Quelques perspectives

Une voie permettant de r´eduire les degr´es de libert´e de ce mod`ele est de le comparer aux

observations. Les observations dans les diff´erents contextes astrophysiques donnent une

quan-tit´e de spectres qui doivent ˆetre reproductibles par un mod`ele afin que ce dernier soit valid´e.

Dans cette optique, il serait int´eressant de pouvoir r´ealiser des spectres synth´etiques du disque

d’accr´etion et du jet ou plus simplement de proposer une mod´elisation du rayonnement ´emis

en fonction du rayon dans le disque d’accr´etion. En prenant une solution de jet, on poss`ede

toutes les propri´et´es du plasma `a la fois dans le disque et dans le jet. En ´evaluant, suivant

la nature de l’objet central, le processus d’´emission dominant dans le disque d’accr´etion, on

arriverait, `a posteriori, `a une estimation du flux d’´energie rayonn´ee en fonction du rayon,

dans le cas o`u le disque serait optiquement mince. Il faudra toutefois prendre garde au fait

que le mod`ele pr´esent´e ici suppose que la pression dominante est la pression gazeuse et qu’il

n´eglige la pression de radiation.

106 6.2 Quelques perspectives

mod´eliser le flux d’´energie ´emis par de tels disques d’accr´etion. En particulier, la cr´eation

d’en-tropie est un moyen de comprendre le d´eficit observationnel constat´e dans certains syst`emes

´emettant un jet, qu’il s’agissent d’objets tels des variables cataclysmiques(Ruttenet al.1992)

ou des noyaux actifs de galaxies (Di Matteoet al.2000). En injectant les formes de densit´e et

de temp´erature du plasma dans la forme du flux dominant dans la SMAE (synchrotron

domi-nant dans les r´egions internes des disques d’accr´etion autour d’objets compacts), on pourrait

ainsi arriver `a contraindre les param`etres physiques de la SMAE ( ˙M

en particulier). Notre

mod`ele se prˆete d’ailleurs de bonne grˆace `a une telle estimation car nous poss´edons

directe-ment la valeur du champ magn´etique, `a la fois dans le disque et dans le jet, au contraire des

ADAF ou d’autres mod`eles hydrodynamiques tels les ADIOS (Blandford & Begelman 1999).

La r´ealisation de spectres synth´etiques est plus ardue `a mettre en œuvre car elle n´ecessite la

connaissance des fonctions de distributions des populations de particules pour mod´eliser ne

serait-ce que l’´emission synchrotron du jet. Une approche de ce probl`eme consisterait alors

`

a faire des hypoth`eses quant `a l’´equilibre thermodynamique local du milieu. En supposant

ces populations dans un tel ´equilibre, on pourrait reconstruire la fonction de distribution du

plasma puisque ayant la densit´e (int´egrale sur les vitesses de cette fonction de distribution)

et la vitesse moyenne d’agitation thermique (temp´erature du plasma), on peut contraindre

une statistique de Maxwell-Boltzmann. Dans le cas des syst`emes o`u le disque d’accr´etion est

optiquement ´epais, le probl`eme est plus simple. En effet, le mod`ele nous fournit toutes les

caract´eristiques du plasma `a chaque rayon du disque et ceci quelle que soit l’altitude. Il est

ainsi possible de d´eterminer la puissance totale rayonn´ee `a chaque rayon et la temp´erature

effective associ´ee.

Pour contraindre les param`etres de turbulence, seule une connaissance des coefficients

de transport macroscopiques du plasma baignant dans un champ magn´etique pourrait nous

donner une id´ee pr´ecise de leurs valeurs. Cette ´etude, qui est abord´ee dans l’autre partie de

cette th`ese, n´ecessiterait une mod´elisation de la turbulence magn´etique et une ´etude cin´etique

de la diffusion des particules dans cette turbulence. La diffusion la plus importante `a ´etudier

serait la diffusion transverse au champ magn´etique moyen, ´etant donn´e la configuration du

champ dans le disque d’accr´etion. En effet, la pr´esence d’un jet stationnaire impose au disque

une turbulence magn´etique telle que la diffusivit´e magn´etique polo¨ıdale est toujours inf´erieure

ou ´egale `a la diffusivit´e magn´etique toro¨ıdale. En ´etudiant en d´etails, sur une base cin´etique,

les diffusions transverses aux composantes du champ magn´etique, il serait peut ˆetre possible

de d´eterminer si ce type de configurations est r´ealiste ou non. En particulier, il faudrait

comparer l’intensit´e de la diffusion magn´etique d’un fluide ayant une vitesse sub-sonique

(diffusivit´e polo¨ıdale) et un fluide supersonique (diffusivit´e toro¨ıdale). Une ´etude cin´etique

plus pouss´ee que l’approche simpliste de l’´equation d’´energie pr´esent´ee dans le deuxi`eme

chapitre serait n´ecessaire afin, ´eventuellement, de discriminer le transport d’´energie le plus

efficace dans le disque. En extrapolant ces m´ecanismes de transport microscopiques, on

pour-rait ainsi contraindre, au moins partiellement, la forme de la diff´erence entre chauffage et

refroidissement, ainsi que son amplitude. Le couplage entre les trois domaines de la physique

que sont la physique cin´etique des plasmas hors ´equilibre, la magn´etohydrodynamique et

l’´electrodynamique constituerait le dernier d’un mod`ele complet, d´ecrivant toute la structure

de fa¸con coh´erente. Malheureusement, une telle structure th´eorique n’est pas encore

abor-dable aujourd’hui, `a la fois pour des raisons informatiques et th´eoriques, mais elle pourrait

constituer un aboutissement de l’astrophysique dans l’´etude des environements des objets

astrophysiques ´emettant des jets.

Transport des Rayons Cosmiques `a

travers la turbulence MHD

La d´ecouverte des Rayons

Cosmiques et leur probl´ematique

Sommaire

6.1 Points importants d´egag´es par la th`ese . . . 103 6.2 Quelques perspectives . . . 105

La compr´ehension des ph´enom`enes li´es `a la physique des rayons cosmiques est encore loin

d’ˆetre claire. Tout d’abord, que sont les rayons cosmiques ? Ce sont des particules

hadro-niques (des noyaux nucl´eaires allant du proton jusqu’`a des ´el´ements plus lourds comme le

Zinc) se propageant dans l’espace avec des ´energies de loin ultra-relativistes (leurs ´energies

vont du GeV jusqu’`a des particules d’´energie estim´ee `a 10

eV = 100EeV). Ces particules

bombardent la Terre avec un flux isotrope, ou tout du moins tr`es faiblement anisotrope dans

la direction du plan galactique. La d´ecouverte de leur origine extra-terrestre ne s’est pas faite

sans heurts mais une fois admise, la physique d´ecrivant des sc´enarii d’acc´el´eration de ces

particules ne s’est jamais arrˆet´e d’´evoluer. Il reste n´eanmoins beaucoup d’interrogations dans

ces sc´enarii, en particulier sur les processus physiques sous-jacents comme le transport de ces

rayons cosmiques `a travers les champs magn´etiques galactiques et extra-galactiques. Je ferai

dans la premi`ere section de ce chapitre un bref r´ecapitulatif de l’Histoire de la d´ecouverte

des rayons cosmiques. Je parlerai, dans un deuxi`eme temps, du spectre observ´e de rayons

cosmiques ainsi que des objets astrophysiques susceptibles d’ˆetre une source de ce genre de

particules. Je concluerai ce chapitre en pr´esentant une contrainte tr`es importante sur l’origine

des rayons cosmique : la coupure GZK.