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30/06/2005UHECR propagation - SF2A 20051 Influence de champs magnétiques extragalactiques structurés sur la propagation des UHECRs E. Armengaud – APC /

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1 30/06/2005UHECR propagation - SF2A Influence de champs magnétiques extragalactiques structurés sur la propagation des UHECRs E. Armengaud – APC / IAP

2 30/06/2005 UHECR propagation - SF2A Les UHECRs Sources et propagation des UHECRs Champs magnétiques extragalactiques Champs structurés : influence sur les trajectoires Modèles de propagation des UHECRs

3 30/06/2005 UHECR propagation - SF2A Les UHECRs (E>10 19 eV) Atténuation GZK? Sources? (HiRes ne confirme pas) Effet GZK et apparition de sources sont attendus dans le cadre dun modèle standard des rayons cosmiques Nature : protons / noyaux (?) Nombre (normalisé) de paires dévénements séparés par un angle φ φ

4 30/06/2005 UHECR propagation - SF2A Sources plausibles des UHECRs Accélération de Fermi Chocs astrophysiques (magnétisés) Difficile datteindre eV... sources extragalactiques privilégiées pour les UHECRs Plus facile pour des noyaux lourds que des protons Sources exotiques Densité des sources Paramètre mesurable (autocorrélation) Exemples: AGNs avec L X > erg/s : n ~ (1-5) Mpc -3 GRBs : distribution quasi- continue

5 30/06/2005 UHECR propagation - SF2A Interactions des protons et noyaux Sections efficaces bien connues Noyaux : améliorations récentes Protons : Production de paires Production de pions (CMB) = effet GZK Noyaux : Production de paires Photodissociation (fonds IR + CMB) ~ effet GZK Légère incertitude due au fond IR extragalactique Berezinsky et al., astro-ph/ = J(E)/J no inter (E) e+e-e+e- Sources continues uniformes

6 30/06/2005 UHECR propagation - SF2A Déflections des UHECRs chargés R/Mpc ~ (E/EeV) / (Z B/nG) Champs B galactiques : Ordre de grandeur relativement bien connu Composante régulière + turbulente Influence non négligeable Effet important pour Auger Sud ?? Champs B extragalactiques Très mal connus Quand a lieu la transition diffusif balistique? Déflection galactique Protons 40 EeV Medina-Tanco, astro-ph/ Apparition de sources à hautes énergies ou de structures plus complexes?

7 30/06/2005 UHECR propagation - SF2A Mesures de champs B dans lICM Rayonnement radio synchrotron moyennage sur de grands volumes Rotation de Faraday en radio : Δφ = RM x λ 2 RM ~ n e B || d sensible aux fluctuations à petite échelle Champs B Turbulents : Kolmogoroff (?) Coma : B ~ quelques μG (?) Extension ~ 100 kpc, 1 Mpc ?? Scaling B ~ n e 0.5, n e 0.9 ?? Bonnes perspectives observationnelles (ex. à long terme: SKA) Clarke, astro-ph/ , préliminaire

8 30/06/2005 UHECR propagation - SF2A Modèles de champs B extragalactiques Origine: Graine uniforme cosmologique Vents galactiques / dAGN Génération aux chocs : par exemple mécanisme de Biermann (+ amplification dynamo), instabilités Evolution cosmologique (simulation de grandes structures) selon MHD Dans tous les cas, B renormalisé par (B cluster ) z=0 ~ μG Difficile de confronter avec les données actuelles! Dolag et al. Dolag et al. (JCAP 0501, 009) : Graine uniforme B ~ (1-5) z ~ 20 Algorithme = mariage de SPH et de MHD Simulation cosmologique contrainte : champ δρ initial déduit du survey de galaxies IRAS Sigl et al. (PRD ) : Champ généré au cours de l évolution / champ initial uniforme MHD sur réseau

9 30/06/2005 UHECR propagation - SF2A Modèles de champs B extragalactiques Génération aux chocs [a] B plus étendu (filaments) Graine uniforme [b] B concentré à lintérieur des amas Sigl et al. [b] [a] Sigl et al. ~ 75 Mpc

10 30/06/2005 UHECR propagation - SF2A Champs B structurés : influence sur les trajectoires des UHECRs Diffusion classiqueVol de Lévy = régime surdiffusif On peut voir les amas/filaments comme des centres diffusants La loi de la diffusion ~ t est valable si le milieu diffusant nest pas trop inhomogène On peut atteindre dans certains cas un régime surdiffusif ~ t γ avec 1<γ<2 Quantification et conséquences en cours détude Trajectoires typiques D = f(t) Préliminaire Exemple irréaliste Champ B : Sigl et al.

11 30/06/2005 UHECR propagation - SF2A Champs B structurés : influence sur les trajectoires des UHECRs Scénario champs faibles Cartes de déflection = B le long dune droite Protons, E=40 EeVProtons, E=100 EeV Dolag et al. Influence négligeable hors du coeur des amas Astrophysique des UHECR possible sur une grande part du ciel

12 30/06/2005 UHECR propagation - SF2A Modèle de propagation des UHECRs Grille de champ B (Sigl et al.) Sources discrètes, densité ~ Mpc -3, distribuées selon la densité baryonique Injection et propagation de protons/fer Suivi des secondaires Enregistrement dévénements par un observateur = sphère de rayon ~ 1 Mpc dans un void Etude des propriétés statistiques du spectre, de la composition, des anisotropies Armengaud et al, astro-ph/ Protons Spectre dinjection E -2.4 Variance cosmique : fluctuations des positions des sources

13 30/06/2005 UHECR propagation - SF2A Modèle de propagation des UHECRs Grille de champ B (Sigl et al.) Sources discrètes, densité ~ Mpc -3, distribuées selon la densité baryonique Injection et propagation de protons/fer Suivi des secondaires Enregistrement dévénements par un observateur = sphère de rayon ~ 1 Mpc dans un void Etude des propriétés statistiques du spectre, de la composition, des anisotropies Autocorrélation angulaire E > 100 EeV Même scénario Variance cosmique considérable Champs forts on observe des sources étendues

14 30/06/2005 UHECR propagation - SF2A Sources UHECR de noyaux lourds Spectres par groupes de masses Composante faible masse importante à basse énergie Toy model = Sources de fer uniquement, spectre dinjection ~ E -2 Déflections importantes: Champs B étendus Sources de fer Sources dans les amas Carte de déflection (angle source-direction darrivée)

15 30/06/2005 UHECR propagation - SF2A Sources UHECR de noyaux lourds Toy model = Sources de fer uniquement, spectre dinjection ~ E -2 En cas de champs B forts et dUHECRs lourds, les sources dUHECR peuvent être significativement gommées

16 30/06/2005 UHECR propagation - SF2A Perspectives Connaissances actuelles très limitées des champs B extragalactiques Les conséquences pour lobservation de sources dUHECRs ne sont pas évidentes Incertitudes sur le champ B Incertitudes sur la composition Incertitudes sur la distribution des sources La mesure du clustering avec Auger pourra (peut-être) apporter des contraintes fortes Sur les sources des UHECRs Sur les champs magnétiques à léchelle de lUnivers local A lheure actuelle, situation confuse


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