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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


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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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


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.


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


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 ?


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 ?


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


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


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.)


Contraintes d’opacité

Limite maximale de la densité en photons mous = f()


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).


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


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.).


Un petit facteur de Lorentz?


Un petit facteur de Lorentz? (suite)


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)


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


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


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)


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.

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