Deux classes de mod`eles d´ecrivant la production de rayons cosmiques cohabitent dans la
litt´erature (mod`ele “bottom-up” d’acc´el´eration et mod`ele “Top-down” de d´esint´egration de
particules massives). Chaque classe de mod`eles poss`edent des avantages et des inconv´enients.
A l’heure actuelle, il n’est pas encore possible de privil´egier l’une ou l’autre des familles de
mod`eles. Cette deuxi`eme partie a pour but d’´etudier la propagation et l’interaction de
parti-cules charg´ees avec un champ magn´etique d´esorganis´e. Les connaissances sur ces processus de
transport sont encore tr`es faibles. En effet, les coefficients de diffusion spatiaux (parall`element
D
ket transversalement D
⊥`a un champ magn´etique moyen) ainsi que la diffusion angulaire
ne sont pr´edits que dans le cadre d’´etude tr`es r´eduit de la faible turbulence. Dans les niveaux
sup´erieurs de turbulence (dont fait parti la turbulence magn´etique rencontr´ee par les rayons
cosmiques), le comportement g´en´eral de ces coefficients est compl`etement inconnu.
Le but du travail pr´esent´e ici est d’´etudier ce comportement g´en´eral en fonction de
plu-sieurs param`etres : le niveau de la turbulence magn´etique ainsi que l’´energie des rayons
cosmiques cheminant `a travers la turbulence magn´etique. Le travail que j’ai entrepris est
n´ecessaire pour une bonne connaissance de plusieurs grandeurs fondamentales concernant les
rayons cosmiques :
– Le transport des rayons cosmiques `a partir des sources ´emettrices de rayons cosmiques
est enti`erement r´egit par les coefficients de diffusion spatiaux D
ket D
⊥. Les donn´ees
120 7.4 Motivation de la pr´esente ´etude
tir´ees des projets exp´erimentaux (tel le futur observatoire AUGER) n´ecessiteront une
prise en compte des r´esultats d’une telle ´etude afin d’identifier les sources des rayons
cosmiques (en particulier les rayons cosmiques ayant une ´energie sup´erieure `a l’´energie
seuil du GZK).
– Le temps d’´echappement des rayons cosmiques de leurs sources ´emettrices est lui aussi
d´ependant des coefficients de diffusion spatiale. C’est le temps pendant lequel les rayons
cosmiques peuvent ˆetre soumis `a un m´ecanisme d’acc´el´eration donn´e. L’importance des
fonctionnalit´es apparaˆıt dans :
1. L’efficacit´e des processus de Fermi, m´ecanismes tr`es en vogue actuellement qui est
extrˆemement d´ependante de la diffusion spatiale des rayons cosmiques. En effet, le
temps d’acc´el´eration des rayons cosmiques par les processus de Fermi du premier
ordre d´epend du temps de r´esidence des particules dans le choc non-relativiste
consid´er´e. Pour les processus du second ordre, les diffusions spatiale et angulaire
sont ici aussi cruciales pour d´eterminer leur efficacit´e ;
2. Le temps d’´echappement des rayons cosmiques qui a ´egalement une importance
d´eterminante sur la forme du spectre en ´energie des rayons cosmiques. En effet,
la fuite de particules est engendr´ee par la diffusion spatiale. Les coefficients de
diffusion d´ependant eux-mˆemes de l’´energie des particules, il est alors imp´eratif de
connaˆıtre leur comportement en fonction de l’´energie et du niveau de turbulence
pour d´eterminer le spectre en ´energie d’une source donn´ee. Ce spectre S(ε) dans
le cas g´en´eral s’´ecrira
S(ε) =Q
source(ε)τ
echap(ε) (7.4)
o`u les deux termes du membre de droite d´ependent de la diffusion spatiale des
particules.
En dehors des applications reli´ees aux rayons cosmiques, tous les probl`emes impliquant le
ph´enom`ene de diffusion de particules charg´ees dans un champ magn´etique turbulent b´en´eficieront
des r´esultats que je pr´esente dans cette th`ese. Ainsi les disques d’accr´etion magn´etis´es et
turbulents tireront des informations sur la diffusion spatiale des renseignements pr´ecieux
concernant le transport turbulent des particules.
PLAN DE LA DEUXIEME PARTIE
La suite de cette partie s’organise en quatre chapitres dont les sujets portent sur les
th`emes suivants :
– Le deuxi`eme chapitre pr´esente les grandes lignes du m´ecanisme de Fermi, description de
l’interaction de particules supra-thermiques interagissant avec la turbulence magn´etique
conduisant `a l’acc´el´eration des particules interagissantes.
– Le troisi`eme chapitre r´ecapitule les connaissances th´eoriques sur le transport des rayons
cosmiques dans un champ magn´etique tr`es peu turbulent. Il pr´esente ensuite tous les
r´esultats num´eriques obtenus dans le cas d’une turbulence magn´etique de type
Kolmo-gorov ainsi que leurs interpr´etations th´eoriques.
– Le dernier chapitre fait le bilan des r´esultats scientifiques obtenus dans cette partie de
ma th`ese et pr´esente plusieurs applications directes de ces r´esultats `a divers probl`emes
astrophysiques.
Les processus d’acc´el´eration de
Fermi
Sommaire
7.1 La d´ecouverte des rayons cosmiques . . . 111 7.2 Spectre de rayons cosmiques et coupure GZK . . . 113 7.3 Quelle est l’origine des rayons cosmiques ? . . . 117 7.4 Motivation de la pr´esente ´etude . . . 119
Le mod`ele le plus abouti d´ecrivant l’interaction entre une particule charg´ee et un champ
magn´etique est bas´e sur un sc´enario propos´e par Fermi en 1949. Dans ce sc´enario, un nuage
poss`edant un champ magn´etique grande ´echelle d´efl´echit une particule charg´ee en lui
com-municant de l’´energie cin´etique. L’origine extra-galactique des rayons cosmiques de tr`es haute
´energie est maintenant claire. Bien que le principe du m´ecanisme de Fermi reste valable, il
semble que les particules ´energ´etiques n’interagissent pas avec des nuages interstellaires mais
plutˆot avec des ondes de choc, r´esultat d’explosion d’astres massifs, ou avec des pertubations
localis´ees du champ magn´etique (solitons). Dans ce chapitre, je pr´esenterai le principe de base
de l’acc´el´eration de Fermi et la distinction entre deux classes de ce genre de ph´enom`enes.
J’ex-pliquerai ensuite plus en d´etails les rouages de chacune des classes.
8.1 Base du mod`ele
Imaginons une telle particule arrivant sur ce nuage (ou une perturbation magn´etique) avec
un angle d’incidence θ par rapport la vitesse du nuage (voir figure 8.1). Dans le r´ef´erentiel
R
0de la perturbation, la particule est d´efl´echie en conservant la norme de sa quantit´e de
mouvement initiale (p~
0i.~u
o=−~p
0f.~u
o). Dans le r´ef´erentiel d’un observateur immobile, la
trans-formation de Lorentz nous indique que l’´energie cin´etique de la particule incidente avant et
apr`es d´eflection (dans le cas non-relativiste) est
(
ε
i= ε
0i+~u
o.~p
iε
f= ε
0f−~u
o.~p
i
Dans le document
Du lancement de jets MHD aux rayons cosmiques: La fonction de la turbulence magnetique
(Page 132-137)