Lastronomie gamma aux très hautes énergies en ce début de décennie Hélène Sol, CNRS, LUTH/OP daprès Atelier « Astrophysique avec CTA », Grenoble, 5 et 6 décembre 2011

Sommaire 1)Mécanismes aux VHE 2) Objets compacts (trous noirs, étoiles à neutrons …) Régime quasi-stationnaire Cataclysmes ou post-explosions 3) Sources passives 4) Etoiles et starbursts, milieux diffus

Sommaire 1)Mécanismes aux VHE 2) Objets compacts (trous noirs, étoiles à neutrons …) Régime quasi-stationnaire Cataclysmes ou post-explosions 3) Sources passives 4) Etoiles et starbursts, milieux diffus

Rayons gamma VHE p+e-p+e- Particules massives (matière noire, cordes cosmiques, …) accélération désintégration, interaction Scénarios hadroniques Scénarios leptoniques

E 2 dN/dE énergie E 0 annihilation IC e - (TeV) Synchrotron (eV-keV) (TeV) Compton inverse SSC or EC (eV) B Accélération délectrons (TeV) p + (>>TeV) matière (ou photons ) Accélération de p + Quels mécanismes démission ? Deux familles de modèles

Scénarios leptoniques : radiation synchrotron et Compton-Inverse (IC) delectrons (positrons) relativistes e + B e + B + γ, dans champ magnétique B e + γ 0 e + γ, avec h ν ~ min [γ e 2 h ν 0, γ e m e c 2 ], IC sur lémission synchrotron (SSC) ou sur un champ de photons externes (EC) Scénarios hadroniques : Interaction de protons énergétiques (RC) avec le gaz local et les rayonnements de fond p + p N + N + n 1 (π + + π - ) + n 2 π 0 ( N = p ou n) p + γ p + π 0, n + π +, autres (pour γ p h ν > m π c 2 ) ; ou p + e + + e - (for γ p h ν > 2m e c 2 ) Puis annihilation π 0 2 γ qui produit des photons VHE avec E γ ~ E π /2 ~ 10% E p,i + annihilation pions muons e - et neutrinos secondaires Alternatives : rayonnement de courbure et synchrotron de protons VHE. Quels mécanismes démission ?

Jusquici, toutes les émissions détectées aux VHE nécessitent des mécanismes daccélération efficaces. Accélération de Fermi : mécanismes du 1 er et 2 eme ordre dans chocs et turbulence majoritairement invoqués pour expliquer les sources cosmiques VHE. La puissance hydrodynamique de plasmas peu denses est convertie en énergie de particules (jusquà ce que la densité dénergie dans les particules affectent lécoulement et le processus daccélération). Intérêt grandissant pour des solutions alternatives : reconnection magnétique, forces électriques directes, forces centrifuges De fait, toutes les sources VHE actives détectées jusquici hébergent des écoulements de matière (outflows/inflows) très énergétiques. Les VHE explorent donc les accélérateurs extrêmes de notre univers, à lorigine entre autres des rayons cosmiques. Quels mécanismes daccélération ?

Particules de haute énergie : une composante importante de notre univers Composante intrinsèque des plasmas cosmiques, avec le gaz et les champs électromagnétiques Contribution à la pression et à lénergie totale. Dans le milieu interstellaire : w HE ~ w gaz ~ w B ~ w star-light Révèlent lunivers non-thermique et hors équilibre, les réservoirs dénergie, les phénomènes extrêmes, les grands accélérateurs cosmiques de particules : chocs forts, turbulence, milieux relativistes et magnétisés …

Que voyons-nous au TeV ? Spectre en loi de puissance, distribution bi-modale, variabilité (ici, un NAG) ex de spectre :ex de distribution en énergie spectrale :

La population de sources VHE en 2011

Sommaire 1)Mécanismes aux VHE 2) Objets compacts (trous noirs, étoiles à neutrons …) Régime quasi-stationnaire : (pulsars ?), binaires, noyaux actifs de galaxies Cataclysmes ou post-explosions : pulsars, vents de pulsars (PWN), restes de SN, sursauts gamma 3) Sources passives 4) Etoiles et starbursts, milieux diffus

Sommaire 1)Mécanismes aux VHE 2) Objets compacts (trous noirs, étoiles à neutrons …) Régime quasi-stationnaire : binaires, noyaux actifs de galaxies Cataclysmes ou post-explosions : pulsars, vents de pulsars (PWN), restes de SN, sursauts gamma 3) Sources passives 4) Etoiles et starbursts, milieux diffus

Syst è mes stellaires binaires : candidat microquasar Détection aux HE de la période orbitale P orb = 3.9 jours Système bien contraint : permet des modélisations détaillées. 2 états spectraux vus au TeV

HESS J : le premier système binaire découvert suite aux observations en VHE Binarité suspectée daprès les données VHE, et trouvée en X. Longue période de ~ 321 jours (2011)

Amas détoiles et lénigme de lamas globulaire Terzan 5 Populations importantes de binaires et de pulsars dans lamas. Mais nexpliquent pas une émission gamma VHE décalée par rapport au centre, et allongée. (PWN superposée ? ~ 1% proba)

Campagne multi-lambda en 2008, avec HESS, FERMI, RXTE, SWIFT, ATOM Modèles simples leptoniques et hadroniques : expliquent bien létat « moyen », stationnaire. Phénomènes variables et corrélations multi-lambda plus difficiles à cerner, à létude. Fermi HESS Le blazar PKS en 2008 (état calme) rayons X optique

Suivi par HESS dune éruption extraordinaire de ce blazar en Alertes et campagnes multi-lambda. Variabilité détectée jusquà léchelle de la minute Zone démission de la taille de lhorizon du trou noir, et jet très relativiste 1 er « flare » 2 ème « flare » Le blazar PKS en 2006 (état extrêmement actif )

PKS Le 1 er flare Exemple de modélisation de courbes de lumière et de SED par des scénarios SSC dépendant du temps, avec 5 composantes compactes dans le jet, de paramètres légèrement différents, + une composante plus étendue lentement variable.

Description du 2 eme flare par un scénario SSC dépendent du temps : Reproduit spectres et courbes de lumière en X et gamma. PKS scénarios SSC Le 2 eme flare adéquats pour les flares

AP Lib, la 3 ème BL Lac de type LBL détectée aux VHE (2011) Un nombre croissant de blazars VHE de tous types (HBL, IBL, LBL, FSRQ …) > 40 blazars VHE Blazar à grand z = ES (2011) Pb SSC : Largeurs des pics Pb SSC : pente

Intérêt multi-lambda et VLBI. Surveillance du noyau de M87 par le VLBA à 43 GHz tous les 5 jours : explore léchelle sub-mas, étude formation et collimation du jet. Flux radio du noyau croissant lors dune activité au TeV. (Science, 2009) Suivi et analyse en cours des corrélations complexes radio-TeV (2011) 0.5 mas = 0.04 pc = 140 R s Lémergence des radiogalaxies aux VHE 4 radiogalaxies vues au TeV !

La radio galaxie Cen A 5σ5σ

Cen A : émission VHE compatible avec le coeur radio et les jets du kpc Zones VHE possibles : - magnétosphere du TN - base des jets - jets et lobes internes - halo de paires dans la galaxie-hôte Disparité des 4 radiogalaxies détectées au TeV à ce jour : M87, Cen A, NGC 1275, et IC310 (serendipitous discovery) une nouvelle classe de NAG : les « VHE radiogalaxies » Les VHE sondent une zone bien spécifique, inaccessible à dautres énergies.

Sommaire 1)Mécanismes aux VHE 2) Objets compacts (trous noirs, étoiles à neutrons …) Régime quasi-stationnaire : binaires, noyaux actifs de galaxies Cataclysmes ou post-explosions : pulsars, vents de pulsars (PWN), restes de SN, sursauts gamma 3) Sources passives 4) Etoiles et starbursts, milieux diffus

Première détection démission VHE pulsée (> 25 GeV) dun pulsar : le pulsar du Crabe (Science, 2008) MAGIC Interpulse à 3.4σ Pulse en phase avec EGRET

Détection dune évolution spectrale avec la distance au pulsar constraint bien les modèles : Favorise les scénarios avec « électrons » + pertes radiatives Nébuleuses de vent de Pulsar HESS

HESS J : longtemps connue en VHE exclusivement, puis identifiée comme PWN grâce à la spectro VHE 2D ! contours en X

Une nébuleuse de vent de pulsar dans le reste de SN G Source composite à 9kpc Age : ans Mise en évidence du mouvement du pulsar par cartographie multi-lambda. Impulsion initiale du pulsar à sa naissance ?

Une PWN vue en VHE dans le Grand Nuage de Magellan Source VHE à 14 sigma dans une région de forte formation détoiles (Nébuleuse de la Tarantule) du LMC à 48 kpc : - le reste de SN N157B, - le pulsar 16ms PSR J la SN1987A : non - 30 Doradus : non (Déc 2011) Luminosité gamma ~ 8% de la perte dénergie rotationnelle du pulsar PWN X

Présence de particules à E> 100 TeV dans le RSN. Origine des rayons cosmiques Restes de SuperNovae ex : RXJ keVTeV HESS RSN en coquille D ~1.3 kpc Morphologie gamma complexe assez similaire à la carte en X. Origine de l émission ? - Hadronique (B amplifié, finesse des filaments en X …) - Leptonique (absence de X thermiques …)

Grande variété des restes de SN détectés aux VHE SN 1006 : reste localisé dans un MIS assez uniforme. Etude de la géométrie de laccélération relativement à lorientation du champ magnétique. Accélération plus efficace aux « calottes polaires », quand V choc // B. Les IACT sondent maintenant des restes plus faibles. Ici, émission VHE du reste de la SN G Classification, morphologie, âge

Sursauts gamma : Pas encore détectés en VHE par les ACT, malgré des pointages rapides. Résultats prometteurs par Fermi. Les flux VHE devraient être accessibles à la prochaine génération de ACT. Difficultés : les sursauts à grand z sont très absorbés par lEBL, et les sursauts à petits z sont souvent très courts (nécessitant une vitesse de réaction très rapide)

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Illumination de nuages moléculaires par rayons cosmiques de SNR ? Carte en CO, radio et VHE Le reste de SN G et son environnement VHE

Le centre galactique (compact / diffus) 2 sources compactes brillantes au TeV:. J (Sgr A* ?). G pc, résolution < 6 Emission diffuse, vue après soustraction des deux sources compactes : Flux gamma + contours blancs de CS, traceur moléculaire corrélation VHE - CS Flux observé au TeV flux : nécessite une densité dénergie de rayons cosmiques > 3 fois celui de lenvironnement solaire Événement récent daccélération de particules, < years, près du Centre Galactique (SNs ou trou noir actif).

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Rayons gamma VHE damas stellaires jeunes Westerlund 2 contours TeV : 5, 7, 9 σ binaire WR 20a, et WR 20b Contours TeV sur image en B Origines de lémission au TeV ? - Colliding winds in the supermassive system WR 20a - Collective effect of stellar winds from hot and massive stars - Acceleration in shock from a superbubble wind - Supersonic winds / ISM interaction -- or compact object ?? requires further investigation with higher sensitivity and angular resolution.

Analyses multi-lambda approfondies de Westerlund 2 Configuration particulière de nuages moléculaires en collision. Présence de pulsars dans le voisinage !!... Association des VHE aux étoiles WR toujours possible, mais identification incertaine.

La région de formation détoiles W43 et HESS J Carte de mémission CO à 5 kpc (85-95 km/s) et contours VHE superposés (en gris clair). Au centre, étoile de Wolf-Rayet WR 121. Identification/association plus probable pour lémission VHE.

Galaxies à flambée détoiles Arp 220 (ULIRG)NGC 253 HST Chandra Collision, formation détoiles, supervent … Détections de M82 par VERITAS et de NGC 253 par HESS (ICRC, 2009) Connection AGN-starburst ?

Détection VHE de galaxies starburst : cohérent avec les scénarios disponibles

Détecter les amas de galaxies ? Amas Coma non-détecté en VHE Chandra HESS

Autre milieu diffus, intervenant (absorbant) : le fond diffus infrarouge extragalactique, et labsorption des rayons gamma VHE contraintes sur les spectres de NAG et sur lEBL

Conclusion et perspectives Emission en VHE : nécessite généralement à lorigine une forte libération dénergie gravitationnelle, enclenchant des accélérations extrêmes de particules (régimes quasi- stationnaire ou cataclysmique) classification, évolution des cataclysmes Propagation des rayons cosmiques ainsi générés : devrait révéler de + en + démetteurs VHE passifs (nuages interstellaires …) Génération de rayons cosmiques dans vents stellaires (hors contexte objets compacts) : ouvre une toute nouvelle catégorie de sources aux VHE Un « Big Challenge » : mettre en évidence des émissions VHE dues à lannihilation de particules massives …

Avant CTA : le télescope HESS 2, photographié samedi dernier