Accélération de particules: quoi? Comment? Jusqu où? G.Henri, Laboratoire d Astrophysique de l...

Accélération de particules: quoi? Comment? Jusqu ’où?

G.Henri, Laboratoire d ’Astrophysique de l ’Observatoire de Grenoble

Particules énergétiques: évidences observationnelles

Structures radio interprétées comme de l ’émission synchrotron

2 types de structures

– FRI : jets faibles, peu focalises, L maximale vers le coeur

– FR II : jets puissants, très collimatés, L maximale vers les hot spots.

HENRI:HENRI:

Contreparties « quasi-stellaires »: jet vu à petitangle, « eblouissant » la galaxie sous jacenteFRI ´ BL LacsFR II radio quasars ?

M84

CygA

Mkn 421

Observés en VLBI à petite échelle (kpc)

détectables pour

Fournit une limite inférieure à b

Compatible avec b ~ 10

Facteur Doppler

explique

la variabilité

l ’intensité

Mouvements superluminiques

vapp≤γbvb ≈γbc

vb >c2

tvar∝δ−1

δ = γb(1−βbcosθ)[ ]−1~2γb

Iν ×δ3

Emission gamma

Emission gamma > 100 MeV détectée par EGRET sur ~ 60 blazars + 1 radio-galaxie (FRI) CenA

juin 2000 !

Détectés par les télescopes Cerenkov au sol (Whipple, HEGRA, CAT) pour 2 blazars (BL Lacs) + 3 non conf?

Emission gamma TeV

Caractéristiques de l ’émission gamma

* Observées uniquement chez des émetteurs radio intenses, dominés par le rayonnement non thermique (blazars)

* Emission parfois très intense, dominant apparemment le spectre é.m. ( 1048 erg.s-1, soit 1015 L sol)

* Variabilité rapide, incompatible avec la condition de transparence si la source est statique et isotrope

émission a lieu dans le jet relativiste

Mais nature des particules émettrices, localisation et processus d ’accélération encore en discussion

Mecanisme de Fermi

Collision d ’une particule de masse m sur un diffuseur de masse M>m en mouvement.

ΔE =1

2m(pf

2 −pi2)

=1

2m(r p f

* +mr v g)2 −(

r p i

* +mr v g)2[ ]

=r V ⋅Δ

r p

pi

m

M >> m

pf

V ≈ vg

Fermi 2e ordre

Centres diffuseurs de vitesses aléatoires

Ex: turbulence d ’Ondes d ’Alfvèn avec V=vA

Diffusion par interaction résonante avec les particules telles que rg ~ A

<vg ⋅Δp>=0 au premier ordre, mais ΔEE

∝vAc

⎛ ⎝ ⎜

⎞ ⎠ ⎟

2>0 au second ordre

Pour les e, accélération efficace uniquement au-dessus d ’un seuil

γmin~mp

me

vAc

~102 Problème de l ’injection?

Fermi 1er ordre

Choc magnétisé

u1 u2

Gain d ’énergie systématique à chaque aller-retour

ΔEE

~u2 −u1

c

Jusqu ’à échappement des particules

Facteurs limitant l ’accélération

Confinement magnétique

Pertes d ’énergie

Synchrotron ou Compton inverse

Temps d ’échappement tesc≈R/u oulD u

rL ≤R⇒ E <ZeBR

tr ≈mcσT

(Wemγ)−1

Construction d ’une fonction de distribution

tacc

tr

tesc

tacc

tr

Temps car.

γ

n(γ) ∝γ2exp−(γ /γ )β[ ]

Quasi-maxwellienne (pile-up) Loi de puissance coupée

n(γ) ∝γ−pexp−(γ /γ )β[ ]

Turbulence délocalisée (Fermi 2) choc (Fermi 1)

Mécanismes impulsifs

• Champ électromoteur autour d ’un trou noir en rotation rapide

(Blandford-Znajek)

Pbe: refroidissement rapide dans le

champ de photons extérieur

• Reconnexion magnétique

Topologie de B mal connue

• Solitions relativistes se déplaçant à v*~c (Pelletier 2000)

Génération de solitons en sens inverse, protons relativistes?

ΔEE

~γ*2 >>1

∆V= B rg2 ΩΩB

EB

Que déduire des observations?

Fv ∝ν−α

Explicables par des lois de puissance en énergie

Observations donnent souvent des lois de puissances

n(γ) ∝γ−p avecα =p−12 Modèles de chocs dans jets relativistes

MaisDistribution dans les chocs perturbées par tous les effets suppléméntaires:Contre réaction des particules relativistes, inclusion du second ordre....

Certains spectres plus proches de distribution monoenergetiques ou de multiples loi de puissances

Loi de puissance peuvent être obtenues par superposition spatiale de spectres de pile-up inhomogènes B(z), r(z)..

Questions encore ouvertes...

Nature des particules relativistes

Processus électromagnétiques– Synchrotron

– Compton Inverse (externe ou Synchrotron Self Compton)

– Production de paires e

Processus hadroniques avec p (>107)– Synchrotron des p

– Collisions p-p– Production photo pion p + eProton

Induced Cascade)

Nécessite une source extérieure de photons, externe ou synchrotrons!

Sursaut X et de Mkn 501

Modèle hadronique

Synchrotron e- diffus

Synchrotron e± des

Synchrotron desSynchrotron e± des

(Rachen 2000)

Modèle SSC

Synchrotron e- diffus

Synchrotron e- coeur

Synchrotron Self Compton

(eg Ghisellini )

Modèle de paires

Synchrotron e± diffus

Synchrotron e± coeur

Synchrotron Self Compton après absorption

(Renaud, Henri, Pelletier... )

Synchrotron Self Compton nonabsorbé

Contraintes sur l ’accélération

Temps d ’accélération > temps gyration ~Aωs−1 A≥1

Limite radiative pour tacc ~ tsync , donne γmax≈5.107A−1/2B(G)−1/2

Soit pour e± hvs,max≈A−1α−1mc2 ≈60MeV

A

Possibilité d ’observer des blazars synchrotron > MeV (Ghisellini)?Pas si absorption importante

Pour p+ hvs,max≈A−1α−1mc2 ≈120GeV

A

si mouvement relat.×δ

improbable pour expliquer l ’emission au TeV

Variabilité

Variabilité au TeV < hr ~ R/c limite le quotient R/

Hadronique vs protonique

LPICLSSC

≤0.1up

uph

B1G

⎡ ⎣ ⎢

⎤ ⎦ ⎥ 3 R

1016cm

⎡ ⎣ ⎢

⎤ ⎦ ⎥ 2

(Rachen 2000)

Encore compatible avec les differents modèles, mais modèles hadroniques défavorisés par une variabilité rapide, et nécessitent un grand B

N.B. Grandes incertitudes sur les causes de la variabilité!! Observations multi- indispensables

Conclusions

Malgré les données de plus en plus nombreuses, encore beaucoup d ’incertitudes sur l ’émission haute énergie des AGNs

- source primaire d ’énergétisation

- particules émettrices

- mécanismes d ’accélération

- origine de la variabilité

Nécessité du développement de modèles détaillés auto-consistants comparables et d ’observations le plus complètes possibles (couverture temporelle et spectrale)

Bonnes perspectives avec HESS, INTEGRAL, GLAST...