l’astronomie gamma aux très hautes énergies en ce début de décennie

L’astronomie gamma aux très hautes énergies en ce

début de décennie

Hélène Sol, CNRS, LUTH/OP

d’après

Atelier « Astrophysique avec CTA », Grenoble, 5 et 6 décembre 2011

Sommaire

1) Mécanismes aux VHE

2) Objets compacts (trous noirs, étoiles à neutrons …)

• Régime quasi-stationnaire• Cataclysmes ou post-explosions

3) Sources ‘passives’

4) Etoiles et starbursts, milieux diffus

Sommaire

1) Mécanismes aux VHE

2) Objets compacts (trous noirs, étoiles à neutrons …)

• Régime quasi-stationnaire• Cataclysmes ou post-explosions

3) Sources ‘passives’

4) Etoiles et starbursts, milieux diffus

Rayons gamma VHE

p+

e-

Particules massives(matière noire, cordescosmiques, …)

accélération

désintégration, interaction

Scénarios hadroniques

Scénarios leptoniques

E2 d

N/d

E

énergie E

0 annihilation

IC

e- (TeV) Synchrotron (eV-keV)

(TeV) Compton inverse

SSC or EC (eV)

B

Accélération d’électrons

-

0

+

(TeV)

p+ (>>TeV)

matière(ou photons)

Accélération de p+

Quels mécanismes d’émission ?

Deux familles de modèles

• Scénarios leptoniques : radiation synchrotron et Compton-Inverse (IC) d’electrons (positrons) relativistes

e + B e + B + γ, dans champ magnétique B e + γ0 e + γ, avec hν ~ min [γe

2hν0, γemec2], IC sur l’émission synchrotron (SSC) ou sur un champ de photons externes (EC)

• Scénarios hadroniques : Interaction de protons énergétiques (RC) avec le gaz local et les rayonnements de fond

p + p N + N + n1(π+ + π-) + n2 π0 ( N = p ou n) p + γ p + π0, n + π+, autres (pour γphν > mπc2); ou p + e+ + e- (for γphν >

2mec2)

Puis annihilation π0 2 γ qui produit des photons VHE avec Eγ ~ Eπ /2 ~ 10% Ep,i

+ annihilation pions muons e- et neutrinos secondaires

Alternatives : rayonnement de courbure et synchrotron de protons VHE.

Quels mécanismes d’émission ?

• Jusqu’ici, toutes les émissions détectées aux VHE nécessitent des mécanismes d’accélération efficaces.

• Accélération de Fermi : mécanismes du 1er et 2eme ordre dans chocs et turbulence majoritairement invoqués pour expliquer les sources cosmiques VHE. La puissance hydrodynamique de plasmas peu denses est convertie en énergie de particules (jusqu’à ce que la densité d’énergie dans les particules affectent l’écoulement et le processus d’accélération).

• Intérêt grandissant pour des solutions alternatives : reconnection magnétique, forces électriques directes, forces centrifuges

• De fait, toutes les sources VHE ‘actives’ détectées jusqu’ici hébergent des écoulements de matière (outflows/inflows) très énergétiques.

• Les VHE explorent donc les accélérateurs extrêmes de notre univers, à l’origine entre autres des rayons cosmiques.

Quels mécanismes d’accélération ?

Particules de haute énergie : une composante importante de notre univers

• Composante intrinsèque des plasmas cosmiques, avec le gaz et les champs électromagnétiques

• Contribution à la pression et à l’énergie totale.

Dans le milieu interstellaire : wHE ~ wgaz ~ wB ~ wstar-light

• Révèlent l’univers non-thermique et hors équilibre, les réservoirs d’énergie, les phénomènes extrêmes, les grands accélérateurs cosmiques de particules : chocs forts, turbulence, milieux relativistes et magnétisés …

Que voyons-nous au TeV ? Que voyons-nous au TeV ?

Spectre en loi de puissance, distribution bi-modale,variabilité (ici, un NAG)

ex de spectre : ex de distribution en énergie spectrale :

La population de sources VHE en 2011

Sommaire

1) Mécanismes aux VHE

2) Objets compacts (trous noirs, étoiles à neutrons …)• Régime quasi-stationnaire : (pulsars ?), binaires,

noyaux actifs de galaxies• Cataclysmes ou post-explosions : pulsars, vents de

pulsars (PWN), restes de SN, sursauts gamma

3) Sources ‘passives’

4) Etoiles et starbursts, milieux diffus

Sommaire

1) Mécanismes aux VHE

2) Objets compacts (trous noirs, étoiles à neutrons …)• Régime quasi-stationnaire : binaires, noyaux actifs

de galaxies• Cataclysmes ou post-explosions : pulsars, vents de

pulsars (PWN), restes de SN, sursauts gamma

3) Sources ‘passives’

4) Etoiles et starbursts, milieux diffus

Systèmes stellaires binaires : candidat microquasar

Détection aux HE de la période orbitalePorb = 3.9 jours

Système bien contraint :permet des modélisationsdétaillées.

2 états spectrauxvus au TeV

HESS J0632+057 : le premier système binaire découvert suite aux observations en VHE

Binarité suspectée d’après les données VHE, ettrouvée en X. Longue période de ~ 321 jours (2011)

Amas d’étoiles et l’énigme de l’amas globulaire Terzan 5

Populations importantes de binaires et de pulsars dans l’amas. Mais n’expliquent pas une émission gamma VHE décalée par rapport au centre, et allongée. (PWN superposée ? ~ 1% proba)

Campagne multi-lambda en 2008, avec HESS, FERMI, RXTE, SWIFT, ATOMModèles simples leptoniques et hadroniques : expliquent bien l’état « moyen », stationnaire. Phénomènes variables et corrélations multi-lambda plus difficiles à cerner, à l’étude.

Fermi

HESS

Le blazar PKS 2155-304 en 2008 (état calme)

rayons X

optique

Suivi par HESS d’une éruption extraordinaire de ce blazar en 2006.Alertes et campagnes multi-lambda.

Variabilité détectée jusqu’à l’échelle de la minute Zone d’émission de la taille de l’horizon du trou noir, et jet très relativiste

1er « flare »

2ème « flare »

Le blazar PKS 2155-304 en 2006 (état extrêmement actif )

PKS 2155-304Le 1er flare

Exemple de modélisation decourbes de lumière et de SED par des scénarios SSCdépendant du temps, avec 5 composantes compactes dans le jet, de paramètreslégèrement différents, + une composante plusétendue lentement variable.

Descriptiondu 2eme flare par un scénario SSC dépendent du temps : Reproduit spectres et courbes de lumière en X et gamma.

PKS 2155-304 scénarios SSCLe 2eme flare adéquats pour les flares

AP Lib, la 3ème BL Lac de typeLBL détectée aux VHE (2011)

Un nombre croissant de blazars VHE de tous types(HBL, IBL, LBL, FSRQ …) > 40 blazars VHE

Blazar à grand z = 0.287 1ES 0414+009 (2011)

Pb SSC : Largeurs des pics

Pb SSC : pente

Intérêt multi-lambda et VLBI.Surveillance du noyau deM87 par le VLBA à 43 GHztous les 5 jours : explore l’échelle sub-mas, étude formation et collimation du jet.

Flux radio du noyau croissantlors d’une activité au TeV.(Science, 2009)Suivi et analyse en cours descorrélations complexes radio-TeV (2011)

0.5 mas = 0.04 pc = 140 Rs

L’émergence des radiogalaxies aux VHE 4 radiogalaxies vues au TeV !

La radio galaxie Cen A

5σ

Cen A : émission VHE compatible avec le coeur radio et les jets du kpc

Zones VHE possibles :- magnétosphere du TN- base des jets- jets et lobes internes- halo de paires dans la galaxie-hôte

Disparité des 4 radiogalaxies détectées au TeV à ce jour :M87, Cen A, NGC 1275, et IC310 (serendipitous discovery) une nouvelle classe de NAG : les « VHE radiogalaxies »Les VHE sondent une zone bien spécifique, inaccessible à d’autres énergies.

Sommaire

1) Mécanismes aux VHE

2) Objets compacts (trous noirs, étoiles à neutrons …)• Régime quasi-stationnaire : binaires, noyaux actifs de

galaxies• Cataclysmes ou post-explosions : pulsars, vents

de pulsars (PWN), restes de SN, sursauts gamma

3) Sources ‘passives’

4) Etoiles et starbursts, milieux diffus

Première détection d’émission VHE pulsée (> 25 GeV) d’un pulsar : le pulsar du Crabe (Science, 2008)

MAGIC

Interpulse à 3.4σ

Pulse en phase avec EGRET

Détection d’une évolution spectraleavec la distance au pulsar constraint bien les modèles :Favorise les scénarios avec « électrons » + pertes radiatives

Nébuleuses de vent de Pulsar

HESS

HESS

HESS J1303-631 : longtemps connue en VHE exclusivement, puis identifiée comme PWN grâce à la spectro VHE 2D !

contours en X

Une nébuleuse de vent de pulsar dans le reste de SN G327.1-1.1

Source composite à 9kpcAge : 18 000 ans Mise en évidence du mouvement du pulsarpar cartographie multi-lambda. Impulsion initiale du pulsar à sa naissance ?

Une PWN vue en VHE dans le Grand Nuage de Magellan

• Source VHE à 14 sigma dans une région de forte formation d’étoiles (Nébuleuse de la Tarantule) du LMC à 48 kpc :

- le reste de SN N157B,

- le pulsar 16ms PSR J0537-6910

- la SN1987A : non

- 30 Doradus : non

(Déc 2011)

Luminosité gamma~ 8% de la perte d’énergie rotationnelle du pulsar PWN

X

Présence de particules à E> 100 TeV dans le RSN. Origine des rayons cosmiques

Restes de SuperNovae ex : RXJ1713.7-3946

keV TeV

HESS

RSN en coquilleD ~1.3 kpcMorphologiegamma complexeassez similaire à la carte en X.

Origine de l ’émission ?- Hadronique (B amplifié, finesse des filaments en X …)- Leptonique (absence de X thermiques …)

Grande variété des restes de SN détectés aux VHE

SN 1006 : reste localisé dans un MIS assez uniforme. Etude de la géométrie de l’accélération relativement à l’orientation du champ magnétique. Accélération plus efficace aux « calottes polaires »,

quand Vchoc // B.

Les IACT sondent maintenantdes restes plus faibles.Ici, émission VHE du reste de la SN G15.4+0.1Classification, morphologie, âge

Sursauts gamma : Pas encore détectés en VHE par les ACT, malgré des pointages rapides.Résultats prometteurs par Fermi.

Les flux VHE devraient être accessibles à la prochaine génération de ACT. Difficultés : les sursauts à grand z sont très absorbés par l’EBL, et les sursauts à petits z sont souvent très courts (nécessitant une vitesse de réaction très rapide)

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1) Mécanismes aux VHE

2) Objets compacts (trous noirs, étoiles à neutrons …)

• Régime quasi-stationnaire• Cataclysmes ou post-explosions

3) Sources ‘passives’

4) Etoiles et starbursts, milieux diffus

Illumination de nuages moléculaires par rayons cosmiques de SNR ?

Carte en CO, radio et VHE

Le reste de SN G318.2+0.1et son environnement

VHE

Le centre galactique (compact / diffus)

2 sources compactes brillantes au TeV: . J1745-290 (Sgr A* ?). G0.9+0.1200 pc, résolution < 6’

Emission diffuse, vue aprèssoustraction des deux sources compactes :Flux gamma + contours blancsde CS, traceur moléculaire corrélation VHE - CS

Flux observé au TeV flux : nécessite une densité d’énergie de rayons cosmiques > 3 fois celui de l’environnement solaire Événement récent d’accélération de particules, < 10 000 years,

près du Centre Galactique (SNs ou trou noir actif).

Sommaire

1) Mécanismes aux VHE

2) Objets compacts (trous noirs, étoiles à neutrons …)

• Régime quasi-stationnaire• Cataclysmes ou post-explosions

3) Sources ‘passives’

4) Etoiles et starbursts, milieux diffus

Rayons gamma VHE d’amas stellaires jeunes Westerlund 2

contours TeV : 5, 7, 9 σ

binaireWR 20a,et WR 20b

Contours TeV surimage en B

Origines de l’émission au TeV ?- Colliding winds in the supermassive system WR 20a - Collective effect of stellar winds from hot and massive stars- Acceleration in shock from a superbubble wind - Supersonic winds / ISM interaction -- or compact object ?? requires further investigation with higher sensitivity

and angular resolution.

Analyses multi-lambda approfondies de

Westerlund 2

Configuration particulière de nuages moléculairesen collision. Présence de pulsars dans le voisinage !!... Association des VHE aux étoiles WR toujours possible, mais identification incertaine.

La région de formation d’étoiles W43et HESS J1848-018

Carte de m’émission CO à 5 kpc (85-95 km/s) et contours VHE superposés (en gris clair).

Au centre, étoile de Wolf-Rayet WR 121. Identification/association plus probable pour l’émission VHE.

Galaxies à flambée d’étoiles

Arp 220 (ULIRG) NGC 253

HST

Chandra

Collision,formationd’étoiles,supervent …

Détections de M82 par VERITAS et de NGC 253 par HESS (ICRC, 2009)

Connection AGN-starburst ?

Détection VHE de galaxies starburst :cohérent avec les scénarios disponibles

Détecter les amas degalaxies ? Amas Coma non-détecté en VHE

Chandra

HESS

Autre milieu diffus, intervenant (absorbant) :le fond diffus infrarouge extragalactique, et l’absorption des rayons gamma VHE contraintes sur les spectres de NAG et sur l’EBL

Conclusion et perspectives

• Emission en VHE : nécessite généralement à l’origine une forte libération d’énergie gravitationnelle, enclenchant des accélérations extrêmes de particules (régimes quasi-stationnaire ou cataclysmique)

classification, évolution des ‘cataclysmes’

• Propagation des rayons cosmiques ainsi générés : devrait révéler de + en + d’émetteurs VHE ‘passifs’ (nuages interstellaires …)

• Génération de rayons cosmiques dans vents stellaires (hors contexte objets compacts) : ouvre une toute nouvelle catégorie de sources aux VHE

• Un « Big Challenge » : mettre en évidence des émissions VHE dues à l’annihilation de particules massives …

Avant CTA : le télescope HESS 2, photographié samedi dernier