Description du jet des blazars

Les m´ecanismes de formation des jets de plasma restent encore incon- nus, ainsi que la composition exacte du plasma : on ne connaˆıt pas la part

1.5. LES NOYAUX ACTIFS DE GALAXIE 41

Figure_{1.19 SED de plusieurs blazars, de gauche `a droite et de haut en bas :} PKS 2005-489 (The HESS Collaboration, 2009), PKS 1424+240 (The VER- ITAS Collaboration et al., 2009), 3C 454.3 (Abdo et al., 2009d), Markarian 421 (Horan et al., 2009).

Figure _{1.20 Sch´ema d’un jet. Les ´electrons sont acc´el´er´es proche du trou} noir central. Ils ´emettent des photons par rayonnement synchrotron ou par interaction avec des photons cibles de diff´erentes origines (disque, BLR ou mˆeme photons synchrotron).

42 CHAPITRE 1. L’ASTRONOMIEγ d’´energie qu’emportent les protons et les paires et celle transport´ee par flux de Poynting.

On pense que les particules sont acc´el´er´ees dans le jet dans une r´egion proche du trou noir par des chocs relativistes. La zone ainsi chauff´ee va se refroidir par ´emission ´electromagn´etique tout en s’´eloignant du trou noir (fig- ure 1.20). Les observations de Fermi de 3C 279 laissent penser que la dissipa- tion se produit aux alentours d’une distance de 105 rayons de Schwarzschild (Fermi-LAT Collaboration et al., 2010).

On attribue le premier pic, dans la repr´esentation νF (ν), `a l’´emission synchrotron d’´electrons du fait de la polarisation de ce rayonnement, no- tamment en optique. L’origine de la bosse de haute ´energie reste encore `a d´ebattre et peut ˆetre interpr´et´ee par plusieurs types de mod`eles.

Dans la premi`ere classe de mod`eles, dits leptonique, le rayonnement est ´emis par Compton inverse sur un champ de photons cibles de basse ´energie. Dans le cas o`u ce champ de photons est produit par l’´emission synchrotron, on parle de mod`ele synchrotron self-Compton (Band & Grindlay, 1985) ou mod`ele SSC.

La zone ´emettrice peut ˆetre ´eclair´ee par l’´emission du disque soit directe- ment soit par la lumi`ere absorb´ee et r´e-´emise par les nuages BLR (figure 1.20). Le champ de photons cibles peut donc avoir une origine externe et on parle de mod`eles Compton externe (external Compton en anglais, EC) (Sikora et al., 1994; Dermer et al., 1992).

Les mod`eles dits hadroniques invoquent, pour expliquer l’´emission, soit une ´emission synchrotron de protons (Mannheim, 1993), soit une production de γ par d´esint´egration de π0eux-mˆemes produits par interaction de proton-

proton (M¨ucke et al., 2003). Le lecteur int´eress´e est renvoy´e vers la revue de M. B¨ottcher (B¨ottcher, 2007).

Dans ce travail, le mod`ele SSC sera utilis´e et d´ecrit dans le chapitre 4. Il poss`ede l’avantage de bien d´ecrire l’´emission des BL Lacs et notamment des plus ´energ´etiques, et il ne se base que sur un nombre de param`etres restreint. Cons´equences et n´ecessit´e d’un jet relativiste

Transformations relativistes Nous consid´erons une zone d’´emission se d´epla¸cant `a une vitesse relativiste βs, de facteur de Lorentz Γ = 1/p1 − β2s

et dont la vitesse fait un angle θ avec l’observateur. Le facteur Doppler δ est d´efini comme :

δ = 1

Γ(1− βscos(θ))

(1.26) Le mouvement `a une vitesse relativiste d’une zone d’´emission implique de nombreux faits observationnels. Si on rep`ere les variables ´evalu´ees dans le r´ef´erentiel de source par un prime, on obtient que :

1.5. LES NOYAUX ACTIFS DE GALAXIE 43 – l’´energie des photons observ´es sur Terre est augment´ee selon Eγ =

δE′ γ,

– le temps est contract´e t = t′_/δ,

– une ´emission isotrope dans le r´ef´erentiel de la source sera fortement anisotrope dans le r´ef´erentiel de l’observateur et contenue dans un cˆone d’angle_{≈ 1/Γ,}

– la luminosit´e bolom´etrique est fortement amplifi´ee L = δ4L′_{, expli-}

quant pourquoi l’´emission des blazars est domin´ee par l’´emission du jet.

Mouvement supra-luminique Des observations ont montr´e que certains jets pr´esentaient des mouvements supra-luminiques en d´esaccord apparent avec la relativit´e restreinte, comme par exemple pour la radio-galaxie M 87 par le satellite Hubble (Biretta et al., 1999, figure 1.21).

Figure _{1.21 Mouvement supra-luminique observ´e dans le jet de la galaxie} M 87 (Biretta et al., 1999).

Rees (1966) proposa une explication pour ce ph´enom`ene en invoquant un mouvement relativiste de la source lumineuse (figure 1.22, `a gauche). Dans un temps ∆t, la source s’est d´eplac´ee sur une distance βsc∆t et la distance

44 CHAPITRE 1. L’ASTRONOMIEγ

Dapp = βsc∆t sin(θ) (1.27)

´

Etant donn´e que la source s’est rapproch´ee de l’observateur, les photons ´emis `a t + ∆t ont moins de distance `a parcourir que ceux ´emis au temps t et ainsi le temps apparent pour l’observateur est :

∆tapp = ∆t(1− βscos(θ)) (1.28)

et la vitesse apparente est alors : βapp = Dapp ∆tapp = βssin(θ) 1− βscos(θ) (1.29)

Figure<sub>1.22 `A gauche : sch´ema explicatif des mouvements supra-luminiques.</sub> `

A droite : vitesse apparente en fonction de l’angle θ pour diff´erentes valeurs de βs.

La figure 1.22, `a droite, donne la variation de la vitesse apparente pour plusieurs valeurs de la vitesse de la source lumineuse. La vitesse apparente peut ˆetre plus grande que la vitesse de la lumi`ere si βs > 1/√2.

La compacit´e γγ La zone ´emettrice ne peut donc pas ˆetre plus petite que Rvar/δ = tvar c/(1 + z) afin d’ˆetre reli´ee causalement. tvar est l’´echelle

de temps de variabilit´e pouvant ˆetre de l’ordre de la minute (Aharonian et al., 2007a; Albert et al., 2007e). Dans cette zone, les photons γ ayant une ´energie suffisante peuvent interagir entre eux pour cr´eer des paires e+_e−_{. Le}

1.5. LES NOYAUX ACTIFS DE GALAXIE 45

l = σTL

′

4πRmec3

(1.30) o`u R est la taille de la source et L′ <sub>est la luminosit´e ´evalu´ee `a 1 MeV dans</sub>

le r´ef´erentiel de la source. Cette luminosit´e permet d’´evaluer la densit´e de photons ayant l’´energie suffisante pour la cr´eation de paire.

En rempla¸cant R par la taille la plus petite permise par les observations, soit celle induite par l’´echelle de temps de variabilit´e, Rvar, on arrive `a :

l > (1 + z)δ−5 σT 4πmec4 L tvar = 0.9(1 + z)δ−5 σT 1045_{erg s}−1 1 jour tvar (1.31) Pour les valeurs de l > 1, la production de paire devrait conduire `a l’absorption compl`ete des photons de THE d´etect´es sur Terre. L’observation de blazars aux THE implique des facteurs Doppler δ > 10− 20, r´eduisant d’un facteur δ−5 _{le param`etre l.}

La s´equence des blazars

La s´equence des blazars, propos´ee par Fossati et al. (1999) au vu du bilan ´energ´etique de plusieurs blazars, postule l’existence d’une s´equence continue entre les FSRQ et les BL Lacs les plus ´energ´etiques, figure 1.23 :

– le ratio IBF

pic/ IHFpic intensit´e du pic basse fr´equence sur intensit´e du pic

haute fr´equence diminue quand la luminosit´e augmente. Ainsi pour les FSRQ, IBF_pic est inf´erieure `a IHF<sub>pic</sub>, ce qui n’est pas le cas pour les BL Lac. – la fr´equence des pics `a basse ´energie ν_picBF et `a haute ´energie ν<sub>pic</sub>HF diminue quand la luminosit´e totale augmente et donc les blazars les moins lumineux sont ceux qui ´emettent aux plus hautes ´energies. Les FSRQ ont la plus grande luminosit´e mais ´emettent `a plus basse ´energie que les BL Lac. Ces derniers sont divis´es en 2 sous-cat´egories suiv- ant la position du pic basse fr´equence IBF

pic. Si le maximum de l’´emission syn-

chrotron se situe dans l’infrarouge, on parle de LBL (Low frequency peaked BL Lac) et pour un pic dans l’optique ou au del`a, on parle de HBL (High frequency peaked BL Lac). Il existe aussi une classe interm´ediaire parfois utilis´ee dans la litt´erature, les IBL (Intermediate frequency peaked BL Lac). Les HBL sont les objets les moins puissants avec une ´energie totale (ra- diative et magn´etique) dans le jet nettement inf´erieure aux FSRQ (figure 1.23, `a gauche). Moins brillants que tous les autres blazars `a presque toutes les longueurs d’onde, ils ´emettent jusqu’aux tr`es hautes ´energies et mˆeme au del`a de 1 TeV. De fait, la majorit´e des blazars d´etect´es par les t´elescopes Tcherenkov sont des HBL (23 sur 28).

Dans le domaine du GeV (celui de Fermi et AGILE), cette s´equence des blazars pr´edit que les FSRQ sont des sources brillantes avec un indice

46 CHAPITRE 1. L’ASTRONOMIEγ

Figure <sub>1.23 `A gauche : SED moyennes d’un ´echantillon de blazar, tir´e de</sub> (Fossati et al., 1999). `A droite : fr´equence du pic synchrotron en fonction de la densit´e d’´energie (radiative et magn´etique) dans le jet (Ghisellini et al., 1998).

spectral Γ > 2 (sources `a spectre mou), alors que les BL Lac, et en particulier les HBL, sont plus faibles mais avec un indice spectral Γ < 2 (sources `a spectre dur).

La figure 1.24 tir´ee de (Abdo et al., 2010d) montre les indices spec- traux dans la bande Fermi des sources associ´ees avec des blazars. Une nette diff´erence est ainsi visible entre la population des FSRQ pour lesquels Γ > 2 (sauf pour 2 sources sur 231) et les BL Lac dont le spectre est plus dur en moyenne.

Le recouvrement entre la distribution des indices des BL Lac avec celle des FSRQ est n´eanmoins important. Ceci est principalement dˆu aux HBL. Le panneau en haut de la figure 1.24 montre la distribution des indices en fonction de la position du pic synchrotron. On voit que dans ce diagramme les FSRQ (rouge) et les LBL (bleu clair) sont peu diff´erents. Les HBL peu- plent, eux, la partie droite du diagramme avec un pic synchrotron `a grande fr´equence et un indice spectral Γ < 2. Ceci est en parfait accord avec les pr´edictions de la s´equence. Les deux populations, dont la classification est bas´ee sur des propri´et´es de leur ´emission radio, sont s´epar´ees aussi grˆace `a leur ´emission `a plus haute ´energie.

La s´equence blazar reste encore tr`es controvers´ee et certaines observa- tions tendent `a la contredire. A ce titre citons l’exemple du HBL PKS 2155- 304 qui a subi une phase ´eruptive en 2006 sans pr´ec´edent (Aharonian et al., 2007a) durant laquelle le flux au dessus de 200 GeV fut 50 fois plus im- portant que celui habituellement mesur´e. La figure 1.25 pr´esente la SED de cette source durant cette ´eruption. La composante `a haute ´energie est

1.5. LES NOYAUX ACTIFS DE GALAXIE 47

Figure _{1.24 Figures tir´ees (Abdo et al., 2010d), liste des sources Fermi} probablement associ´ees avec des NAG. En haut, la distribution des indices spectraux pour les FSRQ et les BL Lac. La ligne pointill´ee bleu est la dis- tribution des indices spectraux des BL Lac vus au TeV. En bas : l’indice spectral Fermi en fonction de la position du pic synchrotron. En rouge se trouvent les FSRQ, les autres sources sont des BL Lac et les HBL sont en bleu.

dominante (courbe bleu), allant `a l’encontre des pr´edictions de la s´equence blazars pour un HBL.

48 CHAPITRE 1. L’ASTRONOMIEγ

Figure_{1.25 SED du HBL PKS 2155-304 tir´ee de Aharonian et al. (2007a).} En noir, la SED dans un ´etat bas. Les points en rouge et en noir repr´esentent le flux `a deux instants diff´erents lors de l’´episode ´eruptif.