Accélération de particules au sein des vents relativistes de pulsar : simulation et contraintes observationelles avec le satellite INTEGRAL

par Michael Forot

Thèse de doctorat en Astrophysique et méthodes associées

Sous la direction de Isabelle Grenier.

Soutenue en 2006

à Paris 7 .


  • Résumé

    Le but de cette thèse est de poser de nouvelles contraintes sur les différents mécanismes d'accélération de particules opérant au sein de la géométrie complexe de l'environnement d'une étoile à neutrons, c'est à dire dans la magnétosphère du pulsar, dans le jet, dans le plan équatorial ainsi qu'au choc terminal. Proche de la surface l'accélération est produite par l'entraînement du très fort champ magnétique par la rotation de l'étoile. Au delà du cylindre de lumière, les particules sont également accélérées dans le plan équatorial par reconnexions magnétiques. Ces processus ont pour principale signature observationnelle une émission puisée pouvant être observée dans tous les domaines de longueurs d'onde. Un des outils les plus puissants afin de contraindre ces mécanismes est l'étude de la polarisation suivant la phase de rotation. C'est dans cet esprit que nous avons utilisé le mode Compton d'IBIS à bord du satellite S\gammaS INTEGRAL. En effet ce dernier permet par la mesure de la distribution selon l'angle azimuthal de diffusion, des événements diffusés entre les deux plans détecteurs d'IBIS, de remonter à la direction et à la fraction de polarisation d'une source au delà de 200 keV. Une méthode d'analyse et de traitement de données a donc été développée dans ce but. La sensibilité atteinte permet de mesurer la polarisation de sources persistantes fortes ainsi que celle de sursauts S\gammaS. Cette méthode a été appliquée au pulsar du Crabe ainsi qu'a sa nébuleuse. Pour la première fois la polarisation d'une source a été mesurée dans le domaine S\gammaS entre 0. 2 et 0. 8 MeV. L'évolution de cette dernière avec la phase de rotation est en accord avec celle trouvée en optique dans les régions centrales, c'est à dire pour des régions S<0. 01S pc du pulsar. Dans le domaine non puisé l'angle de polarisation semble aligné le long de l'axe de rotation, ce qui suggère un rayonnement venant principalement du jet ou bien du point brillant proche du pulsar. Le fait qu'aucune polarisation ne soit observée juste après les pics en émission pourrait être la signature d'effets caustiques sur de grandes distances le long de la dernière ligne de champ ouverte dans la magnétosphère du pulsar. Dans ce cas le modèle du \textit{slot gap} pourrait être responsable de l'émission puisée et donc de la réaccélération de particules proche du pulsar. Afin de mieux contraindre les processus d'accélération par la polarisation il est alors nécessaire d'utiliser une configuration de champ magnétique la plus réaliste possible. Ce paramètre est en effet à la base de tous les modèles d'accélération et d'émission hautes énergies. Jusqu'à maintenant cette géométrie fut supposée dipolaire. C'est donc dans l'optique d'établir une configuration du champ E et B plus réaliste que les équations d'Einstein et de Maxwell furent résolues proche de la surface et dans le vide en utilisant la librairie LORENE. Cette librairie est basée sur les décompositions spectrales, méthode bien adaptée à la résolution des équations de type Poisson. La géométrie obtenue diffère légèrement de celle d'un dipôle classique pour de faibles rotations et les zones d'accélération sont elles localisées proche des calottes polaires. Il est maintenant nécessaire de poursuivre cette étude dans le cas d'une magnétosphère chargée. Dans la magnétosphère lointaine et plus particulièrement proche du choc terminal, les particules peuvent être réaccélérées par absorption d'ondes cyclotrons émises par les ions ainsi que par processus de Fermi relativiste. Des contraintes spectrales comme l'énergie maximum ou l'indice spectral de la distribution de particules permettent de contraindre de façon très efficace ces processus. Pour remonter à de telles informations et notamment à l'énergie maximum qui est en général de l'ordre de S10*{l4-15}S TeV, il est en général nécessaire d'utiliser les émissions synchrotron dans le domaine des X durs (>20 keV). Le champ magnétique doit dans ce cas être connu de manière très précise. C'est dans cet esprit que nous avons étudié les émissions au delà de 20 keV de PSR B1509-58. Ce pulsar produit une longue traine observée en X et au TeV, traine qui a été interprète comme étant du à un jet. Dans le domaine non puisée, de son émission, où la contribution du pulsar par rapport au vent qu il crée est minimum, 1'imageur IBIS détecta lui aussi entre 20 et 200 keV une source s'étendant dans la direction de ce jet et ayant un spectre coupé vers 160 keV. Le champ magnétique a été contraint à des valeurs comprises entre 2 et 3 nT en utilisant la variation de la longueur apparente du jet avec l'énergie entre 0. 1 et 100 keV. Dans ce champ les particules y rayonnant à 160 keV possèdent une énergie comprise entre 400 et 730 TeV. Pour des pulsars plus vieux, le vent relativiste est confiné par la pression du au déplacement de l'étoile dans le milieu interstellaire. La morphologie de ce dernier est alors modifiée et la simple hypothèse de vent sphérique utilisée dans le modèle standard de Kennel et Corroniti ou bien de jet cylindrique, s'évanouit alors au profit de 1'apparation d'un choc en étrave. C'est pourquoi un simple modèle MHD analytique des émissions synchrotrons d'un vent relativiste choqué de pulsar fut développé dans une telle géométrie. Ce modèle fut appliqué au cas de Geminga récemment observé avec XMM et Chandra. Dans cette géométrie l'amplification du champ magnétique le long de la discontinuité de contact permet d'expliquer les flux observés alors que l'énergie maximum nécessaire pour reproduire les observations est incompatible avec celle donnée par un processus de Fermi relativiste. L'énergie maximum de l'ordre de 400 TeV nécessite d'utiliser l'intégralité du potentiel dipolaire aux calottes polaires. Ce simple modèle montre également combien l'évaluation du champ magnétique est primordiale pour interpréter les données.

  • Titre traduit

    Particle acceleration inside PWN : Simulation and observational constraints with INTEGRAL


  • Résumé

    The context of this thesis is to gain new constraints on the different particle accelerators that occur in the complex environment of neutron stars: in the pulsar magnetosphere, in the striped wind or wave zone outside the light cylinder, in the jets and equatorial wind, and at the wind terminal shock. Near the star, the accelerator is powered by the rotation of the intense magnetic field and can be probed by the pulsed radiation at all wavelengths. An additional powerful tool to investigate the magnetic geometry in the radiative zones, therefore the accelerator location, is polarimetry, especially at high photon energy. The shocked wind of the Crab nebula and a handful of other wind nebulae are known to host 1014-15 eV particles, but thé energy estimates are always subject to the uncertain evaluation of the local magnetic field strength. The famous spherical model of Kennel and Coroniti (1984) has been challenged by high-resolution X-ray and TeV images that show a growing wealth of jets and equatorial flows, confined by asymmetric pressure gradients in a supernova remnant or by interstellar bow shocks. An important tool to constrain both the magnetic field and primary particle energies is to image the synchrotron ageing of the population, but it requires a careful modelling of the magnetic field evolution in the wind flow. The current models and understanding of these different accelerators, the acceleration processes, and open questions have been reviewed in the first part of the thesis. In this context, the thesis work is three-fold: instrumental, observational, and theoretical. On board INTEGRAL, the IBIS imager provides images with 12' resolution from 17 keV to MeV energies where the SPI spectrometer takes over up, to 10 MeV, but with a reduced 2° resolution. The first part of the work provides a new method for using the double-layer IBIS imager as a Compton telescope with coded mask aperture. Its performance has been measured. The new concept takes advantage of the coded mask deconvolution for high resolution and background rejection to construct images with a 12' resolution, over a 29°x29° field of view, at the 0. 1-0. 4 Crab sensitivity level, in the 0. 2-1 MeV range. The Compton scattering information and the achieved sensitivity also open a new window for polarimetry in gamma rays. A method has been developed to extract the linear polarization properties and to check the instrument response for fake polarimetric signais in the various backgrounds and projection effects. The achieved sensitivity of 0. 3-1 Crab for polarized emission allows the study of bright sources and AGN flares, gamma-ray bursts and solar flares for the first time at high energy. The INTEGRAL data recorded for the Crab pulsar and nebula show good evidence for a high degree of polarization for both the pulsed and the unpulsed emissions in the 0. 2-0. 8 MeV band. The measured polarization closely follows the optical one from the central < 0. 01 pc region around the pulsar. The polarization orientation along the rotation axis is consistent with emission from the jet and bright knot, not with DC emission from the pulsar beams. No polarization has been detected on the trailing sides of the pulsed peaks. It could sign the caustic effects that characterize emission along a fair fraction of the last open field lines on the trailing sides of the pulsar magnetosphere. A dipolar magnetic field geometry is assumed in the magnetosphere and a split-monopole one outside, but they can be questioned for very intense stellar fields or very compact magnetospheres. As a first step to map this field in general relativity, Einstein and Maxwell equations have been solved near the pulsar, in vacuum, using the LORENE library to find the rotating star metric together with the associated magnetic and electric fields. This library is based on spectral methods well adapted for Poisson type equations. The resulting field geometry differs slightly from a dipole and the acceleration regions are closed to the polar caps. Studying the geometry in a charged magnetosphere with potential currents will be the next step. INTEGRAL synchrotron data above 30 keV is best suited to probe the most energetic wind particles and their ageing in the flow by comparison with lower-energy images. The wind from PSR B1509-58 powers a long X-ray jet and TeV tail. The unpulsed emission recorded by INTEGRAL-IBIS at 20-200 keV has been used to detect a slightly extended source along the jet axis, with a power-law spectrum up to 160 keV. The variation of the apparent jet length with energy from 0. 1 to 100 keV has been interpreted as synchrotron ageing in a simple cylindrical jet. This allows to constrain both the average jet magnetic field to 2 or 3 nT and the electron energies near the cut-off to 400-700 TeV. Many older wind nebulae are confined into a bow shock geometry by the ram pressure of their motion into the interstellar medium. This morphology modifies the MHD flow by providing an exit for the kinetic and magnetic energy and stationary conditions. Very hard synchrotron X-ray tails have been imaged around the nearby, 0. 3 Myr-old, Geminga pulsar. A first attempt at modelling the emission shows that Fermi acceleration at the wind terminal shock or at the bow shock cannot produce the required particle energies. As for the Crab, the particles must somehow tap the potential drop from the pulsar unipolar inductor. We also find that the particles are too few and/or the magnetic field to low to account for the observed X rays. The prediction falls short by 2 or 3 orders of magnitude. A simple analytical MHD model has been developed to show that the magnetic field advection toward the bow-shock contact discontinuity and the resulting amplification can explain the observed flux. Electron energies of 400 TeV are found. This 'toy model1 proves the importance of a careful modelling of the magnetic flow to interpret the data.

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Informations

  • Détails : 1 vol. (271 p.)
  • Notes : Publication autorisée par le jury
  • Annexes : 194 réf.

Où se trouve cette thèse ?

  • Bibliothèque : Université Paris Diderot - Paris 7. Service commun de la documentation. Bibliothèque Universitaire des Grands Moulins.
  • PEB soumis à condition
  • Cote : TS (2006) 049

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  • Bibliothèque : Observatoire de Paris (Section de Meudon). Bibliothèque.
  • PEB soumis à condition
  • Cote : (043) FOR
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