4.2 Observations multi-λ de PKS 2155-304
4.2.4 Mod´elisation SSC et discussion
La SED de PKS 2155-304 a ´et´e construite avec les donn´ees simultan´ees collect´ees durant cette campagne et pr´esente les deux bosses typiques aux blazars (figure 4.15). Afin de reproduire cette SED et de comprendre les corr´elations observ´ees, les donn´ees ont ´et´e ajust´ees grˆace `a une version ´ecrite enPYTHONdu mod`ele SSC d´ecrit au d´ebut du chapitre.
Dans un premier temps, la forme de la densit´e d’´electrons Ne a ´et´e d´etermin´ee grˆace aux donn´ees `a basse ´energie. Puisque cette ´emission est produite par effet synchrotron, nous avons vu qu’il existe une relation di-recte entreNeet le spectre ´electromagn´etique produit. La densit´e d’´electrons est ainsi d´ecrite par une triple loi de puissance d’indices spectrauxp1,p2 et p3 entre 1, γ1,γ2 etγmax.
Les autres param`etres restant sont d´etermin´es en tenant compte des
´echelles de temps de variabilit´e et en ajustant le flux pr´edit aux donn´ees.
En particulier, les courbes de lumi`ere en rayons X et au dessus de 200 GeV
4.2. OBSERVATIONS MULTI-λDE PKS 2155-304 153
(Arbitrary Units)
Optical
F
0.9 0.95 1 1.05 1.1 1.15
(Arbitrary Units)TeVF
0.4
(Arbitrary Units)TeVF
0.4
Figure 4.14 Corr´elations trouv´ees durant la campagne d’observation sur PKS 2155-304 en aoˆut 2008. De haut en bas et de gauche `a droite : flux au TeV – flux optique, indice spectral GeV – flux en X, indice spectral GeV – flux optique et enfin flux au TeV – flux en X.
pr´esentent des variations sur des ´echelles de temps de deux jours. Ceci im-plique une relation entre la taille de la zone d’´emission R et le facteur Doppler δ :
R =c∆tδ/(1 +z)<4.7×1015×δ (4.51) Les valeurs des param`etres ainsi obtenues sont donn´ees dans le tableau 4.2 et le r´esultat du calcul SSC est ajout´e aux donn´ees dans la figure 4.15.
Notons que ces param`etres sont similaires `a ceux trouv´es ind´ependamment par Katarzy´nski et al. (2008) pour d´ecrire l’´emission continue6de PKS 2155-304 durant l’´episode ´eruptif de 2006.
Le but de la mod´elisation n’est pas seulement de reproduire la SED moyenn´ee dans le temps mais aussi de comprendre les corr´elations observ´ees.
Dans notre mod`ele, les ´electrons ayant une ´energie γ > γ2 produisent les rayons X. Afin de savoir si ces mˆemes ´electrons contribuent au rayonnement au TeV, ils ont ´et´e omis lors du calcul (ligne en tiret noir). Ceci supprime
6. Cette ´emission est produite par une composante du jet ´evoluant lentement et dom-inante hors des ´episodes ´eruptifs.
154CHAPITRE 4. MOD ´ELISATION DE PKS 2155-304 ET PG 1553+113
E [MeV]
10-8 10-7 10-6 10-5 10-4 10-3 10-2 10-1 1 10 102 103 104 105 106 107 108 ] -1 s-2dN/dE [ erg cm2E
10-13
10-12
10-11
10-10
103 104 105 10-10
Figure 4.15 SED moyenn´ee dans le temps de PKS 2155-304 . Les carr´es rouges sont les points de mesure ATOM, les points verts et bleus repr´esentent les donn´ees Swift et RXTE respectivement. Les donn´ees Fermi sont repr´esent´ees pas les points et le contour `a 1 σ noirs. `A tr`es haute ´energie, les points rouges sont les mesures HESS. De plus, les points gris sont des donn´ees d’archives et les contours gris pr´esentent les deux mesures EGRET, avec en plein, le contour report´e dans le 3emecatalogue, l’autre contour ´etant celui obtenu par Vestrand et al. (1995). Dans l’encart, le contour rouge donne le flux mesur´e parFermi durant la campagne. La ligne bleue est le r´esultat du calcul SSC alors que le calcul sans les ´electrons de plus haute ´energie (γ > γ2) (resp.γ > γ1) est repr´esent´e par la ligne en tiret noir (resp. rouge).
totalement l’´emission en X mais n’affecte que marginalement la totalit´e de la bosse Compton inverse, reproduisant l’absence de corr´elation entre les
´emissions X et TeV. Retirer les ´electrons ayantγ > γ1 (ligne en tiret rouge) supprime totalement l’´emission `a haute ´energie, reproduisant la corr´elation optique–TeV.
Cet effet est probablement dˆu au faible champ magn´etique utilis´e dans le calcul (B=0.018 G). Les rayons X sont produits par des ´electrons qui doivent ˆetre d’autant plus ´energ´etiques que le champ magn´etique est faible (´equation 4.8). Ces mˆemes ´electrons ´emettent par processus Compton inverse dans le r´egime KN et leur omission dans le calcul n’affecte pas le flux au dessus de 200 GeV.
Afin de retrouver une corr´elation entre le flux en X et celui au TeV, il faudrait que le champ magn´etique augmente pour que les ´electrons de plus basse ´energie atteignent le seuil de production des rayons X. Ces ´electrons n’´emettraient alors pas dans le r´egime KN. Cette augmentation du champ magn´etique serait m´ecaniquement accompagn´ee d’une augmentation du flux
4.2. OBSERVATIONS MULTI-λDE PKS 2155-304 155 Param`etre Valeur
Nombre d’e− 6.8×1051
p1 1.3
p2 3.2
p3 4.2
γ1 1.4×104 γ2 2.3×105 γmax 3.1×106
B (G) 0.018
R (cm) 1.5×1017
δ 32
Table4.2 Param`etres du mod`ele SSC d´ecrivant le spectre de PKS 2155-304 lors de la campagne 2008 et repr´esent´e dans la figure 4.15.
aux THE7. Notons que Katarzy´nski et al. (2008) ont utilis´e un champ magn´etique 5 fois plus grand afin de reproduire l’´episode ´eruptif de juil-let 2006.
E [MeV]
10-8 10-7 10-6 10-5 10-4 10-3 10-2 10-1 1 10 102 103 104 105 106 107 108 ] -1 s-2dN/dE [ erg cm2E
10-13
10-12
10-11
10-10
Figure 4.16 Identique `a 4.15. La ligne en tiret noir repr´esente le flux SSC si les photons cibles au dessous de 400 nm ne sont pas pris en compte. Pour la ligne en tiret rouge, ce sont les photons cibles au dessus de cette limite qui sont omis.
Ces r´esultats ont mis en lumi`ere le rˆole des ´electrons dans notre calcul, mais le flux re¸cu d´epend aussi de la densit´e de photons cibles. Le calcul SSC a donc ´et´e refait en omettant les photons synchrotron d’une longueur d’onde soit inf´erieure soit sup´erieure `a 400 nm (figure 4.16).
7. La densit´e de photons cibles produits par synchrotron augmente avec B, faisant augmenter le taux de production de photons par Compton inverse (figure 4.9).
156CHAPITRE 4. MOD ´ELISATION DE PKS 2155-304 ET PG 1553+113 La suppression des photons de plus haute ´energie (λ > 400nm, UV–
rayons X) n’a que peu d’incidence sur l’´emission `a haute ´energie et on s’aper¸coit, en omettant les photons cibles de λ > 400nm (gamme radio–
optique), qu’ils sont ceux principalement diffus´es vers le domaine des rayons γ. De ce fait, les variations corr´el´ees optique–TeV doivent ˆetre le r´esultat d’une variation de la densit´e de photons cibles et pas de celle des ´electrons, imposant d’avoir diff´erentes zones d’´emission et deux populations d’´electrons (une pour produire les photons cibles par synchrotron, l’autre pour le pro-cessus Compton Inverse). Bien qu’il permette d’´etudier les ph´enom`enes de base, on touche la limite du mod`ele SSC 1 zone homog`ene utilis´ee ici.