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SF2A/PCHE Paris 18 juin 2004
Very high energy emission of blazars and the physics of relativistic jets *
G. Henri, L. SaugéLaboratoire d ’Astrophysique de Grenoble
* Emission de très haute énergie des blazars et physique des jets relativistes
SF2A/PCHE Paris 18 juin 2004
Noyaux Actifs de Galaxies (NAG)
Sources de rayonnnement intense au cœur de 10% des galaxies
Présence d’un trou noir supermassif (106- 109 M)Accrétant ~1 M/an
* L de 1010 à 1015 L
* Variabilité intense (mn - h - an)* Emission haute énergie (X, voire * Jets radio dans 10% des cas
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SF2A/PCHE Paris 18 juin 2004
Objets radio-louds et blazars
10 % des NAG ont une émission radio intense (radio-louds)
-Température de rayonnement très (trop) grande T>1012 K
-VLBI -> déplacements superluminiques V apparente ~ 10 c
Nécessite un jet relativiste à grand facteur de Lorentz avec un petit angle % ligne de visée vapp ≤ c
Mouvement superluminique dans 3C 279
SF2A/PCHE Paris 18 juin 2004
q
Amplification Doppler
q
Facteur Doppler associé au mouvement relativiste
Fréquences x t variabilité % Intensités spécifiques x 3
(1 cos ) 1
0
5
10
15
20
0 20 40 60 80 100
Angle (°)
Doppler factor
1
2
5
10
50
† ~ 2
† ~
Radio-galaxiesBlazars Angle caract.
SF2A/PCHE Paris 18 juin 2004
Blazars émetteurs gammas (grazars)
Emission des NAGs découverte presque simultanément :
•Par le télescope Cerenkov atmosphérique Whipple (>100 GeV), puis CAT, HEGRA,HESS•6 + qques ? sources(cf présentations M.Tluckykont, N. Leroy, A. Lemiere…)
•Par le satellite CGRO (EGRET : 30 MeV-30 GeV)•~ 80 sources
Markarian 421
3C 279/3C 273
SF2A/PCHE Paris 18 juin 2004
Blazars émetteurs gammas (grazars)
-Emission gamma d’origine non thermique
- Seuls des objets radio-louds sont détectés
-Mouvement relativiste nécessaire pour éviter l’absorption
Source de l’émission dans les jets relativistes
Q: en quoi l’émission peut-elle aider à comprendre l’origine des jets ?
SF2A/PCHE Paris 18 juin 2004
Modèle « Standard » de l’émission
Photons de haute énergie produits par diffusion Compton Inverse sur des photons « mous »
- disque d’accrétion- raies de fluorescence
optiques- synchrotron (SSC)
Jet relativiste b = 10Injection de particules @ ≈ 103 - 106
Chocs internes ?
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Modèle « une zone »
• Un blob sphérique homogène, rempli par un champ magnétique et un plasma; particules ayant une énergie caractéristique c
• Processus Synchrotron Self Compton dominant
• 5 paramètres : R, B, n, c, et • 4 contraintes : fréquences et
intensités des deux pics synchrotron et CI
• Un paramètre libre ! Contrainte supplémentaire : variabilité et/ou opacité gamma .
BR
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Opacité
Photons d’énergie mec2 absorbés essentiellement par des photons d’énergie -1
mec2
Soit E’(keV) = 1/E(GeV)Ou encore ’(m)=E(TeV)
NB L’absorption peut être extragalactique (1) et/ou intrinsèque (2)
* (1) conduit à réevaluer la luminosité réelle de la source
* (2) pose des contraintes sur le facteur Doppler
SF2A/PCHE Paris 18 juin 2004
Fits spectraux
Injection de particules en loi de puissance+refroidissement.n±() -s, min< <max
min = 4 105, max = 3 106, s=1 (!)
En théorie compatible avec chocs mais valeurs numériques « peu plausibles »
Injection d’une « pile-up »+refroidissementn±() 2exp(-/c) c=1.3 106
+ moyenne dans le temps (Saugé & H. subm.)Compatible avec une accélération diffuse (Fermi 2e ordre)
Dans tous les cas, grands facteurs de Lorentz nécessaires !
Pian et al. 1998
= 15(non corr.)
= 25 ( corr.)
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Contraintes d’opacité
Limite maximale de la densité en photons mous = f()
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Problèmes avec les grands facteurs Doppler
- Difficiles à justifier théoriquement !! - Absence de mouvement superluminique et d’indices de grand facteur Doppler ( Tr < 1012 K) dans les blazars TeV - Problèmes avec la statistique d’objets amplifiés/désamplifiés (contreparties non alignées avec la ligne de visée).
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Amplification relativiste
Angle caractéristique de beaming ~ -1
Unification BL Lacs <-> Radiogalaxies (FR I) (Padovani Urry
95)Facteur Doppler varie entre -1 et 2
€
NbeamNunbeam
≈ Γ−2€
LbeamLunbeam
≈ Γ8
Prédit < 10-4
Observé ~ quelques 10-2
Prédit > 109
Observé ~ quelques 104
(e.g. Trussoni et al. 2003)
Indique plutôt ~3-5
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Modèle « slow jet + fast spine »
(Chiaberge et al. 2000)
Suppose une structure « rapide » ~15 à l’intérieur d’un jet plus lent ~3 * radio-galaxies dominées par l’émission du jet « lent »* Blazars dominés par l’émission du cœur.
Peut résoudre le problème du contraste de luminosité mais pas celui du nombre de sources (ne change pas beam !!!)Incompatible avec la grande proportion de blazars observés au TeV (H. & Saugé in prep.).
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Un petit facteur de Lorentz?
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Un petit facteur de Lorentz? (suite)
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Un petit facteur de Lorentz? (suite)
SF2A/PCHE Paris 18 juin 2004
Conséquence d’un petit facteur de Lorentz
Absorption inévitable pour une source homogène Seule solution: jet inhomogène et stratifié
Spectre synchrotron plus dur -> distribution en particules plus dure. Si distribution quasimono-energetique -> Pile-up
Accélération continue dans le jet, pas de choc !
Production de paires probablement importante(H. & Saugé in prep)
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Le modèle à deux fluides
(Sol, Pelletier, Asséo 1985, Marcowith et al. 1995)
Suppose deux structures de jets différentes:Un jet émis par le disque d’accrétion par un processus
MHD, faiblement relativiste (v~0,5 c)+ un faisceau de paires e+/e- hautement relativiste
• Faisceau produit in-situ de manière consistente :• quelques e- accélérés• émission X et par synchrotron/ Absorption
crée de nouvelles paires• paires réaccélérées par la turbulence du jet
ambiant.hvs X,+e -e
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Accélération du plasma de paires
• Effet Compton dans un champ de photons ANISOTROPE provoque une force dirigée
• Il existe une vitesse d ’équilibre pour laquelle la force s’annule.
• Pour un plasma chaud, la force est x par <2> (NB : ne change pas la vitesse d’équilibre).
< = eq > eq
F
F = 0
F
eq
Frad >0 accélération
Frad =0 équilibre
Frad <0 freinage
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Accélération du faisceau de paires
Veq (z)
V (z) (plasma chaudDisque lumineux)
V (z) (plasma froid ou Disque peu lumineux)
Zone d’émission
(Renaud & H. 1998)
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Conclusions
•L’étude détaillée de l’émission haute énergie, jointe à d’autres données astrophysiques, peut apporter des contraintes fondamentales sur la physique des jets relativistes autour d’un trou noir.•Les données actuelles défavorisent le modèle « standard » : choc dans un jet relativiste à grand facteur de Lorentz•Modèle à deux fluides compatible avec les observations: petit facteur de Lorentz, jet continu•Développement de modèles dépendant du temps en cours.