Accélération des rayons cosmiques par les ondes de choc

Accélération des rayons cosmiques par les ondes de choc des restes de
supernovae dans les superbulles galactiques
Gilles FERRAND, sous la direction d’Alexandre MARCOWITH
Centre d’Etudes Spatiales des Rayonnements (C.E.S.R.)
9 avenue du Colonel Roche
BP 4346
31028 Toulouse Cedex 4
[email protected]
Ce projet vise à étudier l'accélération non linéaire des rayons cosmiques par les ondes de
choc des restes de supernovae se propageant dans les superbulles galactiques, à l'aide de
simulations numériques couplant hydrodynamique et théorie cinétique.
I) Contexte et problèmes
Les rayons cosmiques [1] sont des particules fortement accélérées, essentiellement des
noyaux d'atomes avec environ 1% d'électrons ainsi que d'autres particules élémentaires. Les
rayons cosmiques galactiques (jusqu'à des énergies de l'ordre de 1018 eV) sont supposés êtres
accélérés par les ondes de choc des restes de supernovae, par le mécanisme de Fermi du 1er
ordre [2,3]. Si ce modèle standard offre aujourd'hui un cadre cohérent pour l'exploration de ce
phénomène (bilan énergétique correct, production naturelle de lois de puissance universelles),
il souffre néanmoins d'un certain nombre d'insuffisances (notamment concernant l'énergie
maximale accessible et la cassure du "genou" ~ 3.1015 eV dans le spectre observé). Ce projet
s'inscrit dans une tentative de dépasser ce modèle standard par la considération d'effets
collectifs de chocs de supernovae à l'intérieur des superbulles galactiques.
Les superbulles galactiques sont des structures complexes formées par l'évolution
d'amas d'étoiles massives (de type OB) : elles résultent de la fusion des bulles creusées dans le
milieu interstellaire par le vent de chaque étoile. Elles ont une taille caractéristique de quelques
centaines de parsecs, leur intérieur est composé d'un gaz chaud (T ~ 106 K) et peu dense (n ~
10-² cm-³) balayé par les vents des étoiles et les ondes de chocs des supernovae successives.
Leur interface avec le milieu interstellaire (la coquille) est un milieu froid et plus dense se
propageant à des vitesses de quelques dizaines de km.s-1, souvent en contact direct avec le
nuage moléculaire parent des étoiles massives. Les ondes de chocs de supernovae qui se
propagent successivement dans ce milieu rencontrent des conditions très différentes de celles
du milieu interstellaire standard. La présence en amont d’une forte turbulence et de rayons
cosmiques déjà accélérés modifie la propagation des chocs et met en question le modèle
standard de l'accélération des rayons cosmiques [4,5].
II) Contenu et méthodes
Pour mener ce travail nous avons développé un code en C couplant les équations
hydrodynamiques du choc et les équations cinétiques du transport des particules relativistes
[6,7] permettant un calcul non linéaire auto-consistent de la forme de la fonction de
distribution en énergie des particules et de la structure du choc (les rayons cosmiques sont
« injectés » et accélérés par le choc et rétroagissent sur la structure de celui-ci).
La partie hydrodynamique résout les équations d'Euler selon un schéma volumes finis par
méthode de Godunov du second ordre (à limitateur de pentes).
La partie cinétique résout l'équation de transport de la fonction de distribution des rayons
cosmiques avec pour la diffusion un schéma implicite, explicite (éventuellement accéléré) ou
mixte (Crank-Nicholson).
La bonne résolution du choc aux différentes échelles auxquelles il est « vu » par les rayons
cosmiques a conduit à l’implémentation d'un algorithme de raffinement adaptatif de maillage.
III) Avancement et perspectives
Le code est aujourd'hui fonctionnel et validé mais il nécessite encore un effort de
développement, principalement sur des points techniques visant à une plus grande efficacité
d'utilisation (finalisation de l'algorithme de grille adaptative, parallélisation).
L'exploitation scientifique du code débute avec l'étude de l'effet de chocs multiples
(subissant l'effet des particules précédemment accélérées). Nous voulons également étudier
différents types de modèles de transport des rayons cosmiques et tester la question centrale
des énergies maximales accessibles par les rayons cosmiques.
Par la suite nous envisageons un traitement plus détaillé du champ magnétique (inclusion
auto-consistante des ondes assurant le transport des rayons cosmiques) et le calcul de
l'émission haute énergie des particules.
REFERENCES
[1] Parizot E., Marcowith A. et al 2004, proceedings of the Physique et Astrophysique du
Rayonnement Cosmique School held 02-06 June 2003 in Goutelas
[2] Drury 1983 : An introduction to the theory of diffusive shock acceleration of energetic
particles in tenuous plasmas, Rep. Prog. Phys., 46, 973
[3] Malkov & Drury 2001 : Nonlinear theory of diffusive acceleration of particles by shock
waves, Rep. Prog. Phys., 64, 429
[4] Parizot, Marcowith et al 2004 : Superbubbles and energetic particles in the Galaxy. I.
Collective effects of particle acceleration, A&A, 424, 747
[5] Marcowith A., Parizot E., van der Swaluw E., Bykov A., Tatischeff V., Ferrand G. 2005 :
Superbubbles : a laboratory for high energy astrophysics and cosmic-ray physics, proceedings
of the 2nd International Symposium on High Energy Gamma-Ray Astronomy held 26-30 July
2004 in Heidelberg, AIP Conference Proceedings, 745, 287-292
[6] Falle & Giddings 1987 : Time-dependent cosmic ray modified shocks, MNRAS, 225, 399
[7] Kang, Jones, Gieseler 2002 : Numerical Studies of Cosmic-Ray Injection and Acceleration,
ApJ, 579, 337