II.1.2 Emission non-thermique des blazars
II.1.2.3 Absorption par création de paires
La production de paires e±par l’interaction photon-photon est l’inverse du processus d’annihilation matière-antimatière e+e−→γγ. Dans le régime relativiste ce processus est assez similaire à celui de la diffusion Compton-inverse. Cependant, la production de paire par γ+γà un seuil cinématique strict donné par
eγ1eγ2(1−cos θ) ≥2, (1.31)
avec eγ1 et eγ2 les énergies des deux photons en mec2 se percutant selon un angle θ dans le référentiel du laboratoire.
II.1.2.3.1 Absorption interne
Comme le montre l’équation 1.31, il peut se produire une production de paires via l’interaction des photons gamma sur le rayonnement synchrotron ou un autre champ de faible énergie. Cette production de paires peut être quantifiée comme une absorption interne du rayonnement gamma dépendant de la section efficace d’interaction σγγ.
En première approche, pour l’étude du blazar Ap Librae dans la suite du manuscrit j’utilise l’approximation de Coppi & Blandford (1990) qui se place à la section efficace maximale d’absorption σγγ,max ' 0.2σT, avec σT la section efficace Thomson. L’épaisseur optique définie par l’absorption par création de paire s’écrit ainsi :
τγγ(eγ) =0.2σT 1
eγn(ω0)R , (1.32)
avec eγ = hνγ l’énergie des photons absorbés sur le champ cible, et n(ω0) la densité de photons cibles en fonction de leur énergie,
n(ω0) = 4π Iω
hcω0 , (1.33)
avec Iω l’intensité par unité de surface de la radiation cible. En prenant ω0 =1/eγ on obtient
n(ω0) = 4π Iωνγ
c . (1.34)
Afin d’être plus rigoureux dans l’estimation de l’absorption par création de paire, j’adopte dans mes modèles d’émission la formule donnée par Aharonian et al. (2008) décrivant l’évolution de la section efficace d’absorption σγγ suivant l’énergie des photons, avec une erreur maximale par rapport à la solution exacte estimée à environ 3%,
σγγ= 3σT 2s2 " s+ 1 2ln s− 1 6+ 1 2s ln(√ s+√ s−1) − s+4 9 − 1 9s r 1− 1 s # , (1.35)
avec s le produit des énergies du photon primaire eγ et du photon cible ω0, s =
eγω0/m2ec4.
L’épaisseur optique caractérisant l’absorption gamma par une interaction photon-photon dans une source de taille R peut s’écrire
τ(eγ) = Z R 0 Z ω2 ω1 σ(eγ, ω)Nph(ω, r)dωdr, (1.36) Avec Nph(ω, r) décrivant la distribution spectrale et spatiale des photons cibles dans la source.
Pour une source homogène avec une distribution étroite de photons, on peut utiliser l’approximation τ(eγ) = Rσ(eγ, ¯ω)N(ω¯)où ¯ω et l’énergie moyenne des photons cibles. Cette approximation à cependant une limite à faible énergie (eγ <1/ ¯ω) où cette absorp-tion devient nulle (τ =0).
II.1.2.3.2 Absorption par la lumière diffuse extragalactique
La lumière diffuse extragalactique (EBL) est le second champ de rayonnement le plus lumineux éclairant l’univers derrière le fond diffus cosmologique. L’EBL contient deux composantes, le fond cosmique visible (COB) qui intègre l’émission visible des étoiles et galaxies, et le fond cosmique infrarouge (CIB) constitué le la lumière diffusée par les poussières dans la gamme infrarouge.
Comme nous l’avons vu dans la section précédente, une absorption efficace peut se produire entre des photons par création de paire. Or il se trouve que la section efficace maximale d’absorption du pic visible de l’EBLcorrespond aux énergies de l’ordre du TeV. La présence de L’EBLproduit donc un horizon cosmologiques pour les sources émettant auxVHE. Plus la source est lointaine, plus son spectreVHE est absorbé.
En ayant une bonne connaissance de la SED de l’EBL nous pouvons déduire les spectres VHE intrinsèques desAGN, car nous pouvons déduire l’épaisseur optique des photons gamma suivant leur énergie et la distance des sources émettrices. L’exercice in-verse est aussi possible, en estimant la valeur du spectreVHE intrinsèque desAGNnous pouvons estimer celui de l’EBL(Biteau & Williams 2015) L’absorption des rayons gamma par création de paires e± sur l’EBLest pris en compte dans nos modélisations. Pour cela on utilise la table 3 deFranceschini et al.(2008) dans laquelle sont référencées les profon-deurs optiques des rayons gamma suivant leur énergie et le décalage vers le rouge de la source. Les profondeurs optiques correspondant à des valeurs intermédiaires de décalage vers le rouge et d’énergie sont simplement obtenues par interpolation.
II.1.2. EMISSION NON-THERMIQUE DES BLAZARS 59 1000 104 105 106 107 1 10 100 λ(ä) λ Fλ (nW/m 2 /str)
Figure II.1.6 – Modèles de laSEDde l’EBL. (Biteau 2013), adapté deGilmore et al.(2012).
Figure II.1.7 – Principe de l’absorption du rayonnement gamma des quasars par l’EBL. Crédits : H.E.S.S. Collaboration.
2
Revue des modèles d’émission des
Blazars
Un des grands principe de la recherche scientifique est de reproduire des observables via des expériences en laboratoire ou des modèles numériques. Dans le cas des blazars, les énergies et la taille du système en question sont telles que seules les modélisations numériques sont appropriées. Les premières observations multi-longueur d’onde des bla-zars nous ont permis de déterminer qu’une zone compacte de plasma est en mouvement proche de la base du jet à une vitesse relativiste, produisant cette forme caractéristique de laSEDen double bosse synchrotron et synchrotron self-Compton (SSC) très reconnais-sable. De nombreux scénarios numériques ont été développés pour caractériser cette zone compacte de radiation et gagnent progressivement en complexité depuis une vingtaine d’années. Les données multi-longueur d’onde disponibles des blazars ont explosé avec la dernière génération des télescopes spatiaux et du suivi régulier au sol en rayons gamma avec les télescopes Tcherenkov et en radio avec les méthodes d’interférométrie à très large base (VLBI). Tout ceci nous permet d’avoir plus de données, plus précises et avec un meilleur suivi. Nous pouvons ainsi affiner et complexifier les modèles d’émission.
Du fait de la multiplication rapide de ces modèles ces dernières années il devient nécessaire de faire le point sur l’état actuel de la modélisation spectrale des blazars. On ne choisit pas ici de faire une liste exhaustive de tous les modèles existants mais plutôt de discerner les différentes approches imaginées dans différentes catégories, de décrire les points forts et faibles de chaque scénario ainsi que les sources et les observables qui ont favorisé une approche par rapport à une autre.