Rayons cosmiques: les sources extra-galactiques G. Henri

Pourquoi une composante extra-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 »? Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006

Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006 Le cas des UHECR CR non confinés dans la Galaxie pour E > 1018 eV Lpm ~ 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 ! Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006

Performances de l’accélération (Hillas) Énergie de confinement Rgyr < R -> E < ZeBRc Temps d’accélération Accélération au plus dans un temps de gyration Tacc = b-1 Tgyr = b-1 Rgyr/c = b-1 (g m/ZeB ) Tacc < R/c -> E < b ZeB R c comparable, mais plutôt plus contraignant que la contrainte de confinement Temps de perte synchrotron sur les protons . E = g2 (B2/2m0) (me/mp)2 csT T cool = E/E = 2m0cmp3/(gB2me2sT) Tacc < T cool -> g < 1011 b -1/2 B-1/2 q Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006

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

Noyaux Actifs de Galaxie Objets quasi-ponctuels au centre de 10% des galaxies Grande luminosité ~1046 erg.s-1 Raies d’émission souvent intenses Grande variabilité Emission haute énergie (Rayons X -> g) Jets puissants (relativistes) Expliqués par la présence d ’un trou noir supermassif M~106 à 109 Msol accrétant la matière environnante. Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006

Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006 Les 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/sT = 1046 M8 erg/s Température d’Eddington Ledd = 4π Rg2 s Tedd4 -> 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 ) Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006

2 grandes classes de NAGs Radio-quiets (Galaxies de Seyferts, QSO (quasi-stellaires) ) Galaxie hôte spirale Emission radio peu intense (mais > galaxie normale) Pas de jets collimatés (flots bipolaires, cônes d ’ionisation) Pas d ’émission gamma > MeV (coupure < 100 keV) Radio-louds (Radio galaxies, quasars) Galaxie hôte elliptique Emission radio intense (synchrotron) Jets collimatés relativistes a petite echelle (mouvements superluminiques) Emission gamma >MeV, voire TeV... Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006

Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006 Les jets relativistes Observés à grande échelle (>kpc) au VLA , uni- ou bilatéraux Deux morphologies différentes FR I peu collimatés et faibles, émission plus intense dans le cœur FR II très collimatés, émission concentrée aux extrémités (hot spots) Mouvements superluminiques observés à petite échelle (pc) en VLBI, jets toujours unilatéraux V apparent de 5 à 10 c... Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006

Mouvements superluminiques Prévus théoriquement par M. Rees (1966) Observables pour des vitesses relativistes et de petits angles sin b app = dl cdt q 1 - cos Vitesses observées -> Gb ~10 q Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006

Amplification Doppler Facteur Doppler associé au mouvement relativiste D = [g(1-bcosq)]-1 Fréquences nobs = D n T variabilité Tobs = T/D Intensités spécifiques Inobs (nobs) = D3 In(n) Epaisseur optique t plus faible : évitement de la « catastrophe Compton Inverse » si Uph > UB. q Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006

Emission g de haute énergie 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 d’objets radios beamés : Quasars « rouges » BL lacs « bleus » q Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006

Origine de l’émission g Grande luminosité g, variabilité rapide -> grande opacité à l’absoption gg pour une source isotrope (R ~ c tvar) tgg ~ l(MeV) = L(MeV)sT/(4πmec3 R) >> 1 Nécessité de diminuer la densité de photon et d’augmenter R en supposant la source en mouvement relativiste -> origine dans le jet relativiste. Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006

Origine de l’émission g Modèles leptoniques : Accélération directe de leptons au GeV ou au TeV Emission radio -optique -> X : synchotron Émission X-> g : Compton Inverse sur photons du disque (External Compton) ou les photons synchrotrons (Synchrotron Self Compton) Accélération de leptons relativistes -> g = 106 Explique la variabilité corrélée , possibilité de variabilité rapide. Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006

Origine de l’émission g Modèles hadroniques : Accélération de hadrons relativistes <-> génération de cosmiques Nécessite des g de 107 à 108 Production de photons par différents mécanismes secondaires * synchrotron de protons * photo-pions p+hn-> p0, p± * p0-> 2 g * p± -> m± -> e±, rayonnement synchrotron et cascades é.m. q Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006

Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006 Comparaison Modèles leptoniques: Plus simple conceptuellement, expliquent naturellement les variabilités corrélées, moins de paramètres libres ne nécessitent pas la production de cosmiques, mais ne l’excluent pas Variabilité rapide plus facile à expliquer Modèles hadroniques Plus complexes, plus de paramètres libres Plus de difficultés à expliquer naturellement les variabilités corrélées, surtout rapides. Nécessité d’éviter l’émission leptonique!! Font un lien naturel entre émission g et cosmiques Prédisent neutrinos de haute énergie Ln ~ L g q Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006

Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006 Situation actuelle Modèles leptoniques semblent largement préférés par la communauté pour expliquer l’émission gamma Quelques problèmes cependant : grands facteurs de Lorentz nécessaires, formation du jet relativiste non expliquée… N’exclut pas la possibilité que les mécanismes d’accélération des e- accélèrent aussi des protons. Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006

Mécanisme d’accélération 2 problèmes distincts mais sans doute liés : a) Problème de l’accélération d’ensemble (bulk acceleration) des jets, à la fois en puissance (Ljet ~ Lacc) et en facteur de Lorentz (Gb ~ 10) b) Problème de l’accélération 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)). Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006

Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006 Rotation du trou noir Trou noir de Kerr en rotation rapide dans un champ extérieur (NB pas de moment magnétique du TN !) Moment cinétique J = a M c rg= a ( GM2/c) 0<a<1 Induction unipolaire E=- v X B ddp V = |vxB| rg = B c rg q Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006

Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006 Blandford-Znajek Induction unipolaire E= - v X B Ddp maximale Vmax = |vxB| rg ~ B c rg = 1021 B4M8 V Puissance maximale pour l’adaptation en impédance Zext = ZBH = (m0/e0)1/2= 377 W Possibilité de lancer un jet? Problème encore ouvert… q Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006

Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006 Blandford-Znajek Problèmes : Calcul « classique » trop grossier, en fait le trou noir doit tourner plus rapidement que la magnétosphère Problème du stockage initial d’énergie ? Problème de la collimation d’un jet relativiste Dissipation d’énergie cinétique par effet Compton Inverse (Compton Drag) Entretien d’un champ B intense nécessite une accrétion -> Role dans l’établissement d’un jet encore discuté, mais peut servir de source à des UHECR -> Possibilité d’accélérer par des trous noirs « dormants » vestiges d’AGN ? q Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006

Disque d’accrétion/jet Disque d’accrétion = lieu de dissipation principale d’énergie d’accrétion Disques standards : optiquement épais, géométriquement minces, Tp~ 10-100 eV, fortement radiatifs , ADAF : optiquement minces géométriquement épais, Tp~ 100 MeV, peu radiatifs, énergie advectée sous l’horizon , SMAE : optiquement minces ou épais géométriquement minces, Tp~ 10 eV, peu radiatifs, énergie en partie éjectée , q Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006

Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006 Jets relativistes ? Mouvements à l’échelle du pc et amplification Doppler prouvent l’existence 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 q Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006

Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006 Sites d’accélération Chocs internes ou Terminal (hot spot) B Jet Turbulence délocalisée Trou noir en Rotation (Blandford-Znajek) Disque d’accrétion (Blandford-Payne…) q Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006

Performances de l’accélération Énergie de confinement Rgyr < R -> E < ZeBRc Remarque : BR ~ courant circulant dans le jet Composante poloïdale Bz. Br a R-2 Composante toroïdale Bj a R-1 Conversion toroïdal->poloïdal doit donner Ba R-l 1<l<2 Confinement et accélération plus faciles dans les régions centrales Tacc < T cool -> g < 109 (kB4)-1/2 Optimum à une certaine distance du jet? q Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006

Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006 Accélération inductive dans les jets relativistes (Lyutikov & Ouyed 2006) Accélération si les protons « driftent » perpendiculairement à l’axe. Nécessitent des jets relativistes collimatés cylindriquement, puissants (FR II) Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006

Hot spots (chocs terminaux) Lieu de dissipation principal d’énergie dans les FR II Choc terminal -> accélération Fermi 1er ordre Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006

Conditions dans les hot spots Cygnus A Émission X et radio compatible avec processus SSC ge ~ 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 source si A < 103 Mais Tech << Tacc si V out ~0.1 c Préaccélération nécessaire? Chandra (contours)+radio (grisé) (Wilson et al ApJ 2000) Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006

Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006 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) UE = N. L Tvie Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006

Comparaison des sources Type L Objet plus proche Distance (pc) Holistique Gal. Spirale 1044 M 31 0,6 Mpc Trou noir dormant Gal. Elliptique? ? qques Mpc Noyau actif AGNs 1042 -1046 NGC 1068 20 Mpc Jets Radio -galaxies 1042 -1045 Cen A` M 87 4 Mpc Hot spots FR II 1045 Cyg A 200 Mpc Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006

Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006 Conclusions Les conditions physiques dans les AGNs et les hot spots permettent en théorie d’expliquer les rayons cosmiques de haute énergie, avec les hypothèses d’accélération optimistes. Difficile de trancher entre les sources sans identification angulaire : absence d’association claire avec AGNs + coupure GZK favorise les sources lointaines -> FR II . Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006

Les sursauts gammas (Gamma Ray Bursts) Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006

Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006 Caractéristiques 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 Sursauts gammas très brefs (0,1-10 s) et très intenses Maximum à quelques 100 keV, mais de coupure nette à 500 keV Taux ~ 1/jour Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006

Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006 Courbes de lumière Formes variées : « FRED » (Fast Rise Exponential Decay), pics multiples…. Variabilité très rapide (ms) observée, contraintes fortes sur la taille de la source ~ 100 km Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006

Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006 Durées Sursauts durent de 0,1 à 100 secondes mais distribution clairement bimodale Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006

Origine galactique/extragalactique Nature restée longtemps mystérieuse Distribution isotrope, pas d’excès sur le plan galactique ni vers Andromède Distribution locale r < 100 pc (étoiles proches-> système Solaire!) Halo de la Galaxie, horizon < Mpc (très contraint) Origine extragalactique. Isotropie confirmée par BATSE Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006

Origine extragalactique Premier indice très sérieux : distribution logN-logS de BATSE Incompatible avec une distribution homogène dans l’espace (pente -1.5) -> halo ou extragalactique Identification de la première contrepartie optique par BeppoSAX/Hubble (1997) Association avec galaxie z ~ Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006

Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006 Afterglows Afterglows détectés grâce à BeppoSAX, HETE-2, SWIFT, et aux télescopes optiques rapides (ROTSE) Contrepartie optique (rarement) détectée Mv ~9 Indication de « breaks » dans la courbe de lumière : différentes phases d’expansion Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006

Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006 Conséquences Distance extragalactique ~ plusieurs Gpc (zmax = 6,3 pour GRB 050904) Emission intégrée isotrope : 1052 à 1054 ergs (Msol c2 = )! Luminosité instantanée parfois supérieure à tout l’Univers observable! Contrainte de luminosité moins forte avec une émission anisotrope (« beaming » géométrique) L = Liso W/4π NB : le beaming oblige aussi à multiplier le nombre de sources par 4π / W : luminosité moyenne produite /Mpc 3 inchangée ! Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006

Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006 Opacité g Grande luminosité et petite taille : densité en photons énormes. Opacité à la production de paires g g ,-> e+e- énorme, plusieurs milliers! Devrait conduire à un plasma très dense et thermalisé de paires e+-e- ultrarelativistes Pour eviter l’extinction complète de l’émission g, grand facteurs de Lorentz nécessaires : Gb ~102 - 103 Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006

Sources astrophysiques Libération d’une fraction de Msol c2 dans ~ 100 km Hypernovae : effondrement d’étoiles supermassives dépassant la limite de stabilité des étoiles à neutrons Coalescence de binaires compactes : EN-EN ou EN -TN Possibilité de coexistence des deux mécanismes (-> sursauts courts/longs) Sursauts longs identifiés dans des régions extérieures de formation d’étoiles intense, parfois associés à une supernova -> hypothèse hypernova préférée Dans tous les cas, libération d’énergie impulsive dans une région très compacte : modèle de « boule de feu » (Rees..) Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006

Remarque sur le beaming Beaming « géométrique » différent du beaming « relativiste » L’observateur ne « voit » qu’une 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 d’éjection. Observée dans la courbe des « afterglows ». Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006

Modèles d’expansion de la boule de feu Charge baryonique h = E/Mbc2 G h r0 : qques rG (ms) r -3/2 rs = h r0 r rb = h2 r0 r > rb => DR = r/h r0 rs rb rd Afterglow r > rd (10 s) Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006

Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006 Origine de l’émission Chocs externes incompatibles avec la variabilité rapide Possibilité de chocs internes synchronisés Tvar = Tintr. Necessité d’avoir des ejections discrètes, avec des facteurs de Lorentz variables facteur de Lorentz relatif entre deux couches Gr = G2/G1 Émission g prompte -> chocs internes Interaction avec le milieu extérieur : choc en retour + choc externe -> émission optique prompte + afterglow. Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006

Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006 Chocs internes G2 G1 b = 1 - (2G2)-1 Collision de deux couches à rd = G2cDt= G2Dr NB :« Crêpes » volantes plutôt que jet ! G2= G12 G22/(G22- G12 ) Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006

Modèles de chocs multiples Suite discrète d’éjections Accélération d’électrons/positrons -> rayonnement gamma Principalement synchrotron , possibilité émission Compton Inverse Spectre « universel » a = 2.2 - 2.3 (conséquence d’un choc relativiste?, cf Kirk et al….) Accélération de protons ? Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006

Flux de cosmiques UHECR Flux moyen d’énergie reçu des GRB ~ Flux moyen reçu des UHECR (Waxman ..) Contraintes sur l ’accélération des protons * temps acceleration < temps dynamique * Temps d’accélération < temps de perte synchrotron Compatible avec les contraintes sur l’émission g (Waxman) Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006

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

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

Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006 Grandes structures Amas de galaxies remplis d’un gaz chaud émettant en rayons X Amas de Coma vu par Chandra T ~ 108 K N~ 10-3 cm-3 « bulles » plus denses et froides autour des galaxies : ejections de vents Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006

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

Accélération suprathermique Emission non thermique vue par des halos en radio -> électrons relativistes ~ GeV Reliques d’AGN réaccélérés par la turbulence MHD ? Ecole de Gif - Rayons cosmiques de haute énergie 25-29 sept. 2006

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

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