Rapport activité 2006

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
avec la collaboration de Turlough DOWNES
Centre d’Etudes Spatiales des Rayonnements (C.E.S.R.)
9 avenue du Colonel Roche
31028 Toulouse Cedex 4
[e-mail]
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 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. 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" vers 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 en expansion, souvent en contact 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 [1,2].

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,
permettant un calcul non-linéaire auto-consistent de la forme de la fonction de distribution en
énergie des particules et de la structure spatiale du choc (les rayons cosmiques sont "injectés"
et accélérés par le choc et rétroagissent sur la structure de celui-ci) [3,4]. La partie
hydrodynamique résout les équations d'Euler (une dimension spatiale effective, en 1D
cartésien ou en 3D à symétrie sphérique) avec un schéma volumes finis utilisant une méthode
de Godunov du second ordre en temps ("leap-frog") et en espace (limiteur de pentes). La
partie cinétique résout l'équation de transport de la fonction de distribution des rayons
cosmiques (une dimension spatiale, une dimension d'énergie) avec pour la diffusion spatiale un
schéma implicite, explicite (éventuellement accéléré par "super-time-stepping") ou mixte
(Crank-Nicholson).
Le couplage des particules et du fluide est un problème numériquement très exigeant car il
est nécessaire de bien représenter une très large gamme d'échelles spatiales et temporelles
(induites par la diffusion des rayons cosmiques, qui dépend de leur énergie). Cela a conduit à
l’implémentation d'un algorithme de raffinement adaptatif du maillage spatial (AMR) de type
grilles emboîtées. Pour gagner encore davantage en temps de calcul le code a été parallélisé,
selon la dimension d'espace (où l'AMR induit un trop fort déséquilibre de charges) puis selon la
dimension d'énergie (où de bons "scalings" peuvent être obtenus).
III) Avancement et perspectives
Le code est aujourd'hui fonctionnel et validé. Il va faire l'objet d'une publication dédiée
dans une revue à comité de lecture.
L'exploitation scientifique du code a débuté avec l'étude des effets de chocs multiples
(subissant l'effet des particules précédemment accélérées). Nous souhaitons également étudier
différents types de modèles de transport des rayons cosmiques et étudier 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 (hadronique et leptonique).
REFERENCES
[1] Parizot, Marcowith, van der Swaluw, Bykov, Tatischeff, 2004 : Superbubbles and energetic
particles in the Galaxy. I. Collective effects of particle acceleration, A&A, 424, 747
[2] Marcowith, Parizot, van der Swaluw, Bykov, Tatischeff, Ferrand, 2005, Superbubbles : a
laboratory for high energy astrophysics and cosmic-ray physics , AIP Conference Proceedings,
745, 287-292
[3] Falle & Giddings, 1987, Time-dependent cosmic ray modified shocks , MNRAS, 225, 399
[4] Kang, Jones, Gieseler, 2002, Numerical Studies of Cosmic-Ray Injection and Acceleration ,
ApJ, 579, 337