30/06/2005UHECR propagation - SF2A 20051 Influence de champs magnétiques extragalactiques structurés sur la propagation des UHECRs E. Armengaud – APC

30/06/2005 UHECR propagation - SF2A 2005 1

Influence de champs magnétiques extragalactiques structurés sur la propagation des UHECRsE. Armengaud – APC / IAP


Les UHECRs Sources et propagation des UHECRs Champs magnétiques extragalactiques Champs structurés : influence sur les

trajectoires Modèles de propagation des UHECRs


Les UHECRs (E>1019 eV)

Atténuation GZK?Sources? (HiRes ne confirme pas)

Effet GZK et apparition de sources sontattendus dans le cadre d’un modèle“standard” des rayons cosmiques

Nature : protons / noyaux (?)

Nombre (normalisé)de paires d’événementsséparés par un angle φ

φ


Sources plausibles des UHECRs Accélération “de Fermi”

Chocs astrophysiques (magnétisés)

Difficile d’atteindre 1020 eV... sources extragalactiques privilégiées pour les UHECRs

Plus facile pour des noyaux lourds que des protons

Sources “exotiques” Densité des sources

Paramètre mesurable (autocorrélation)

Exemples: AGNs avec LX > 1043 erg/s:

n ~ (1-5) 10-5 Mpc-3

GRBs : distribution quasi-continue


Interactions des protons et noyaux Sections efficaces bien

connues Noyaux : améliorations

récentes Protons :

Production de paires Production de pions (CMB)

= “effet GZK” Noyaux :

Production de paires Photodissociation (fonds IR

+ CMB) ~ effet GZK Légère incertitude due au

fond IR extragalactique

Berezinsky et al., astro-ph/0502550

= J

(E)/

Jn

o in

ter

(E)

e+e-

Sources continues uniformes


Déflections des UHECRs chargés R/Mpc ~ (E/EeV) / (Z B/nG) Champs B galactiques :

Ordre de grandeur relativement bien connu

Composante régulière + turbulente

Influence non négligeable Effet important pour Auger

Sud ?? Champs B extragalactiques

Très mal connus Quand a lieu la transition

diffusif balistique?

Déflection galactiqueProtons 40 EeVMedina-Tanco, astro-ph/9707041

Apparition de sources à hautesénergies ou de structures plus complexes?


Mesures de champs B dans l’ICM Rayonnement radio

synchrotron moyennage sur de grands volumes

Rotation de Faraday en radio : Δφ = RM x λ2

RM ~ ∫ ne B|| dℓ sensible aux fluctuations à petite

échelle Champs B

Turbulents : Kolmogoroff (?) Coma : B ~ quelques μG (?) Extension ~ 100 kpc, 1 Mpc ??

Scaling B ~ ne0.5, ne

0.9 ?? Bonnes perspectives

observationnelles (ex. à long terme: SKA)

Clarke, astro-ph/0412268, préliminaire


Modèles de champs B extragalactiques Origine:

Graine uniforme “cosmologique” Vents galactiques / d’AGN Génération aux chocs : par exemple mécanisme

de Biermann (+ amplification dynamo), instabilités Evolution cosmologique (simulation de grandes

structures) selon MHD Dans tous les cas, B renormalisé par

(Bcluster)z=0 ~ μG Difficile de confronter avec les données

actuelles!

Dolag et al.

Dolag et al.

Dolag et al. (JCAP 0501, 009) :• Graine uniforme B ~ (1-5) nG @ z ~ 20• Algorithme = “mariage” de SPH et de MHD• Simulation cosmologique “contrainte” : champ δρ initial déduit du survey de galaxies IRAS

Sigl et al. (PRD 043007) :• Champ généré au cours de l’évolution / champ initial uniforme• MHD sur réseau


Modèles de champs B extragalactiques Génération aux chocs [a]

B plus étendu (filaments) Graine uniforme [b]

B concentré à l’intérieur des amas

Sigl et al.

[b]

[a]

Sigl et al.

~ 75 Mpc


Champs B structurés : influence sur les trajectoires des UHECRs

Diffusion classiqueVol de Lévy = régime surdiffusif

On peut voir les amas/filaments comme des “centres diffusants”• La loi de la diffusion <x2> ~ t est valable si le milieu diffusant n’est pas trop inhomogène• On peut atteindre dans certains cas un régime surdiffusif <x2> ~ tγ avec 1<γ<2

• Quantification et conséquences en cours d’étude

Trajectoires typiquesD = f(t)

PréliminaireExemple irréaliste

Champ B : Sigl et al.


Champs B structurés : influence sur les trajectoires des UHECRs

Scénario “champs faibles” “Cartes de déflection” = ∫ B┴

le long d’une droite

Protons, E=40 EeV Protons, E=100 EeV Dolag et al.

Influence négligeable horsdu coeur des amas

Astrophysique des UHECRpossible sur une grande part du ciel


Modèle de propagation des UHECRs Grille de champ B (Sigl et al.) Sources discrètes, densité ~

10-5 Mpc-3 , distribuées selon la densité baryonique

Injection et propagation de protons/fer Suivi des secondaires Enregistrement “d’événements”

par un observateur = sphère de rayon ~ 1 Mpc dans un void

Etude des propriétés statistiques du spectre, de la composition, des anisotropies

Armengaud et al, astro-ph/0412525

• Protons• Spectre d’injection E-2.4

• Variance cosmique : fluctuationsdes positions des sources


Modèle de propagation des UHECRs Grille de champ B (Sigl et al.) Sources discrètes, densité ~

10-5 Mpc-3 , distribuées selon la densité baryonique

Injection et propagation de protons/fer Suivi des secondaires Enregistrement “d’événements”

par un observateur = sphère de rayon ~ 1 Mpc dans un void

Etude des propriétés statistiques du spectre, de la composition, des anisotropies

Autocorrélation angulaireE > 100 EeV

• Même scénario• Variance cosmique considérable• “Champs forts” on observedes sources étendues


Sources UHECR de noyaux lourds

Spectres par groupes de masses• Composante faible masse importante à basse énergie

“Toy model” = Sources de fer uniquement, spectre d’injection ~ E-2

Déflections importantes:• Champs B “étendus”• Sources de fer• Sources dans les amasCarte

de “déflection”(angle source-directiond’arrivée)


Sources UHECR de noyaux lourds“Toy model” = Sources de fer uniquement, spectre d’injection ~ E-2

En cas de champs B “forts” et d’UHECRs lourds,les sources d’UHECR peuvent être significativement gommées


Perspectives

Connaissances actuelles très limitées des champs B extragalactiques

Les conséquences pour l’observation de sources d’UHECRs ne sont pas évidentes Incertitudes sur le champ B Incertitudes sur la composition Incertitudes sur la distribution des sources

La mesure du “clustering” avec Auger pourra (peut-être) apporter des contraintes fortes Sur les sources des UHECRs Sur les champs magnétiques à l’échelle de l’Univers local

A l’heure actuelle, situationconfuse

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30/06/2005UHECR propagation - SF2A 20051 Influence de champs magnétiques extragalactiques structurés sur la propagation des UHECRs E. Armengaud – APC