Julien Malzac CESR CNRS - Université de Toulouse avec l`aide de

Emission gamma de
haute énergie dans les
binaires
Julien Malzac
CESR
CNRS - Université de Toulouse
avec l’aide de Benoit Cerutti (LAOG) et Renaud Belmont (CESR)
Objet
PSR B1259
LS 5039
LSI +61 303
Cyg X-3
Cyg X-1
MAGIC
VERITAS
EGRET
FERMI
AGILE
FERMI
MAGIC
>10σ
non
4σ
instrument
HESS
HESS
EGRET
FERMI
détection
au TeV
13σ
~100σ
signal THE
variable
objet
compact
étoile à
neutrons
périodique/ périodique
périodique
variable
/sursauts
?
sursaut
?
?
trou noir
accrétion
(micro
quasar)
mécanisme
dissipatif
rotation
(pulsar)
?
pulsar ?
accrétion
(micro
quasar)
Type étoile
B
O
B
WR
O
L (erg/s)
3 10^37
7 10^38
10^38
2 10^39
1.3 10^39
★
Modèles dynamiques
Accéleration par choc
Emission Inverse Compton de paires e+-e- sur photons de
l’étoile compagnon
CTA
Découverte de nouvelles sources
Détection de microquasars au TeV ?
Large bande (10-10^5 GeV) + sensibilité:
➡ spectroscopie résolue en temps
➡ spectres en fonction de la phase orbitale
Pourquoi est-ce intéressant ?
Opportunité de sonder l’environnement des objets
compacts sur des échelles spatiales intermédiaires
Physique des jets/vents relativistes
Accélération de particules
Physique des chocs
Processus d’émission: modèle à une zone
γ
min
KN and e+-e-
synch
Injection continue d’électrons en loi de puissance (γmin=400 , γmax=107 )
Refroidissement et thermalisation par Inverse Compton, synchrotron,
collisions Coulomb, bremsstrahlung.
Production de paires e+-eTemps d’échappement supposé très grand devant temps de refroidissement.
Processus d’émission: modèle à une zone
γ
min
KN and e+-e-
synch
Injection continue d’électrons en loi de puissance (γmin=400 , γmax=107 )
Refroidissement et thermalisation par Inverse Compton, synchrotron,
collisions Coulomb, bremsstrahlung.
Production de paires e+-eTemps d’échappement supposé très grand devant temps de refroidissement.
Processus d’émission: modèle à une zone
γ
min
CTA
KN and e+-e-
synch
Injection continue d’électrons en loi de puissance (γmin=400 , γmax=107 )
Refroidissement et thermalisation par Inverse Compton, synchrotron,
collisions Coulomb, bremsstrahlung.
Production de paires e+-eTemps d’échappement supposé très grand devant temps de refroidissement.
Dépendance angulaire des processus radiatifs
Anisotropie Compton:
collisions photon-électron frontales favorisées
si électrons isotropes: émission focalisée
vers la source de photons mous
+ effets spectraux en régime KN
Opacité gamma-gamma: photons Gamma plus absorbés si:
- prés de l’étoile
- propagation en direction de l’étoile
➡Flux et spectre THE observés dépendent de la phase orbitale
(cf Dubus 2006; Dubus, Cerutti & Henri 2008)
Absorption gamma-gamma dans Cygnus X-1
➡Durant la détection MAGIC, le trou noir se trouvait derrière l’étoile...
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
➡ aucune détection attendue si l’on ne prends pas en compte
l’effet de la cascade de paires étendue
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➡ aucune détection attendue si l’on ne prends pas en compte
l’effet de la cascade de paires étendue
Absorption gamma-gamma dans Cygnus X-1
➡Durant la détection MAGIC, le trou noir se trouvait derrière l’étoile...
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➡ aucune détection attendue si l’on ne prends pas en compte
l’effet de la cascade de paires étendue
Cascades de paires spatialement étendues
Simulations Monte-Carlo:
Développement de la cascade 3D
Inverse Compton, production de paires e+-e-, synchrotron
Cygnus X-1
INTEGRAL
MAGIC
(Zdziarski, Malzac, Bednarek, MNRAS, 2009)
Cascades 3D magnetisées
Injection de photons (loi de puissance)
à la position de l’objet compact
Total
Première génération de paires
(Cerutti et al.
en préparation)
Cascades 3D magnetisées
Injection de photons (loi de puissance)
à la position de l’objet compact
Total
flux absorbé
Première génération de paires
Le champs magnétique supprime
l’émission au TeV
et ne peut pas être trop fort
(Cerutti et al.
en préparation)
Modulation orbitale dans LS 5039
injection d’électrons (PL pente -2) à la position de l’objet compact
Gamma 1ère génération: projection sur le ciel
Courbe de lumière totale
i=40 deg, B~0.8 gauss
(Cerutti et al. en préparation)
Evolution du spectre dans la bande CTA
(Cerutti et al. en préparation)
Evolution du spectre dans la bande CTA
EGRET
CTA
SUP
average
HESS
INF (0.45<ϕ<0.9)
(Cerutti et al. en préparation)
Autres effets potentiellement importants:
Source étendue/gradients/composantes multiples
Amplification Doppler
Propagation des paires e+-e- dans le champs magnétique
Entrainement et diffusions des paires dans les vent du pulsar/
étoile
Effets hadroniques
...
Méthode:
Modèles dynamiques et simulations (hydro/MHD)
➡ contraintes sur la géométrie et paramètres physiques
Prédictions détaillées spectres en fonction de la phase
Comparaisons au données CTA et multi-lambda
Conclusions
Avec CTA, passage de la détection des binaires gamma,
leur étude physique détaillée
à
Une modélisation détaillée de l’émission des binaires gamma
couplées à des observation CTA permettra de déterminer:
➡ géométrie de la source
➡ champ magnétique
➡ distribution des particules accélérées
Contraintes sur la physique des jets/vents, chocs, d’accélération ...