jets relativistes (Lyutikov & Ouyed 2006) Accélération si les protons « driftent » perpendiculairement à laxe. Nécessitent des jets relativistes collimatés cylindriquement, puissants (FR II)

27 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept Hot spots (chocs terminaux) Lieu de dissipation principal dénergie dans les FR II Choc terminal -> accélération Fermi 1er ordre

28 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept Conditions dans les hot spots Cygnus A Émission X et radio compatible avec processus SSC e ~ 10 7 et B ~ G Taille ~ 1 kpc -> eV possible Tacc ~ A.10 4 ans pour eV Compatible avec lâge de la source si A < 10 3 Mais Tech << Tacc si V out ~0.1 c Préaccélération nécessaire? Chandra (contours)+radio (grisé) (Wilson et al ApJ 2000)

29 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept Statistiques 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) U E = N. L Tvie

30 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept Comparaison des sources TypeLObjet plus proche Distance(pc) Holistique Gal. Spirale M 31 0,6 Mpc Trou noir dormant Gal. Elliptique ? ?? qques Mpc Noyau actif AGNs NGC Mpc Jets Radio - galaxies Cen A` M 87 4 Mpc 20 Mpc Hot spots FR II Cyg A 200 Mpc

31 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept Conclusions Les conditions physiques dans les AGNs et les hot spots permettent en théorie dexpliquer les rayons cosmiques de haute énergie, avec les hypothèses daccélération optimistes. Difficile de trancher entre les sources sans identification angulaire : absence dassociation claire avec AGNs + coupure GZK favorise les sources lointaines -> FR II.

32 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept Les sursauts gammas (Gamma Ray Bursts)

33 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept Découverts par hasard par les satellites VELA, surveillant les explosions nucléaires soviétiques (1967) Découverts par hasard par les satellites VELA, surveillant les explosions nucléaires soviétiques (1967) Origine extra terrestre assez vite comprise, mais première publication seulement en 1973 Origine extra terrestre assez vite comprise, mais première 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 500 keV Maximum à quelques 100 keV, mais de coupure nette à 500 keV Taux ~ 1/jour Taux ~ 1/jour Caractéristiques

34 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept Courbes de lumière Formes variées : « FRED » (Fast Rise Exponential Decay), pics multiples…. Formes variées : « FRED » (Fast Rise Exponential Decay), pics multiples…. Variabilité très rapide (ms) observée, contraintes fortes sur la taille de la source ~ 100 km Variabilité très rapide (ms) observée, contraintes fortes sur la taille de la source ~ 100 km

35 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept Durées Sursauts durent de 0,1 à 100 secondes mais distribution clairement bimodale Sursauts durent de 0,1 à 100 secondes mais distribution clairement bimodale

36 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept Origine galactique/extragalactique Nature restée longtemps mystérieuse Nature restée longtemps mystérieuse Distribution isotrope, pas dexcès sur le plan galactique ni vers Andromède Distribution isotrope, pas dexcès sur le plan galactique ni vers Andromède Distribution locale r système Solaire!) Distribution locale r 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

37 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept Origine extragalactique Premier indice très sérieux : distribution logN-logS de BATSE Premier indice très sérieux : distribution logN-logS de BATSE Incompatible avec une distribution homogène dans lespace (pente -1.5) homogène dans lespace (pente -1.5) -> halo ou extragalactique Identification de la première contrepartie optique par BeppoSAX/Hubble (1997) Association avec galaxie z ~

38 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept Afterglows Afterglows détectés grâce à BeppoSAX, HETE-2, SWIFT, et aux télescopes optiques rapides (ROTSE) Afterglows détectés grâce à BeppoSAX, HETE-2, SWIFT, et aux télescopes optiques rapides (ROTSE) Indication de « breaks » dans la courbe de lumière : différentes phases dexpansion Contrepartie optique (rarement) détectée Mv ~9

39 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept Conséquences Distance extragalactique ~ plusieurs Gpc Distance extragalactique ~ plusieurs Gpc (z max = 6,3 pour GRB ) Emission intégrée isotrope : à ergs (M sol c 2 = )! Luminosité instantanée parfois supérieure à tout lUnivers observable! Contrainte de luminosité moins forte avec une émission anisotrope (« beaming » géométrique) L = Liso /4π NB : le beaming oblige aussi à multiplier le nombre de sources par 4π / luminosité moyenne produite /Mpc 3 inchangée !

40 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept Opacité Opacité Grande luminosité et petite taille : densité en photons énormes. Grande luminosité et petite taille : densité en photons énormes. Opacité à la production de paires e e énorme, plusieurs milliers! Opacité à la production de paires e e énorme, plusieurs milliers! Devrait conduire à un plasma très dense et thermalisé de paires e+-e- ultrarelativistes Devrait conduire à un plasma très dense et thermalisé de paires e+-e- ultrarelativistes Pour eviter lextinction complète de lémission, grand facteurs de Lorentz nécessaires : b ~ Pour eviter lextinction complète de lémission, grand facteurs de Lorentz nécessaires : b ~

41 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept Sources astrophysiques Libération dune fraction de M sol c 2 dans ~ 100 km Hypernovae : effondrement détoiles supermassives dépassant la limite de stabilité des étoiles à neutrons Hypernovae : effondrement détoiles supermassives dépassant la limite de stabilité des étoiles à neutrons Coalescence de binaires compactes : EN-EN ou EN -TN Coalescence de binaires compactes : EN-EN ou EN -TN Possibilité de coexistence des deux mécanismes (-> sursauts courts/longs) Possibilité de coexistence des deux mécanismes (-> sursauts courts/longs) Sursauts longs identifiés dans des régions extérieures de formation détoiles intense, parfois associés à une supernova -> hypothèse hypernova préférée Dans tous les cas, libération dénergie impulsive dans une région très compacte : modèle de « boule de feu » (Rees..)

42 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept Remarque sur le beaming Beaming « géométrique » différent du beaming « relativiste » Lobservateur ne « voit » quune partie de la surface émissive qui croît lorsque le flot ralentit : « cassure » dans la courbe de lumière lorsque la zone émissive atteint le bord du cône déjection. Observée dans la courbe des « afterglows ».

43 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept Modèles dexpansion de la boule de feu rsrs r0r0 rbrb rdrd r r -3/2 r 0 : qques r G (ms) r s = r 0 r b = 2 r 0 r > r b => R = r/ r > r b => R = r/ Afterglow r > r d (10 s) Charge baryonique = E/M b c 2

44 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept Origine de lémission Chocs externes incompatibles avec la variabilité rapide Possibilité de chocs internes synchronisés Tvar = Tintr. Necessité davoir des ejections discrètes, avec des facteurs de Lorentz variables facteur de Lorentz relatif entre deux couches r = 2 / 1 facteur de Lorentz relatif entre deux couches r = 2 / 1 Émission prompte -> chocs internes Interaction avec le milieu extérieur : choc en retour + choc externe -> émission optique prompte + afterglow.

45 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept Chocs internes Collision de deux couches à r d = 2 c t= 2 r NB :« Crêpes » volantes plutôt que jet ! 2 1 = 1 - (2 2 ) -1 2 = 2 2 /( ) 2 = 2 2 /( )

46 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept Modèles de chocs multiples Suite discrète déjections Accélération délectrons/positrons -> rayonnement gamma Principalement synchrotron, possibilité émission Compton Inverse Spectre « universel » a = (conséquence dun choc relativiste?, cf Kirk et al….) Accélération de protons ?

47 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept Flux de cosmiques UHECR Flux moyen dénergie reçu des GRB ~ Flux moyen reçu des UHECR (Waxman..) Contraintes sur l accélération des protons * temps acceleration < temps dynamique * temps acceleration < temps dynamique * Temps daccélération < temps de perte synchrotron Compatible avec les contraintes sur lémission Waxman)

48 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept Contraintes sur les flux Accélération impulsive : composante « pulsée ». Temps darrivée « étalé » par diffusion sur les irrégularités magnétiques : relié à lisotropisation 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 lénergie : structure possible dans le spectre.

49 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept UHECR et GRB Flux observé sur Terre résulterait dun petit nombre de sursauts proches (Waxman 2004) Fluctuations fortes attendues « clustering » des UHECR ? Plus de statistique nécessaire !

50 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept Grandes structures Amas de galaxies remplis dun gaz chaud émettant en rayons X Amas de Coma vu par Chandra T ~ 10 8 K N~ cm -3 « bulles » plus denses et froides autour des galaxies : ejections de vents

51 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept Chocs intergalactiques Chocs engendrés par * chocs de « merging » * AGN de lamas * vents galactiques Produisent des grands contrastes de densités et de température Echelle ~ Mpc B ~ µG Perseus A (Chandra Fabian et al. 05)

52 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept Accélération suprathermique Emission non thermique vue par des halos en radio -> électrons relativistes ~ GeV Reliques dAGN réaccélérés par la turbulence MHD ?

53 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept Accélération de cosmiques En théorie BR suffisant pour accélérer à 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.

54 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie sept Conclusions Toutes les sources ont leur partisans ! Pour le moment pas dargument conclusif pour en exclure. Mise en évidence danisotropies dans les cosmiques > eV * clustering * associations statistiques avec une classe dobjets Recherche de contreparties indirectes : * sources TeV extragalactiques étendues (synchrotron proton, π 0 ) * neutrinos de haute énergie.


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