30/06/2005UHECR propagation - SF2A 20051 Influence de champs magnétiques extragalactiques...
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30/06/2005 UHECR propagation - SF2A 2005 1
Influence de champs magnétiques extragalactiques structurés sur la propagation des UHECRsE. Armengaud – APC / IAP
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Les UHECRs Sources et propagation des UHECRs Champs magnétiques extragalactiques Champs structurés : influence sur les
trajectoires Modèles de propagation des UHECRs
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Les UHECRs (E>1019 eV)
Atténuation GZK?Sources? (HiRes ne confirme pas)
Effet GZK et apparition de sources sontattendus dans le cadre d’un modèle“standard” des rayons cosmiques
Nature : protons / noyaux (?)
Nombre (normalisé)de paires d’événementsséparés par un angle φ
φ
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Sources plausibles des UHECRs Accélération “de Fermi”
Chocs astrophysiques (magnétisés)
Difficile d’atteindre 1020 eV... sources extragalactiques privilégiées pour les UHECRs
Plus facile pour des noyaux lourds que des protons
Sources “exotiques” Densité des sources
Paramètre mesurable (autocorrélation)
Exemples: AGNs avec LX > 1043 erg/s:
n ~ (1-5) 10-5 Mpc-3
GRBs : distribution quasi-continue
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Interactions des protons et noyaux Sections efficaces bien
connues Noyaux : améliorations
récentes Protons :
Production de paires Production de pions (CMB)
= “effet GZK” Noyaux :
Production de paires Photodissociation (fonds IR
+ CMB) ~ effet GZK Légère incertitude due au
fond IR extragalactique
Berezinsky et al., astro-ph/0502550
= J
(E)/
Jn
o in
ter
(E)
e+e-
Sources continues uniformes
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Déflections des UHECRs chargés R/Mpc ~ (E/EeV) / (Z B/nG) Champs B galactiques :
Ordre de grandeur relativement bien connu
Composante régulière + turbulente
Influence non négligeable Effet important pour Auger
Sud ?? Champs B extragalactiques
Très mal connus Quand a lieu la transition
diffusif balistique?
Déflection galactiqueProtons 40 EeVMedina-Tanco, astro-ph/9707041
Apparition de sources à hautesénergies ou de structures plus complexes?
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Mesures de champs B dans l’ICM Rayonnement radio
synchrotron moyennage sur de grands volumes
Rotation de Faraday en radio : Δφ = RM x λ2
RM ~ ∫ ne B|| dℓ sensible aux fluctuations à petite
échelle Champs B
Turbulents : Kolmogoroff (?) Coma : B ~ quelques μG (?) Extension ~ 100 kpc, 1 Mpc ??
Scaling B ~ ne0.5, ne
0.9 ?? Bonnes perspectives
observationnelles (ex. à long terme: SKA)
Clarke, astro-ph/0412268, préliminaire
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Modèles de champs B extragalactiques Origine:
Graine uniforme “cosmologique” Vents galactiques / d’AGN Génération aux chocs : par exemple mécanisme
de Biermann (+ amplification dynamo), instabilités Evolution cosmologique (simulation de grandes
structures) selon MHD Dans tous les cas, B renormalisé par
(Bcluster)z=0 ~ μG Difficile de confronter avec les données
actuelles!
Dolag et al.
Dolag et al.
Dolag et al. (JCAP 0501, 009) :• Graine uniforme B ~ (1-5) nG @ z ~ 20• Algorithme = “mariage” de SPH et de MHD• Simulation cosmologique “contrainte” : champ δρ initial déduit du survey de galaxies IRAS
Sigl et al. (PRD 043007) :• Champ généré au cours de l’évolution / champ initial uniforme• MHD sur réseau
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Modèles de champs B extragalactiques Génération aux chocs [a]
B plus étendu (filaments) Graine uniforme [b]
B concentré à l’intérieur des amas
Sigl et al.
[b]
[a]
Sigl et al.
~ 75 Mpc
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Champs B structurés : influence sur les trajectoires des UHECRs
Diffusion classiqueVol de Lévy = régime surdiffusif
On peut voir les amas/filaments comme des “centres diffusants”• La loi de la diffusion <x2> ~ t est valable si le milieu diffusant n’est pas trop inhomogène• On peut atteindre dans certains cas un régime surdiffusif <x2> ~ tγ avec 1<γ<2
• Quantification et conséquences en cours d’étude
Trajectoires typiquesD = f(t)
PréliminaireExemple irréaliste
Champ B : Sigl et al.
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Champs B structurés : influence sur les trajectoires des UHECRs
Scénario “champs faibles” “Cartes de déflection” = ∫ B┴
le long d’une droite
Protons, E=40 EeV Protons, E=100 EeV Dolag et al.
Influence négligeable horsdu coeur des amas
Astrophysique des UHECRpossible sur une grande part du ciel
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Modèle de propagation des UHECRs Grille de champ B (Sigl et al.) Sources discrètes, densité ~
10-5 Mpc-3 , distribuées selon la densité baryonique
Injection et propagation de protons/fer Suivi des secondaires Enregistrement “d’événements”
par un observateur = sphère de rayon ~ 1 Mpc dans un void
Etude des propriétés statistiques du spectre, de la composition, des anisotropies
Armengaud et al, astro-ph/0412525
• Protons• Spectre d’injection E-2.4
• Variance cosmique : fluctuationsdes positions des sources
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Modèle de propagation des UHECRs Grille de champ B (Sigl et al.) Sources discrètes, densité ~
10-5 Mpc-3 , distribuées selon la densité baryonique
Injection et propagation de protons/fer Suivi des secondaires Enregistrement “d’événements”
par un observateur = sphère de rayon ~ 1 Mpc dans un void
Etude des propriétés statistiques du spectre, de la composition, des anisotropies
Autocorrélation angulaireE > 100 EeV
• Même scénario• Variance cosmique considérable• “Champs forts” on observedes sources étendues
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Sources UHECR de noyaux lourds
Spectres par groupes de masses• Composante faible masse importante à basse énergie
“Toy model” = Sources de fer uniquement, spectre d’injection ~ E-2
Déflections importantes:• Champs B “étendus”• Sources de fer• Sources dans les amasCarte
de “déflection”(angle source-directiond’arrivée)
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Sources UHECR de noyaux lourds“Toy model” = Sources de fer uniquement, spectre d’injection ~ E-2
En cas de champs B “forts” et d’UHECRs lourds,les sources d’UHECR peuvent être significativement gommées
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Perspectives
Connaissances actuelles très limitées des champs B extragalactiques
Les conséquences pour l’observation de sources d’UHECRs ne sont pas évidentes Incertitudes sur le champ B Incertitudes sur la composition Incertitudes sur la distribution des sources
La mesure du “clustering” avec Auger pourra (peut-être) apporter des contraintes fortes Sur les sources des UHECRs Sur les champs magnétiques à l’échelle de l’Univers local
A l’heure actuelle, situationconfuse