Emission synchrotron X de SN 1006 27 juin 2002 Jean Ballet (SAp, CEA Saclay) Emission synchrotron X de SN 1006 Prototype des restes de supernovae dominés par le synchrotron des électrons accélérés jusqu’en X Rayons X: énergie maximale des électrons L’énergie maximale des protons est la même si les électrons ne sont pas limités par le rayonnement (B < 30 G) On s’intéresse aux différences entre l’accélération en champ parallèle et perpendiculaire à la direction de propagation du choc

Acceleration aux chocs Diffusion sur la turbulence magnetique (attachée au gaz) de part et d’autre du choc. Spectre des particules en loi de puissance r est le taux de compression au choc corroboré par la comparaison des flux radio et X de restes de supernovae, qui donnent Emax entre 10 et 80 TeV, en prenant B = 10 G: Reynolds and Keohane 1999 (ApJ 525, 368), jeunes restes galactiques Hendrick and Reynolds 2001 (ApJ 559, 903), restes des Nuages de Magellan Dyer et al. 2001 (ApJ 551, 439), SN 1006 jusqu’à une énergie maximale (Lagage et Cesarsky 1983, A&A 125, 249)

Rayonnement non thermique Synchrotron de la radio aux X Thermique (brems + raies) en X 0 après collisions p-p au GeV Compton inverse sur le CMB au TeV Ellison, Berezhko et Baring 2000, ApJ 540, 292

SN 1006: First evidence for electrons accelerated up to TeV energies 1995: Discovery of X-ray synchrotron emission in the bright rims of SN 1006 with ASCA (Koyama et al. 1995, Nature 378, 255) 1998: Discovery of TeV gamma-ray emission with Cangaroo (Tanimori et al. 1998, ApJ 497, L33) => Existence of electrons with energies up to 100 TeV. ASCA Koyama et al. 1995, Nature 378, 255)

CANGAROO TeV γ-rays Fγ / Fx ~ UCMB / UB => B ~ 6.5 μG (Tanimori et al. 1998, ApJ 497, L33) Inverse Compton on 3 K CMB by the same TeV electrons emitting the X-rays by synchrotron Fγ / Fx ~ UCMB / UB => B ~ 6.5 μG

SN 1006 with XMM-Newton R. Rothenflug et al. 0.5 – 2 keV band Thermal + Non-thermal emission ROSAT image + ASCA spectrum 2 – 10 keV band Mostly non-thermal emission MOS images, 2 pointings

Shock acceleration B Combined Molonglo + Parkes radio image at 843 MHz with 44" x 66"  (FWHM) spatial resolution (Roger et al., ApJ 332, 940). Synchrotron emission from shock-accelerated electrons. The X-rays are emitted by the highest energy electrons. Cosmic-ray protons have the same energy distribution as electrons until radiative losses start playing a role (not in SN 1006 ?).

Spectral modelling North East South East We fitted the spectra with a two-component model: synchrotron emission from a cut-off electron power law (SRCUT) thermal emission from a plasma out of ionisation equilibrium behind a shock (VPSHOCK) with variable abundances. The interstellar absorption was fixed to NH = 5 1020 cm-2. The slope of the electron power-law was fixed to 2.2 (α = 0.6 in the radio). The normalisation of the synchrotron component was fixed using the radio data, and only the cut-off frequency was left free. South East

Cut-off frequency νcut (eV) ~ 0.02 B(μG) E2cut (TeV) We have measured for the first time the spatial variations of the cut-off frequency of the synchrotron emission in SN 1006. The azimuthal variations are very strong, and cannot be explained by variations of the magnetic compression alone. This implies that the maximum energy reached by accelerated particles is higher at the bright limbs than elsewhere. If we trust the TeV observations for B ~ 10 μG, the maximum energy reached at the bright limb is at least 70 TeV. νcut (eV) ~ 0.02 B(μG) E2cut (TeV)

Emission synchrotron X de SN 1006 27 juin 2002 Jean Ballet (SAp, CEA Saclay) Emission synchrotron X de SN 1006 XMM-Newton permet d’étudier les variations spectralesà une échelle inférieure à la minute d’arc (5% du rayon), et de distinguer les contributions thermique et non thermique La comparaison des données radio et X dans SN 1006 montre clairement des variations à grande échelle de la fréquence de coupure synchrotron, qui ne peuvent être imputées à la seule variation de compression magnétique L’énergie maximale atteinte par les électrons doit être plus élevée dans les zones brillantes (champ perpendiculaire)