La présentation est en train de télécharger. S'il vous plaît, attendez

La présentation est en train de télécharger. S'il vous plaît, attendez

Accélération de particules: quoi? Comment? Jusqu où? G.Henri, Laboratoire d Astrophysique de l Observatoire de Grenoble.

Présentations similaires


Présentation au sujet: "Accélération de particules: quoi? Comment? Jusqu où? G.Henri, Laboratoire d Astrophysique de l Observatoire de Grenoble."— Transcription de la présentation:

1 Accélération de particules: quoi? Comment? Jusqu où? G.Henri, Laboratoire d Astrophysique de l Observatoire de Grenoble

2 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: Contreparties « quasi-stellaires »: jet vu à petit angle, « eblouissant » la galaxie sous jacente FRI ´ BL Lacs FR II radio quasars ? M84 CygA Mkn 421

3 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

4 Emission gamma Emission gamma > 100 MeV détectée par EGRET sur ~ 60 blazars + 1 radio-galaxie (FRI) CenA = juin 2000 !

5 Détectés par les télescopes Cerenkov au sol (Whipple, HEGRA, CAT) pour 2 blazars (BL Lacs) + 3 non conf? Emission gamma TeV

6 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. ( erg.s-1, soit 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

7 Mecanisme de Fermi Collision d une particule de masse m sur un diffuseur de masse M>m en mouvement. pipi m M >> m pfpf V v g

8

9 Fermi 2 e ordre Centres diffuseurs de vitesses aléatoires Ex: turbulence d Ondes d Alfvèn avec V=v A Diffusion par interaction résonante avec les particules telles que r g ~ A au premier ordre, maisau second ordre Pour les e, accélération efficace uniquement au-dessus d un seuil Problème de l injection?

10 Fermi 1 er ordre Choc magnétisé u1u1 u2u2 Gain d énergie systématique à chaque aller-retour Jusqu à échappement des particules

11 Facteurs limitant l accélération Confinement magnétique Pertes d énergie Synchrotron ou Compton inverse Temps d échappement

12 Construction d une fonction de distribution t acc trtr t esc t acc trtr Temps car. Quasi-maxwellienne (pile-up) Loi de puissance coupée Turbulence délocalisée (Fermi 2) choc (Fermi 1)

13 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?

14 Que déduire des observations? Explicables par des lois de puissance en énergie Observations donnent souvent des lois de puissances Modèles de chocs dans jets relativistes Mais Distribution 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...

15 Nature des particules relativistes Processus électromagnétiques –Synchrotron –Compton Inverse ( externe ou Synchrotron Self Compton ) –Production de paires e Processus hadroniques avec p ( >10 7 ) –Synchrotron des p –Collisions p-p –Production photo pion p + e Proton Induced Cascade) Nécessite une source extérieure de photons, externe ou synchrotrons!

16 Sursaut X et de Mkn 501

17 Modèle hadronique Synchrotron e - diffus Synchrotron e ± des Synchrotron des Synchrotron e ± des (Rachen 2000)

18 Modèle SSC Synchrotron e - diffus Synchrotron e - coeur Synchrotron Self Compton (eg Ghisellini )

19 Modèle de paires Synchrotron e ± diffus Synchrotron e ± coeur Synchrotron Self Compton après absorption (Renaud, Henri, Pelletier... ) Synchrotron Self Compton non absorbé

20 Contraintes sur l accélération Temps d accélération > temps gyration Limite radiative pour t acc ~ t sync, donne Soit pour e ± Possibilité d observer des blazars synchrotron > MeV (Ghisellini)? Pas si absorption importante Pour p + si mouvement relat. improbable pour expliquer l emission au TeV

21 Variabilité Variabilité au TeV < hr ~ R/ c limite le quotient R/ Hadronique vs protonique (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

22 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...


Télécharger ppt "Accélération de particules: quoi? Comment? Jusqu où? G.Henri, Laboratoire d Astrophysique de l Observatoire de Grenoble."

Présentations similaires


Annonces Google