Sources cosmiques de haute nergie: Pulsars et leurs Nbuleuses Plrions, Magntars, Microquasars Yves G

1
Sources cosmiques de haute énergiePulsars et
leurs Nébuleuses (Plérions),Magnétars,
MicroquasarsYves GallantLPTA, Université
Montpellier II

• Magnétosphères des pulsars (une introduction)
• Morphologie et hydrodynamique des nébuleuses
• Émission à très haute énergie des plérions
• Mécanismes daccélération et rayons cosmiques
• Autres objets compacts galactiques

2
Introduction à laPhysique magnétosphérique des
pulsars

• Pulsars isolés, ? sans accrétion
• Propriétés essentielles
• Étoile à neutrons
• Rotation rapide
• Champ magnétique fort
• Conséquences théoriques
• Champs électriques forts
• Création de paires e?
• Cylindre-lumière, calottes polaires
• Courant de Goldreich-Julian, Emax

3
Propriétés Étoiles à neutrons

• Un des stades finaux de lévolution stellaire
  (étoiles mortes) avec les naines blanches et
  les trous noirs
• Formées dans les explosions en supernovae
  détoiles massives (denviron 4 à 10 )
• Maintenues par la pression de dégénérescence des
  neutrons (comme celle des électrons pour les
  naines blanches) ?masse maximale 3
  (dépend de léquation détat)
• Masses observées (dans les binairesoù on peut la
  déduire) 1.4
• Rayon 10 km ? moment dinertie

4
Propriétés Rotation rapide

• Découverte des pulsars (1967) pulsations radio
  B191921, P 1.33 s
• ? étoile à neutrons (aucun autre objet connu ne
  peut tourner à cette vitesse)

• Pulsars jeunes P quelques ? 10 ms(Crabe 33
  ms PSR J0537-6910 16 ms)
• Sexplique par la conservation du moment
  cinétique lors de leffondrement du coeur de
  létoile massive
• Pulsars milliseconde (P lt 10 ms) recyclés,
  rotation accélérée par transfert de masse dans
  une binairePSR B193721 (découvert en 1982) P
  1.56 msJ1748-2446ad (découvert en 2005) P
  1.40 ms
• Énergie de rotation

5
Propriétés Champ magnétique fort

• Tous les pulsars isolés ralentissent (spin down)
• Dipôle magnétique dans le vide
  (validité plus générale)

• Mesure de P et , I et R supposés connus ?
  mesure de B
• Pulsars ordinaires B 1012 gauss ( 108
  tesla) (!)
• Dans les pulsars X accrétants, raies dabsorption
  cyclotron correspondant à un champ magnétique du
  même ordre
• Conservation du flux magnétique lors de
  leffondrement
• Pulsars milliseconde B 108 gauss
• Dissipation de B lors de la phase daccrétion?

6
Conséquences Champs électriques forts

• Champ électrique induitpartout où un plasma
  dense est en corotation
• Notamment à lintérieur de létoile à neutrons

• Implique la présence dune certaine densité de
  charge
• À la surface, E gtgt gravité, forces interatomiques
  (work function) ? particules chargées aisément
  extraites de létoile jusquà
  (space-charge limited flow)

(Goldreich Julian 1969)
7
Conséquences Création de paires e?

• Particules accélérées (e-) par E suivent la
  direction de B
• ? rayonnement de courburejusquaux rayons ?
• Observée au GeV (EGRET)? (modèle de la calotte
  polaire)

• Interaction du ? avec B de létoile création
  dune paire e? dès que
• e? sont accélérés dans le même E et rayonnent à
  leur tour ? création de paires en cascade
• Permet dannuler le champ électrique (
  ) dans la magnétosphère, au-delà du front de
  formation de paires

8
Cylindre-lumière et calottes polaires

• Au-delà dun rayonla corotation nest plus
  possible (vrot gt c) cylindre-lumière
• Lignes de champ magnétique fermées à
  lintérieur deplasma e? dense, en corotation

• Lignes de champ ouvertes plasma séchappant
  de la magnétosphère, en un vent relativiste
• Points dancrage des lignes ouvertes à la surface
  de létoile définition des calottes polaires
• Champ approximativement dipolaire à lintérieur
  de ? surface dune calotte polaire

9
Courant de Goldreich-Julian et Emax

• Vent du pulsar vers le milieu ambient issu des
  calottes polaires
• Densité de courant maximale pour les particules
  extraitesde la surface
• Courant total

• Énergie maximale par particule extraite de
  létoileou différence de potentiel maximale
  à travers la calotte polaire

10
Morphologie observée et (Magnéto)hydrodynamique
relativiste des Nébuleuses de pulsars

• Paradigme de base et questions
• Morphologie vents anisotropes
• Évolution confinement par le vestige de la
  supernova

11
1D (sperically symmetric) relativistic MHD
model(Kennel Coroniti 1984a)

• wind magnetisation ??B2/(4?N?mc2), magnetic to
  particle energy flow ratio
• small ? needed for flow deceleration
• post-shock B small, increases with radius until
  reaches equipartition, then slow B decrease
  outwards

• relativistic, magnetised pulsar wind
• confinement by medium (SNR) ? termination shock
• plerion ? shocked pulsar wind flow

12
but plerions dont look spherically symmetric!

• Chandra image of the Crab Nebula
• bright X-ray torus, jets, inner ring
• many plerions show X-ray tori
• (Ng Romani 2004), often with jets

13
but plerions dont look spherically symmetric!?
2D (axially symmetric) relativistic MHD
simulations

• Chandra image of the Crab Nebula
• bright X-ray torus, jets, inner ring
• many plerions show X-ray tori
• (Ng Romani 2004), often with jets

• Komissarov Lyubarskys (2003)
• RMHD numerical solution assumed
• injected spectrum and synchrotron losses
• (asymmetries due to relativistic beaming)

14
Anisotropic wind origin of jet and torus
structures

• observed jets a puzzle collimation inefficient
  in relativistic wind
• solution (Bogovalov Khangoulian 2002, Lyubarsky
  2002) jet confined in post-shock flow, by
  magnetic hoop stresses and backflow, as a result
  of latitude dependence of wind power fw ? sin2 ?
• jet then subsonic, as observed v ? 0.3 - 0.7c

• confirmed by fully RMHD numerical simulations
  Komissarov Lyubarsky 2003, Del Zanna, Amato
  Bucciantini 2004, Bogovalov et al. 2005
• v/c, from Komissarov Lyubarsky 2003
• focusing of the equatorial flow by
  post-rim-shock funnel to supersonic velocities,
  v ? 0.5 - 0.7c, consistent with optical wisp
  observations (Hester et al. 2002)
• spherically symmetric model predicted post-shock
  v ? 0.3c, decreasing with radius

15
Différents types de vestiges de supernovae(vus
en rayons X avec Chandra)
plérionique
en coquille
Nébuleuse du Crabe

• Types de SNe
• II / Ib,c effondrement dune étoile massive
• Ia explosion de naine blanche accrétante
• Cas général SN II / Ib,c plérion à lintérieur
  dune coquille (SNR dit composite)
• 2 sites daccélération
• onde de choc de lexplosion initiale(cours A.
  Marcowith)
• (choc de terminaison du) vent du pulsar

Cas A

• Cas A

composite
SN 1006
G11.2-0.3
16
Plerion evolution inside a supernova remnant

• 1 - Classical composite supernova remnants
• van der Swaluw et al. (2001) 1D (hydrodynamical)
  simulations of plerion evolution inside supernova
  remnant scenario confirmed through relativistic
  MHD simulations by Bucciantini et al. (2003)
• free expansion phase 4 shocks (wind
  termination outer plerion, SNR forward and
  reverse shock)
• unsteady reverberation phase after SNR reverse
  shock reaches and crushes plerion
• Blondin et al. (2001) suggest Rayleigh-Taylor
  instabilities in this phase can mix plerion and
  ejecta, and asymmetries in medium and reverse
  shock can shift plerion relative to the pulsar
  (e.g. Vela X)
• settles to steady subsonic expansion inside
  Sedov-phase remnant

• 2 - Pulsar bow shock nebulae
• initial ballistic velocity of pulsar eventually
  becomes supersonic ? bow shock nebula phases
• inside SNRs in Sedov remnants, past fixed
  fraction of Rsh
• crossing SNR shell (van der Swaluw et al. 2002)
  strong confinement
• in interstellar medium most evolved stage of
  plerion

17
Émission à très haute énergie des plérions une
nouvelle fenêtre observationnelle

• Mécanismes de rayonnement synchrotron vs
  Compton inverse
• Densités délectrons et de photons
• Relevé des nébuleuses galactiques
• Variations spectrales et pertes

18
PWN emission mechanisms the Crab Nebula

• Assume leptonic model synchrotron and Inverse
  Compton emission
• Relativistic electrons and positrons created and
  accelerated by the pulsar

Target photons CMB, interstellar IR, stellar
photons, synchrotron (SSC)

• H.E.S.S. spectrum
• (AA 2006 in press,
• astro-ph/0607333)
• Spectral curvature,
• Consistent with IC
• expectations

19
Pulsar Wind Nebula in MSH 15-52 (a.k.a. G
320.4-1.2)

• Composite SNR
• radio and X-ray shell
• nonthermal X-ray nebula
• young pulsar B1509-58
• H.E.S.S. detection
• AA 435, L17 (2005)
• First angularly resolved
• PWN in VHE ?-rays

• Synchrotron emission ? ne B2 whereas IC emission
  ? ne nph , with nph ? uniform
• Spatial distribution of high-energy e?,
  independently of B-field variations

20
Galactic target photon distributions for IC
emission

• Porter Strong (2005), Moskalenko et al. (2006)
  new calculation of interstellar radation field
  (ISRF), self-consistently including dust heating
  by stars
• dust component larger than previous estimates,
  towards center of Galaxy
• outer Galaxy CMB dominant target, but not in
  inner Galaxy

G0.90.1

• G0.90.1 (assumed near GC) based on TeV
  spectral shape, Aharonian et al. (2005)
  speculated enhanced non-CMB contribution to IC
  target photons
• Porter et al. (2006) find dominant IC
  contribution from stars and dust, using above
  ISRF model

21
Détection de la nébuleuse plérionique Vela X(AA
448, L43, 2006)

• Très étendue (Vela est à 290 pc)
• Correspondance avec émission en X durs détectée
  par ROSAT et ASCA
• Nébuleuse comprimée et déplacée par un choc en
  retour asymétrique?

contours rayons X (ROSAT)

• Nouveauté coupure ou cassure spectrale, maximum
  dans bande VHE
• Compton inverse sur CMB estimation directe de
  la distribution des électrons

22
Sources découvertes dans le relevé du plan
Galactique

• Émission indépendante du champ magnétique,
  dépendant uniquement de la densité des
  photons-cibles, à peu près uniforme
• VHE observations of inverse Compton scattering
  of the CMBR allow direct inference of the spatial
  and spectral distribution of non-thermal
  electrons
• Valable aussi à l'échelle de la Galaxie, où HESS
  révèle les sources d'électrons relativistes

• ApJ 636, 777 (2006)
• en longitude Galactique
• 14 nouvelles sources( 3 connues)
• Poursuivi en 2005 jusqu'à

23
Identification de nouvelles nébuleuses de pulsars

• Part importante des sources découvertes par
  HESS... et sources dominantes d'électrons
  relativistes dans la Galaxie?

• Parmi les sources découvertes,plusieurs
  clairement identifiées comme nébuleuses de
  pulsars(7 nébuleuses confirmées)
• Dernières en date Kookaburra (AA, sous presse)
• autres sources potentiellement associées à des
  nébuleuses de pulsars (4)

contours radio (ATCA)
24
(Observational) challenges for plerion
theoryX-ray spectral variations and particle
transport

• X-ray spectral index steepens outward, expected
  for synchrotron cooling
• linear relationship of index with radius
  (Bocchino Bykov 2001) unexpected with
  convective transport steep cutoff (Reynolds
  2004)
• additional transport needed diffusion?

• reproducing this effect might constrain diffusion
  coefficient ?
• ? important for diffusive particle acceleration
  scenario

25
HESS J1825-137 as the nebula of PSR B1823-13(AA
2006, in press, astro-ph/0607548)

• VHE gamma-ray spectral index steepening away from
  pulsar! (first spectral variations)
• Consistent with energy losses of electrons (also
  X-ray size)

• Pulsar offset from source, but profile peaks near
  PSR position
• Much smaller, X-ray nebula trailing in the same
  direction

26
Mécanismes daccélération etproduction de rayons
cosmiques

• Accélération de Fermi au choc ultra-relativiste
• Mécanismes de pré-accélération
• Production de rayons cosmiques du genou à la
  cheville
• Cosmiques dultra-haute énergie

27
Particle acceleration at the pulsar wind
termination shock

• Kennel Coroniti (1984b) found a best fit to the
  optical and X-ray spectrum of the Crab Nebula
  requiring injection of particles with p
  2.22.3, dN(?) / d? ? ? -p
• a number of other plerions have X-ray spectra
  consistent with this value
• Ellison Double (2002) showed that for highly
  relativistic shocks, this value is not
  significantly affected by non-linear effects
• these results assumed isotropic direction-angle
  scattering Bednarz Ostrowski 1998 found some
  dependence on the scattering regime
• Lemoine Pelletier (2003), using realistic orbit
  integration in Kolmogorov turbulence, confirm p
  2.26 ? 0.04

Fermi acceleration at ultra-relativistic shocks

• Kirk et al. (2000) and Achterberg et al. (2001),
  using independent methods, found that in the
  ultra-relativistic regime Fermi acceleration
  yields a universal spectral index p 2.23 ?
  0.01

28
Plerion radio spectra and electron
pre-acceleration

• X-ray spectrum of the Crab Nebula and other
  plerions compatible with (synchrotron-loss-steepen
  ed) relativistic Fermi acceleration spectrum
  (?X?1.1)
• plerion radio spectra (?R0) require a different
  mechanism
• Crab radio wisps (Bietenholz et al. 2004) and
  infrared spectral map (Gallant Tuffs 2002)
  suggest radio-emitting electrons are accelerated
  at present time
• a possibility (Gallant et al. 2002) is the
  resonant ion wave acceleration mechanism of
  Hoshino et al. (2004), working from ?wmec2 to
  ?wmic2
• would imply ?w103 for the Crab (vs ?106 in
  Kennel Coroniti 1984b)!

Resonant ion cyclotron wave acceleration?
Striped wind reconnection at termination shock?

• Oblique rotator wind has alternating magnetic
  polarities in equatorial wind (striped
  pattern) Coroniti (1990), Bogovalov (1999)
• reconnection too slow to annihilate stripes
  inside Crab termination shock (Lyubarsky Kirk
  2001)?
• Lyubarsky (2003) examined shock in striped wind,
  and concluded that stripes reconnect completely
  at shock, accelerating electrons to required p ?
  1 spectrum

29
A bigger challenge pulsar / nebula spectral
correlation?

• Gotthelf 2003 ? of nebula vs ? of Chandra
  central point source (? PSR compatible with ASCA
  pulsed spectrum in testable cases)
• if correct, suggests the spectrum is already
  formed at site of pulsed emission
• shock acceleration paradigm wrong?!
• Highly puzzling if pulsed emission from
  magnetosphere, where B gtgt BPWN

• but Kirk et al. (2002) suggested pulsed emission
  might originate in striped wind
• can one also explain apparent correlation with
  spindown power (or magnetospheric current or
  polar-cap voltage)?

30
Production de rayons cosmiques (hadroniques)

• Noyaux (Fe) relativistes proviennent de létoile
  à neutrons
• Supposés accélérés avec efficacité maximale
• Énergie élevée, mais nombre de particules limité
• Spectre des noyaux injectés au cours de la vie
  dun pulsar(B supposé constant, mais P saccroît
  avec lâge)

• Contribution dominante àla période de naissance
  P(0)
• Spectre très dur, en loide puissance

P(0) 1s, 100ms, 10ms and 1ms, after
plerionexpansion losses (Bednarek Bartosik
2004)
31
Du genou à la cheville (GCR II)(Giller
Lipski 2002, Bednarek Bartosik 2004)

• Spectre total dépend des distributions de P(0) et
  B(0)
• Bon accord (BB04) pour distributions
  log-normales avec lt P(0) gt 400 ms etlt B(0)gt
  2?1012 G (- - -)
• Composition salourdissant au-delà du genou

• Contre
• Très sensible à la distribution exacte de P(0) et
  B(0)
• Raccord avec le spectre des coquilles (SNRs)
  non-expliqué
• Anisotropies dues aux pulsars proches
  non-observées?(Bhadra 2006)

32
Rayons cosmiques dultra-haute énergie

• Blasi, Epstein Olinto (2000) postulent
  lexistence de pulsars nés avec P(0)lt 2 ms et
  B(0) gt 1013 G
• Pour des noyaux de fer (Z26), permet Emax gt
  3?1020 eV
• Enveloppe de la supernova transparente à ces
  énergies
• Rayon de Larmor dans le champ magnétique
  galactique ? diffusion, et origine galactique

• Contre
• Aucune trace de pulsars nés avec des périodes si
  courtes (mais une petite fraction suffit à
  reproduire le flux)
• Compatible avec lisotropie et la composition des
  RCUHE?

33
Autres objets compacts galactiquessources
potentielles de rayons cosmiques

• Magnétars et production de rayons cosmiques
  dultra-haute énergie
• Contribution des microquasars aux rayons
  cosmiques galactiques

34
Les magnétars, autres étoiles à neutrons

• Pulsars X atypiques (AXP, Anomalous X-ray Pulsar)
  
• Plusieurs au centre de SNRs, prochesdu plan
  Galactique gt objets jeunes
• P 10 s, champ magnétique 1015 G
• Hypothèse théorique Duncan Thompson 1992,
  Paczynski 1992)
• mous à répétition (SGR, Soft Gamma Repeater)
• Classe atypique de sursauts gamma (à répétition)
• Périodicité durant les éruptions 10 s
• Émission X en quiescence mesure de P 10 set
  sa dérivée gt champ magnétique 1015 G

35
Very hard, partially pulsed emission from
AXPsKuiper, Hermsen Mendez, astro-ph/0404582

• SNR Kes 73 with AXP 1E 1841-045 detected by
  INTEGRAL with ISGRI (Molkov et al. 2004)
  archival XTE PCA and HEXTE data pulsed emission!
• 2 more AXPs detected by INTEGRAL/ISGRI1RXS
  J170849-400910 (Revnivtsev et al. 2004) and 4U
  0142614 (den Hartog et al. 2004)

?F? spectra total SNR/AXP pulsed
flux INTEGRAL Chandra AXP
PCA

• Pulsed photon index above 10keV ? 0.94 ?
  0.16!
• Like radio-weak pulsars (B1509-58), old ms
  pulsars?
• Polar cap quenched? outer gaps (Cheng Zhang
  2001)?
• Nature of unpulsed component magnetospheric or
  SNR?

HEXTE
36
Magnétars comme sources des RC UHE(Arons 2003)

• Émission thermique (X) de la surface
  (photosphère) détoiles à neutrons He ou H
  plutôt que Fe
• Avec Z 1, B gt 1015 G et P(0)lt 5 ms ? Emax gt
  1020 eV
• Rayons cosmiques UHE proviennent de toutes les
  galaxies formant des étoiles dans la sphère GZK
• Taux de formation de magnétars ? 1/(104 an) par
  galaxie ? 5-10 naissant avec P(0) ms
  reproduisent le flux
• Composition plus compatible avec données sur le
  RC UHE?
• Pour éviter la formation de nébuleuses de
  magnétars plus grandes quobservées, perte de
  Erot initiale principalement sous forme dondes
  gravitationnelles

37
Microquasars phénomènes et énergies

• Sources galactiques à éjections apparemment
  superluminiques ? jets relativistes, ?3-10
• Objet compact (trou noir?) à disque daccrétion
  provenant dune étoile compagnon
• GRS 1915105 éjections dénergie gt 1044 erg,
  plusieurs fois par an ? Lkin 1038 erg/s
• Total des microquasars connus Lkin gt 1039 erg/s
  (quelques de lénergie requise pour les GCR)
  (Heinz Sunyaev 2002)

38
Contribution aux rayons cosmiques
galactiques?(Heinz Sunyaev 2002)

• Éjections de matière (froide, p.ex. SS 443) à des
  vitesses relativistes ? si pertes adiabatiques
  faibles, composante étroite du rayonnement
  cosmique à ? GeV/nucléon
• Limites supérieures contraignantes ? jets
  leptoniques?
• Accélération de Fermi à la surface (choc) des
  éjections (similitude avec les chocs externes des
  sursauts gamma)

• Loi de puissance dindice 2.2-2.3
• Énergie minimumEmin ?2 GeV/nucl. (si
  échappement avant pertes)

39
Récapitulatif

• Magnétosphères des pulsars
• Courant de Goldreich-Julian, Emax
• Morphologie et hydrodynamique des nébuleuses
• Vent anisotrope gt tores et jets
• Interaction avec SNR détermine différentes phases
• Émission à très haute énergie des plérions
• Compton inverse nouvelle fenêtre
  observationnelle
• Mécanismes daccélération et rayons cosmiques
• Paires accélération de Fermi au choc
  pré-accélération?
• Ions spectre très sensible à la période
  initiale du pulsar
• Autres objets compacts galactiques
• Magnétars sources possibles des rayons
  cosmiques UHE
• Microquasars contribution spécifique aux RC
  galactiques?