Reflets de la Physique n°58 jun/jui/aoû 2018
Reflets de la Physique n°58 jun/jui/aoû 2018
  • Prix facial : gratuit

  • Parution : n°58 de jun/jui/aoû 2018

  • Périodicité : bimestriel

  • Editeur : Société Française de Physique

  • Format : (210 x 297) mm

  • Nombre de pages : 48

  • Taille du fichier PDF : 3,9 Mo

  • Dans ce numéro : l'observatoire spatial Fermi.

  • Prix de vente (PDF) : gratuit

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E 2 dN/dE (erg cm -2 s -1) 10 -9 10 -10 10 -11 10 -12 6 Reflets de la Physique n°58 20 000 ans 30 000 ans Fermi 10 -13 10 8 10 9 il 2000 ans 300 ans Cherenkov W51C W44 RX J1713.7-3946 Cas A t 10 10 10 11 10 12 10 13 10 14 Énergie des photons gamma (eV) 3. Spectres d’énergie de quatre restes de supernovae d’âges différents (30 000, 20 000, 2000 et 300 ans) incluant les données de Fermi (ronds) et les données à plus haute énergie de télescopes Cherenkov au sol (carrés). Les flèches vers le bas sont des limites supérieures. Les spectres des supernovae W51C, W44 et Cas A sont dominés par l’émission g hadronique, celui de RX J1713.7-3946 par l’effet Compton inverse (D’après S. Funk, ARNPS 65 (2015) 245-277.) log 10 (P) [s/s] -10 -12 -14 -16 -18 -20 10 2 T 10 0 T 10 -2 T -3 -2,5 -2 -1,5 -1 -0,5 0 0,5 1 log 10 (P) [s] 10 26 W 10 24 W 10 22 W 5. Distribution des périodes de rotation (P) et du taux de ralentissement (P) des pulsars gamma jeunes (triangles rouges, oranges si visibles aussi en ondes radio) et des vieux pulsars milliseconde vus en gamma et radio (ronds verts). Les pulsars cerclés de noir cannibalisent leur étoile compagne. Les autres pulsars radio (bleu clair) ne sont pas vus en gamma. Les droites indiquent la puissance cinétique de rotation du pulsar (en orange) et les valeurs du champ magnétique près des pôles de l’étoile (en vert) et à la distance maximale de corotation avec l’étoile, près des zones présumées d’émission gamma (en gris). (D’après I. Grenier et A. Harding,C. R. Physique 16 (2015) 641-660.) 10 8 T 10 7 T 10 6 T Les restes de supernovae À partir de l’énergie globale des rayons cosmiques et de leur durée de vie, on déduit que le maintien de leur flux actuel nécessite une puissance importante  : environ 10% de la source d’énergie principale du milieu interstellaire que sont les explosions d’étoiles (supernovae). Les particules peuvent être accélérées par l’onde de choc de l’explosion, qui se propage pendant des milliers d’années à des vitesses de l’ordre de 1000 km/s. La théorie en a été formalisée à la fin des années 1970. Elle s’appuie sur l’existence de turbulences magnétiques qui font diffuser les particules de nombreuses fois au travers de l’onde de choc, leur faisant gagner de l’énergie à chaque passage. Cette théorie prédit un spectre en énergie des particules peu sensible aux effets d’environnement et qui est en accord avec les mesures. Le processus est auto-amplifié, car les particules accélérées excitent ellesmêmes les turbulences magnétiques sur lesquelles elles diffusent en amont du choc. Il permet de transférer aux particules une fraction importante de l’énergie cinétique impartie lors de l’explosion de l’étoile. Ce modèle prédit que les protons (et autres noyaux) accélérés restent confinés longtemps près de l’onde de choc et qu’ils doivent émettre des rayons g par interaction avec le gaz ambiant. Fermi a réussi à prouver que c’était bien le cas dans les quelques restes de supernovae assez denses pour que ce processus soit dominant. La forme du spectre d’émission g autour du GeV suit très bien celle attendue pour une émission hadronique. La fraction d’énergie dans les particules accélérées est approximativement celle attendue (10% de l’énergie de choc de l’explosion). En revanche, les cassures spectrales observées très souvent autour de quelques dizaines de GeV (par exemple pour W51C sur la figure 3) étaient inattendues. La théorie prédisait bien une diminution de l’énergie maximale des particules à cause du ralentissement de l’onde de choc en expansion, mais cette cassure était attendue à plus haute énergie. Il est possible que la réaccélération de rayons cosmiques préexistants par des chocs lents joue un rôle beaucoup plus important que prévu. Fermi a détecté une cinquantaine des 300 restes de supernovae connus dans notre galaxie, mais seulement une vingtaine sont assez brillants pour qu’on mesure correctement leur spectre. Tous ne sont
NASA/Fermi LAT Collaboration et CEA/AIM. M3331111113111111131311311113113311111313111111333 a 3333113331133333333311133333111133331133311 113331133311133313333111133333311113331333311 4. Séquence d’images gamma montrant le double clignotement du pulsar Vela (à droite sur la figure 2) sur une période de rotation de l’étoile (89 ms), sur fond d’émission galactique stable. Les images sont colorées suivant l’énergie des photons (rouge  : < 0,3 GeV ; vert  : 0,3 à 1 GeV ; bleu  : > 1 GeV). pas dominés par le rayonnement des protons. D’autres se développent dans un gaz peu dense où le mécanisme de rayonnement le plus efficace est l’effet Compton inverse par les électrons accélérés en même temps que les protons (voir l’encadré p.5). Fermi a également détecté une demidouzaine de novae, dues à des explosions thermonucléaires à la surface d’étoiles de type naine blanche. Ces explosions, un million de fois plus faibles que les supernovae, conduisent aussi à une onde de choc et à l’accélération de particules, mais sur des échelles de temps de quelques semaines seulement, qui permettent de suivre en direct l’évolution des capacités d’accélération. Les pulsars gamma Le ciel vu en g clignote de toutes parts. Plus de 200 étoiles à neutrons, tournant comme des toupies effrénées, projettent des pinceaux de rayons g que nous interceptons par intermittence, à l’instar des phares de marine (fig. 4). D’où leur nom de « pulsar » pour «pulsating star». Les plus lentes (fréquence de quelques hertz) sont jeunes, avec des âges allant du millier au million d’années. Les plus rapides, bien plus vieilles, ont été réaccélérées jusqu’à des périodes de quelques millisecondes par transfert de matière et de moment cinétique d’une étoile compagne. Les observations du satellite Fermi ont révolutionné ce domaine en décuplant le nombre de pulsars g détectés, en découvrant contre toute attente autant de pulsars g milliseconde que de jeunes, en révélant d’étranges variabilités dans plusieurs objets, a en découvrant une vingtaine de pulsars milliseconde en flagrant délit d’érosion de leur compagne et en étoffant le réseau de pulsars IPTA (b) qui sert à chercher les ondes gravitationnelles générées par des couples de trous noirs supermassifs en coalescence. La rotation rapide de l’intense champ magnétique des étoiles à neutrons fournit des puissances considérables (10 22 à 10 32 W) par rayonnement dipolaire aux dépens de l’énergie cinétique de rotation  : l’étoile ralentit (fig. 5). Les forces électromotrices induites (10 15 -10 17 V) auraient émerveillé Faraday. Elles arrachent à l’étoile des charges électriques qui vont se répartir dans la magnétosphère pour tendre vers une configuration d’équilibre de charges, de courants et de champs. Mais il subsiste des zones hors équilibre où les charges primaires sont fortement accélérées par le champ électrique, jusqu’à 10 12 à 10 13 eV selon leur émission g. Le rayonnement g initie de riches cascades de photons et de milliers de paires e + -e - secondaires qui contribuent à l’équilibre électromagnétique global. Aussi les mesures g permettent-elles de sonder ces zones pour développer un modèle numérique auto-cohérent de l’ensemble très dynamique de la magnétosphère. Les étoiles moins puissantes brillent paradoxalement davantage en g, dissipant souvent plus de 50% de leur puissance en rayons g. Ceux-ci sont produits étonnamment loin de l’étoile, près de la zone dite d’onde où le champ magnétique et les courants s’enroulent en une nappe ondulante comme une jupe de danseuse gitane, car ils ne peuvent plus se maintenir en corotation avec l’étoile. Mais aucun des modèles actuels n’arrive à reproduire la Images de la physique grande diversité de clignotements observés, ni la pyramide d’âge des pulsars g ni la persistance de l’émission radio après l’extinction probable de l’émission g (< 10 26 W sur la figure 5). Les éruptions à répétition du jeune pulsar du Crabe ont créé une énorme surprise et la perte de la principale source d’étalonnage des télescopes X et g. Elles sont brusques (de l’ordre de quelques heures), donc localisées ; elles n’apparaissent qu’en rayons g et produisent une émission synchrotron non pulsée qui requiert de brutales reconnexions magnétiques dans la nappe ondulante de courant qui s’éloigne du pulsar en un vent de particules relativistes. Mais il reste beaucoup à apprendre. Les trous noirs supermassifs Parmi les 3000 sources du troisième catalogue Fermi-LAT, un tiers n’a pu être associé à aucun objet connu à d’autres longueurs d’onde. Moins de 300 sont des sources galactiques comme les pulsars ou les restes de supernovae. Les autres sont des sources extragalactiques lointaines, pour la plupart des noyaux actifs de galaxies, c’est-à-dire des trous noirs de 10 8 à 10 9 fois la masse du Soleil, situés au centre des galaxies. Ils attirent la matière environnante, qui tombe vers eux en spiralant dans un disque de gaz chaud avant de disparaître derrière l’horizon du trou noir. Juste avant l’horizon, une partie du gaz est éjecté selon l’axe du disque en un jet collimaté, propulsé à des vitesses relativistes. Alors que les rayons X ou visibles nous renseignent sur le disque, on observe les jets en g et en ondes radio. Les jets vus par Fermi sont ceux qui pointent en direction de la Terre. Dans cette configuration particulière, rare, le trou noir s’appelle un « blazar ». Le décalage Doppler de la lumière vers le bleu (g de plus haute énergie) et sa forte amplification dans l’axe du jet nous permettent de détecter facilement les blazars en g. Ces jets sont instables et varient au fil des heures et des mois. Le suivi conjoint de ces variations en g et en radio a montré que l’émission g ne provient pas de la base du jet mais d’une région située à quelques années-lumière du trou noir. En revanche, les variations les plus rapides défient encore notre compréhension. Les sources les plus puissantes sont observées jusqu’à des distances supérieures à 10 milliards d’années-lumière. Leur Reflets de la Physique n°58 7



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