Sources cosmiques de haute énergie: Pulsars et leurs Nébuleuses (Plérions), Magnétars, Microquasars Yves Gallant LPTA, Université Montpellier II Magnétosphères des pulsars (une introduction) Morphologie et hydrodynamique des nébuleuses Émission à très haute énergie des plérions Mécanismes d’accélération et rayons cosmiques Autres objets compacts galactiques

Introduction à la Physique magnétosphérique des pulsars Pulsars “isolés”,  sans accrétion Propriétés essentielles : Étoile à neutrons Rotation rapide Champ magnétique fort Conséquences théoriques : Champs électriques forts Création de paires e Cylindre-lumière, calottes polaires Courant de Goldreich-Julian, Emax

Propriétés : Étoiles à neutrons Un des stades finaux de l’évolution stellaire (“étoiles mortes”) avec les naines blanches et les trous noirs Formées dans les explosions en supernovae d’étoiles massives (d’environ 4 à 10 ) Maintenues par la pression de dégénérescence des neutrons (comme celle des électrons pour les naines blanches)  masse maximale ~ 3 (dépend de l’équation d’état) Masses observées (dans les binaires où on peut la déduire) ~ 1.4 Rayon ~ 10 km  moment d’inertie

Propriétés : Rotation rapide Découverte des pulsars (1967): pulsations radio B1919+21, P = 1.33 s  étoile à neutrons (aucun autre objet connu ne peut tourner à cette vitesse) Pulsars jeunes: P ~ quelques  10 ms (Crabe : 33 ms; PSR J0537-6910 : 16 ms) S’explique par la conservation du moment cinétique lors de l’effondrement du coeur de l’étoile massive Pulsars “milliseconde” (P < 10 ms) : “recyclés”, rotation accélérée par transfert de masse dans une binaire PSR B1937+21 (découvert en 1982): P = 1.56 ms J1748-2446ad (découvert en 2005) : P = 1.40 ms Énergie de rotation

Propriétés : Champ magnétique fort Tous les pulsars isolés ralentissent (spin down) Dipôle magnétique dans le vide: (validité plus générale) Mesure de P et , I et R* supposés connus  “mesure” de B* Pulsars “ordinaires” : B* ~ 1012 gauss (= 108 tesla) (!) Dans les pulsars X accrétants, raies d’absorption cyclotron correspondant à un champ magnétique du même ordre Conservation du flux magnétique lors de l’effondrement Pulsars “milliseconde” : B* ~ 108 gauss Dissipation de B* lors de la phase d’accrétion?

Conséquences : Champs électriques forts Champ électrique induit partout où un plasma dense est en corotation Notamment à l’intérieur de l’étoile à neutrons Implique la présence d’une certaine densité de charge À la surface, E >> gravité, forces interatomiques (work function)  particules chargées aisément extraites de l’étoile jusqu’à (space-charge limited flow) (Goldreich & Julian 1969)

Conséquences : Création de paires e Particules accélérées (e-) par E suivent la direction de B  rayonnement “de courbure” jusqu’aux rayons  Observée au GeV (EGRET)? (modèle de la calotte polaire) Interaction du  avec B de l’étoile : création d’une paire e dès que e sont accélérés dans le même E et rayonnent à leur tour  création de paires en cascade Permet d’annuler le champ électrique ( ) dans la magnétosphère, au-delà du front de formation de paires

Cylindre-lumière et calottes polaires Au-delà d’un rayon la corotation n’est plus possible (vrot > c) : “cylindre-lumière” Lignes de champ magnétique “fermées” à l’intérieur de plasma e dense, en corotation Lignes de champ “ouvertes” : plasma s’échappant de la magnétosphère, en un “vent” relativiste Points d’ancrage des lignes ouvertes à la surface de l’étoile : définition des “calottes polaires” Champ approximativement dipolaire à l’intérieur de  surface d’une calotte polaire :

Courant de Goldreich-Julian et Emax Vent du pulsar vers le milieu ambient issu des calottes polaires Densité de courant maximale pour les particules extraites de la surface : Courant total : Énergie maximale par particule extraite de l’étoile: ou différence de potentiel maximale à travers la calotte polaire :

Morphologie observée et (Magnéto)hydrodynamique relativiste des Nébuleuses de pulsars Paradigme de base et questions Morphologie : vents anisotropes Évolution : confinement par le vestige de la supernova

1D (sperically symmetric) relativistic MHD model (Kennel & Coroniti 1984a) wind magnetisation B2/(4Nmc2), magnetic to particle energy flow ratio small  needed for flow deceleration post-shock B small, increases with radius until reaches ~equipartition, then slow B decrease outwards relativistic, magnetised pulsar wind confinement by medium (SNR)  termination shock plerion  shocked pulsar wind flow

…but plerions don’t look spherically symmetric! Chandra image of the Crab Nebula: bright X-ray torus, jets, inner ring… many plerions show X-ray tori (Ng & Romani 2004), often with jets

…but plerions don’t look spherically symmetric …but plerions don’t look spherically symmetric!  2D (axially symmetric) relativistic MHD simulations Chandra image of the Crab Nebula: bright X-ray torus, jets, inner ring… many plerions show X-ray tori (Ng & Romani 2004), often with jets Komissarov & Lyubarsky’s (2003) RMHD numerical solution + assumed injected spectrum and synchrotron losses (asymmetries due to relativistic beaming)

Anisotropic wind: origin of “jet” and torus structures observed jets a puzzle: collimation inefficient in relativistic wind solution (Bogovalov & Khangoulian 2002, Lyubarsky 2002): “jet” confined in post-shock flow, by magnetic hoop stresses and backflow, as a result of latitude dependence of wind power fw  sin2  “jet” then subsonic, as observed: v  0.3 - 0.7c confirmed by fully RMHD numerical simulations: Komissarov & Lyubarsky 2003, Del Zanna, Amato & Bucciantini 2004, Bogovalov et al. 2005 v/c, from Komissarov & Lyubarsky 2003 “focusing” of the equatorial flow by post-rim-shock “funnel” to supersonic velocities, v  0.5 - 0.7c, consistent with optical wisp observations (Hester et al. 2002) spherically symmetric model predicted post-shock v  0.3c, decreasing with radius

Différents types de vestiges de supernovae (vus en rayons X avec Chandra) plérionique en “coquille” Nébuleuse du Crabe Types de SNe: II / Ib,c : effondrement d’une étoile massive Ia: explosion de naine blanche accrétante Cas général SN II / Ib,c : plérion à l’intérieur d’une coquille (SNR dit “composite”) 2 sites d’accélération: onde de choc de l’explosion initiale (cours A. Marcowith) (choc de terminaison du) vent du pulsar Cas A Cas A composite SN 1006 G11.2-0.3

Plerion evolution inside a supernova remnant 1 - Classical “composite” supernova remnants van der Swaluw et al. (2001): 1D (hydrodynamical) simulations of plerion evolution inside supernova remnant; scenario confirmed through relativistic MHD simulations by Bucciantini et al. (2003) “free expansion” phase: 4 shocks (wind termination + outer plerion, SNR forward and reverse shock) unsteady “reverberation” phase after SNR reverse shock reaches and “crushes” plerion Blondin et al. (2001) suggest Rayleigh-Taylor instabilities in this phase can mix plerion and ejecta, and asymmetries in medium and reverse shock can shift plerion relative to the pulsar (e.g. Vela X) settles to steady “subsonic” expansion inside Sedov-phase remnant 2 - Pulsar bow shock nebulae initial ballistic velocity of pulsar eventually becomes supersonic  “bow shock nebula” phases inside SNRs: in Sedov remnants, past fixed fraction of Rsh crossing SNR shell (van der Swaluw et al. 2002): strong confinement in interstellar medium: most “evolved” stage of plerion

Émission à très haute énergie des plérions : une nouvelle fenêtre observationnelle Mécanismes de rayonnement : synchrotron vs Compton inverse Densités d’électrons et de photons Relevé des nébuleuses galactiques Variations spectrales et pertes

PWN emission mechanisms: the Crab Nebula Assume leptonic model: synchrotron and Inverse Compton emission Relativistic electrons and positrons created and accelerated by the pulsar synchrotron Target photons : CMB, interstellar IR, stellar photons, synchrotron (SSC)… Radio, optical, X-rays H.E.S.S. spectrum (A&A 2006 in press, astro-ph/0607333): Spectral curvature, Consistent with IC expectations

Pulsar Wind Nebula in MSH 15-52 (a.k.a. G 320.4-1.2) “Composite” SNR: radio and X-ray shell nonthermal X-ray nebula young pulsar B1509-58 H.E.S.S. detection: A&A 435, L17 (2005) First angularly resolved PWN in VHE -rays Synchrotron emission  ne B2 whereas IC emission  ne nph , with nph  uniform Spatial distribution of high-energy e, independently of B-field variations

Galactic target photon distributions for IC emission Porter & Strong (2005), Moskalenko et al. (2006): new calculation of interstellar radation field (ISRF), self-consistently including dust heating by stars dust component larger than previous estimates, towards center of Galaxy outer Galaxy: CMB ~ dominant target, but not in inner Galaxy… stellar dust CMB R = 0, 3, 4, 7.5 kpc G0.9+0.1 G0.9+0.1 (assumed near GC) : based on TeV spectral shape, Aharonian et al. (2005) speculated enhanced non-CMB contribution to IC target photons Porter et al. (2006) find dominant IC contribution from stars and dust, using above ISRF model

Détection de la nébuleuse plérionique Vela X (A&A 448, L43, 2006) Très étendue (Vela est à 290 pc) Correspondance avec émission en X durs détectée par ROSAT et ASCA Nébuleuse comprimée et déplacée par un choc en retour asymétrique? contours : rayons X (ROSAT) Nouveauté : coupure ou cassure spectrale, maximum dans bande VHE Compton inverse sur CMB : estimation directe de la distribution des électrons

Sources découvertes dans le relevé du plan Galactique Émission indépendante du champ magnétique, dépendant uniquement de la densité des photons-cibles, à peu près uniforme : “VHE observations of inverse Compton scattering of the CMBR allow direct inference of the spatial and spectral distribution of non-thermal electrons” Valable aussi à l'échelle de la Galaxie, où HESS révèle les sources d'électrons relativistes Sources découvertes dans le relevé du plan Galactique ApJ 636, 777 (2006) en longitude Galactique 14 nouvelles sources (+ 3 connues) Poursuivi en 2005 jusqu'à

Identification de nouvelles nébuleuses de pulsars Parmi les sources découvertes, plusieurs clairement identifiées comme nébuleuses de pulsars (7 nébuleuses “confirmées”) Dernières en date: Kookaburra (A&A, sous presse) autres sources potentiellement associées à des nébuleuses de pulsars (4+) Part importante des sources découvertes par HESS... et sources dominantes d'électrons relativistes dans la Galaxie? contours : radio (ATCA)

(Observational) challenges for plerion theory X-ray spectral variations and particle transport X-ray spectral index steepens outward, expected for synchrotron cooling linear relationship of index with radius (Bocchino & Bykov 2001) unexpected with convective transport: steep cutoff (Reynolds 2004) additional transport needed: diffusion? reproducing this effect might constrain diffusion coefficient   important for diffusive particle acceleration scenario…

HESS J1825-137 as the nebula of PSR B1823-13 (A&A 2006, in press, astro-ph/0607548) VHE gamma-ray spectral index steepening away from pulsar! (first spectral variations) Consistent with energy losses of electrons (also X-ray size) Pulsar offset from source, but profile peaks near PSR position Much smaller, X-ray nebula trailing in the same direction

Mécanismes d’accélération et production de rayons cosmiques Accélération de Fermi au choc ultra-relativiste Mécanismes de pré-accélération Production de rayons cosmiques du “genou” à la “cheville” Cosmiques d’ultra-haute énergie

Particle acceleration at the pulsar wind termination shock Kennel & Coroniti (1984b) found a best fit to the optical and X-ray spectrum of the Crab Nebula requiring injection of particles with p = 2.2–2.3, dN() / d   -p a number of other plerions have X-ray spectra consistent with this value Ellison & Double (2002) showed that for highly relativistic shocks, this value is not significantly affected by non-linear effects these results assumed isotropic direction-angle scattering; Bednarz & Ostrowski 1998 found some dependence on the scattering regime Lemoine & Pelletier (2003), using realistic orbit integration in Kolmogorov turbulence, confirm p = 2.26  0.04 Fermi acceleration at ultra-relativistic shocks Kirk et al. (2000) and Achterberg et al. (2001), using independent methods, found that in the ultra-relativistic regime Fermi acceleration yields a ‘universal’ spectral index p = 2.23  0.01

Plerion radio spectra and electron pre-acceleration X-ray spectrum of the Crab Nebula and other plerions compatible with (synchrotron-loss-steepened) relativistic Fermi acceleration spectrum (X1.1) plerion radio spectra (R~0) require a different mechanism Crab radio wisps (Bietenholz et al. 2004) and infrared spectral map (Gallant & Tuffs 2002) suggest radio-emitting electrons are accelerated at present time a possibility (Gallant et al. 2002) is the resonant ion wave acceleration mechanism of Hoshino et al. (2004), working from wmec2 to wmic2 would imply w~103 for the Crab (vs 106 in Kennel & Coroniti 1984b)! Resonant ion cyclotron wave acceleration? Striped wind reconnection at termination shock? Oblique rotator wind has alternating magnetic polarities in equatorial wind (“striped” pattern): Coroniti (1990), Bogovalov (1999) reconnection too slow to annihilate stripes inside Crab termination shock (Lyubarsky & Kirk 2001)? Lyubarsky (2003) examined shock in striped wind, and concluded that stripes reconnect completely at shock, accelerating electrons to required p  1 spectrum

A bigger challenge: “pulsar” / nebula spectral correlation? Gotthelf 2003:  of nebula vs  of Chandra central point source ( PSR; compatible with ASCA pulsed spectrum in testable cases) if correct, suggests the spectrum is already formed at site of pulsed emission shock acceleration paradigm wrong?! Highly puzzling if pulsed emission from magnetosphere, where B >> BPWN… but Kirk et al. (2002) suggested pulsed emission might originate in striped wind… can one also explain apparent correlation with spindown power (or magnetospheric current or polar-cap voltage)?

Production de rayons cosmiques (hadroniques) Noyaux (Fe) relativistes proviennent de l’étoile à neutrons Supposés accélérés avec efficacité maximale : Énergie élevée, mais nombre de particules limité Spectre des noyaux injectés au cours de la vie d’un pulsar (B supposé constant, mais P s’accroît avec l’âge) : Contribution dominante à la période de naissance P(0) Spectre très “dur”, en loi de puissance : P(0)= 1s, 100ms, 10ms and 1ms, after plerion expansion losses (Bednarek & Bartosik 2004)

Du “genou” à la “cheville” (GCR II) (Giller & Lipski 2002, Bednarek & Bartosik 2004) Spectre total dépend des distributions de P(0) et B*(0) Bon accord (B&B04) pour distributions log-normales avec < P(0) > ~ 400 ms et < B*(0)> ~ 21012 G (- - -) Composition s’alourdissant au-delà du genou Contre : Très sensible à la distribution exacte de P(0) et B*(0) Raccord avec le spectre des coquilles (SNRs) non-expliqué Anisotropies dues aux pulsars proches non-observées? (Bhadra 2006)

Rayons cosmiques d’ultra-haute énergie Blasi, Epstein & Olinto (2000) postulent l’existence de pulsars nés avec P(0)< 2 ms et B*(0) > 1013 G Pour des noyaux de fer (Z=26), permet Emax > 31020 eV Enveloppe de la supernova “transparente” à ces énergies Rayon de Larmor dans le champ magnétique galactique :  diffusion, et origine galactique Contre : Aucune trace de pulsars nés avec des périodes si courtes (mais une petite fraction suffit à reproduire le flux…) Compatible avec l’isotropie et la composition des RCUHE?

Autres objets compacts galactiques sources potentielles de rayons cosmiques Magnétars et production de rayons cosmiques d’ultra-haute énergie Contribution des microquasars aux rayons cosmiques galactiques

Les magnétars, autres étoiles à neutrons Pulsars X atypiques (AXP, Anomalous X-ray Pulsar) : Plusieurs au centre de SNRs, proches du plan Galactique => objets jeunes P ~ 10 s, champ magnétique ~ 1015 G Hypothèse théorique : Duncan & Thompson 1992, Paczynski 1992) mous à répétition (SGR, Soft Gamma Repeater) : Classe atypique de sursauts gamma (à répétition) Périodicité durant les éruptions : ~ 10 s Émission X en quiescence : mesure de P ~ 10 s et sa dérivée => champ magnétique ~ 1015 G

Very hard, partially pulsed emission from AXPs Kuiper, Hermsen & Mendez, astro-ph/0404582 SNR Kes 73 with AXP 1E 1841-045 detected by INTEGRAL with ISGRI (Molkov et al. 2004); archival XTE PCA and HEXTE data: pulsed emission! 2 more AXPs detected by INTEGRAL/ISGRI:1RXS J170849-400910 (Revnivtsev et al. 2004) and 4U 0142+614 (den Hartog et al. 2004)… F spectra total SNR/AXP pulsed flux INTEGRAL Chandra AXP PCA Pulsed photon index above 10keV :  = 0.94  0.16! Like radio-weak pulsars (B1509-58…), old ms pulsars? Polar cap quenched outer gaps (Cheng & Zhang 2001)? Nature of unpulsed component: magnetospheric or SNR? HEXTE

Magnétars comme sources des RC UHE (Arons 2003) Émission thermique (X) de la surface (photosphère) d’étoiles à neutrons : He ou H plutôt que Fe Avec Z = 1, B* > 1015 G et P(0)< 5 ms  Emax > 1020 eV Rayons cosmiques UHE proviennent de toutes les galaxies formant des étoiles dans la sphère GZK Taux de formation de magnétars  ~ 1/(104 an) par galaxie  5-10% naissant avec P(0) ~ ms reproduisent le flux Composition plus compatible avec données sur le RC UHE? Pour éviter la formation de “nébuleuses de magnétars” plus grandes qu’observées, perte de Erot initiale principalement sous forme d’ondes gravitationnelles

Microquasars: phénomènes et énergies Sources galactiques à éjections apparemment superluminiques  “jets” relativistes, ~3-10 Objet compact (trou noir?) à disque d’accrétion provenant d’une étoile compagnon GRS 1915+105 : éjections d’énergie > 1044 erg, plusieurs fois par an  Lkin ~ 1038 erg/s Total des microquasars connus : Lkin > 1039 erg/s (quelques % de l’énergie requise pour les GCR) (Heinz & Sunyaev 2002)

Contribution aux rayons cosmiques galactiques? (Heinz & Sunyaev 2002) Éjections de matière (froide, p.ex. SS 443) à des vitesses relativistes  si pertes adiabatiques faibles, composante étroite du rayonnement cosmique à ~  GeV/nucléon Limites supérieures contraignantes  jets leptoniques? Accélération de Fermi à la surface (choc) des éjections (similitude avec les chocs externes des sursauts gamma) Loi de puissance d’indice 2.2-2.3 Énergie minimum Emin~ 2 GeV/nucl. (si échappement avant pertes)

Récapitulatif Magnétosphères des pulsars Courant de Goldreich-Julian, Emax Morphologie et hydrodynamique des nébuleuses Vent anisotrope => tores et jets Interaction avec SNR détermine différentes phases Émission à très haute énergie des plérions Compton inverse : nouvelle fenêtre observationnelle Mécanismes d’accélération et rayons cosmiques Paires : accélération de Fermi au choc + pré-accélération? Ions : spectre très sensible à la période initiale du pulsar Autres objets compacts galactiques Magnétars : sources possibles des rayons cosmiques UHE Microquasars : contribution spécifique aux RC galactiques?