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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. Mécanismes aux VHE 2) Objets compacts (trous noirs, étoiles à neutrons …) Régime quasi-stationnaire

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

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  1. 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

  2. Sommaire • 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

  3. Sommaire • 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

  4. Particules massives (matière noire, cordes cosmiques, …) désintégration, interaction Rayons gamma VHE accélération  Scénarios hadroniques  Scénarios leptoniques p+ e-

  5. Accélération d’électrons Synchrotron  (eV-keV) e- (TeV) B  (TeV) Compton inverse SSC or EC  (eV) Accélération de p+ p+ (>>TeV) IC  (TeV) 0 matière (ou photons) E2 dN/dE - 0 annihilation + énergie E Quels mécanismes d’émission ? Deux familles de modèles

  6. Quels mécanismes d’émission ? • Scénariosleptoniques : 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 [γe2hν0, 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-) + n2π0( 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 avecEγ ~ Eπ /2 ~ 10% Ep,i + annihilation pions  muons  e- et neutrinos secondaires Alternatives : rayonnement de courbure et synchrotron de protons VHE.

  7. Quels mécanismes d’accélération ? • 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.

  8. 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 …

  9. Que voyons-nous au TeV ? ex de spectre : ex de distribution en énergie spectrale : Spectre en loi de puissance, distribution bi-modale, variabilité (ici, un NAG)

  10. La population de sources VHE en 2011

  11. Sommaire • 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

  12. Sommaire • 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

  13. Systèmes stellaires binaires :candidat microquasar 2 états spectraux vus au TeV Détection aux HE de la période orbitale Porb = 3.9 jours Système bien contraint : permet des modélisations détaillées.

  14. HESS J0632+057 : le premier système binaire découvert suite aux observations en VHE Binarité suspectée d’après les données VHE, et trouvée en X. Longue période de ~ 321 jours (2011)

  15. 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)

  16. Le blazar PKS 2155-304 en 2008 (état calme) optique Fermi rayons X HESS Campagne multi-lambda en 2008, avec HESS, FERMI, RXTE, SWIFT, ATOM Modèles simples leptoniques et hadroniques : expliquent bien l’état « moyen », stationnaire. Phénomènes variables et corrélations multi-lambda plus difficiles à cerner, à l’étude.

  17. Le blazar PKS 2155-304 en 2006 (état extrêmement actif ) 2ème « flare » 1er « flare » 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

  18. PKS 2155-304Le 1er flare Exemple de modélisation de courbes de lumière et de SED par des scénarios SSC dépendant du temps, avec 5 composantes compactes dans le jet, de paramètres légèrement différents, + une composante plus étendue lentement variable.

  19. PKS 2155-304  scénarios SSCLe 2eme flare adéquats pour les flares Description du 2eme flare par un scénario SSC dépendent du temps : Reproduit spectres et courbes de lumière en X et gamma.

  20. 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) AP Lib, la 3ème BL Lac de type LBL détectée aux VHE (2011) Pb SSC : Largeurs des pics Pb SSC : pente

  21. L’émergence des radiogalaxies aux VHE  4 radiogalaxies vues au TeV ! Intérêt multi-lambda et VLBI. Surveillance du noyau de M87 par le VLBA à 43 GHz tous les 5 jours : explore l’échelle sub-mas, étude formation et collimation du jet. Flux radio du noyau croissant lors d’une activité au TeV. (Science, 2009) Suivi et analyse en cours des corrélations complexes radio-TeV (2011) 0.5 mas = 0.04 pc = 140 Rs

  22. La radio galaxie Cen A 5σ

  23. 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.

  24. Sommaire • 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

  25. Première détection d’émission VHE pulsée (> 25 GeV) d’un pulsar : le pulsar du Crabe (Science, 2008) Pulse en phase avec EGRET Interpulse à 3.4σ MAGIC

  26. Nébuleuses de vent de Pulsar HESS HESS • Détection d’une évolution spectrale • avec la distance au pulsar • constraint bien les modèles : Favorise les scénarios avec « électrons » + pertes radiatives

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

  28. Une nébuleuse de vent de pulsar dans le reste de SN G327.1-1.1 Source composite à 9kpc Age : 18 000 ans Mise en évidence du mouvement du pulsar par cartographie multi-lambda. Impulsion initiale du pulsar à sa naissance ?

  29. 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) X Luminosité gamma ~ 8% de la perte d’énergie rotationnelle du pulsar  PWN

  30. Restes de SuperNovae ex : RXJ1713.7-3946 keV TeV RSN en coquille D ~1.3 kpc Morphologie gamma complexe assez similaire à la carte en X. HESS  Présence de particules à E> 100 TeV dans le RSN. Origine des rayons cosmiques Origine de l ’émission ? - Hadronique (B amplifié, finesse des filaments en X …) - Leptonique (absence de X thermiques …)

  31. Grande variété des restes de SN détectés aux VHESN 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 maintenant des restes plus faibles. Ici, émission VHE du reste de la SN G15.4+0.1 Classification, morphologie, âge

  32. 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)

  33. Sommaire • 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

  34. Illumination de nuages moléculaires par rayons cosmiques de SNR ? Le reste de SN G318.2+0.1 et son environnement VHE Carte en CO, radio et VHE

  35. Le centre galactique (compact / diffus) 2 sources compactes brillantes au TeV: . J1745-290 (Sgr A* ?) . G0.9+0.1 200 pc, résolution < 6’ Emission diffuse, vue après soustraction des deux sources compactes : Flux gamma + contours blancs de 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).

  36. 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

  37. Rayons gamma VHE d’amas stellaires jeunesWesterlund 2 binaire WR 20a, et WR 20b Contours TeV sur image en B contours TeV : 5, 7, 9 σ • 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.

  38. Analyses multi-lambda approfondies de Westerlund 2 • Configuration particulière de nuages moléculaires • en collision. Présence de pulsars dans le voisinage !!... • Association des VHE aux étoiles WR toujours possible, mais identification incertaine.

  39. 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.

  40. Galaxies à flambée d’étoiles Détections de M82 par VERITAS et de NGC 253 par HESS (ICRC, 2009) Connection AGN-starburst ? Chandra HST Collision, formation d’étoiles, supervent … Arp 220 (ULIRG) NGC 253

  41. Détection VHE de galaxies starburst : cohérent avec les scénarios disponibles

  42. Détecter les amas de galaxies ? Amas Coma  non-détecté en VHE Chandra HESS

  43. 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

  44. 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 …

  45. Avant CTA : le télescope HESS 2, photographié samedi dernier

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