Acc

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Accélération de particules quoi? Comment?
Jusqu où?

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

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Particules énergétiques évidences
observationnelles
HENRI

• 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.

M84
CygA
Contreparties  quasi-stellaires  jet vu à
petit angle,  eblouissant  la galaxie sous
jacente FRI BL Lacs FR II radio
quasars ?
Mkn 421
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Mouvements superluminiques

• Observés en VLBI à petite échelle (kpc)
• détectables pour
• Fournit une limite inférieure à gb
• Compatible avec gb 10
• Facteur Doppler
• explique
• la variabilité
• l intensité

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Emission gamma

• Emission gamma gt 100 MeV détectée par EGRET sur
  60 blazars 1 radio-galaxie (FRI) CenA

juin 2000 !
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Emission gamma TeV

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

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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 gg 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
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Mecanisme de Fermi
m
pi
M gtgt m

• Collision d une particule de masse m sur un
  diffuseur de masse Mgtm en mouvement.

V vg
pf
8
(No Transcript)
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Fermi 2e ordre

• Centres diffuseurs de vitesses aléatoires
• Ex turbulence d Ondes d Alfvèn avec VvA
• Diffusion par interaction résonante avec les
  particules telles que rg lA

au premier ordre, mais
au second ordre
Pour les e, accélération efficace uniquement
au-dessus d un seuil
Problème de l injection?
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Fermi 1er ordre
u1
u2
Choc magnétisé
Gain d énergie systématique à chaque
aller-retour
Jusqu à échappement des particules
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Facteurs limitant l accélération

• Confinement magnétique
• Pertes d énergie
• Synchrotron ou Compton inverse
• Temps d échappement

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Construction d une fonction de distribution
Turbulence délocalisée (Fermi 2)
choc (Fermi 1)
Temps car.
tr
tr
tacc
tacc
tesc
g
g
Quasi-maxwellienne (pile-up)
Loi de puissance coupée
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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 vc
  (Pelletier 2000)
• Génération de solitons en sens inverse, protons
  relativistes?

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Que déduire des observations?
Observations donnent souvent des lois de
puissances
Explicables par des lois de puissance en énergie
Modèles de chocs dans jets relativistes
Mais
Distribution 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...
15
Nature des particules relativistes

• Processus électromagnétiques
• Synchrotron
• Compton Inverse (externe ou Synchrotron Self
  Compton)
• Production de paires g g e
• Processus hadroniques avec p (ggt107)
• Synchrotron des p
• Collisions p-p
• Production photo pion p g p0, p g, m ,
  e ,n (Proton Induced Cascade)
• Nécessite une source extérieure de photons,
  externe ou synchrotrons!

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Sursaut X et g de Mkn 501
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Modèle hadronique
(Rachen 2000)
Synchrotron e des m
Synchrotron e- diffus
Synchrotron e des p0
Synchrotron m des p
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Modèle SSC
(eg Ghisellini )
Synchrotron e- coeur
Synchrotron e- diffus
Synchrotron Self Compton
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Modèle de paires
(Renaud, Henri, Pelletier... )
Synchrotron Self Compton non absorbé
Synchrotron e coeur
Synchrotron e diffus
Synchrotron Self Compton après absorption gg
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Contraintes sur l accélération

• Temps d accélération gt temps gyration

Limite radiative pour tacc tsync , donne
Soit pour e
si mouvement relat.
Possibilité d observer des blazars synchrotron gt
MeV (Ghisellini)? Pas si absorption gg importante
Pour p
improbable pour expliquer l emission au TeV
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Variabilité
Hadronique vs protonique
(Rachen 2000)
limite le quotient R/d

• Variabilité au TeV lt hr R/dc

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-l indispensables
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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...