287 research outputs found
Cosmic Ray propagation close to supernova remnants
No full textTalk by Alexandre Marcowith at CRATER2018, Gran Sasso Science Institute, L'Aquila (Italy
Cosmic-ray driven instabilities
No full textLecture slides for the course " Cosmic-ray driven instabilities" delivered by Alexandre Marcowith at the International School of Physics Enrico Fermi - Course 208 Foundations of Cosmic Ray Astrophysics
Cosmic Rays transport in the weakly ionized interstellar medium
No full textLe rayonnement cosmique joue un rôle fondamental dans la dynamique de la galaxie. Les processus par lesquels ce rayonnement est injecté dans le milieu interstellaire et la manière dont il impacte son environnement représentent une branche active de la recherche en astrophysique. Bien que les restes de supernovae sont considérées comme les principaux accélérateurs du rayonnement cosmique, il n'existe pas de modèle d'injection qui permette efficacement d'expliquer la distribution spectrale du rayonnement cosmique telle qu'observée depuis la surface de la Terre, ni qui ne puisse être confirmé par les observations du ciel à haute énergie. De plus, les effets du rayonnement cosmique sur la dynamique turbulente du milieu interstellaire faiblement ionisé et en particulier leur impact sur le taux de formation d'étoile de la galaxie sont encore méconnus.Dans cette thèse, j'ai développé un modèle d'injection et de transport du rayonnement cosmique d'énergie 1 GeV à 100 TeV s'échappant des restes de supernovae de type Ia et se propageant dans le milieu interstellaire faiblement ionisé à travers un nouveau code 1D de transport du rayonnement cosmique : CR SPECTRA. En s'échappant du reste, le rayonnement cosmique génère de la turbulence magnétique aux échelles du rayon de gyration des particules qui contribuent à confiner le rayonnement cosmique proche du choc du reste. Les nuages moléculaires dans l'environnement du reste représentent une signature observationnelle de cet effet de confinement.Un second travail a permis de modéliser l'interaction du rayonnement cosmique avec une phase thermiquement bi-stable faiblement ionisée du milieu interstellaire grâce au code 3D MHD RAMSES. Les propriétés de transport du rayonnement cosmique sont intimement liées aux propriétés de la turbulence magnétique dans le milieu. En particulier, j'ai montré que sous certaines conditions, le rayonnement cosmique empêche la formation de structures denses et contribue potentiellement à la réduction du taux de formations d'étoiles dans la galaxie.Cosmic rays play a fundamental role in the dynamics of the galaxy. The way it is injected into the interstellar medium and the processes it can impact over is an active research branch of Astrophysics. Although supernova remnants are thought to be the main cosmic ray accelerators there is no actual model for their injection that can efficiently explain their spectral distribution as observed on Earth and that can be validated by observations at high energy. Moreover, the effects of cosmic rays on the turbulent dynamic of the weakly ionized interstellar medium and in particular the galactic star formation rate stay unknown.In this thesis I have developed an injection and transport model for cosmic rays in the energy range 1 GeV to 100 TeV. The particles escape from Ia type supernovae remnants and propagate in the weakly ionized interstellar medium. This process is studied using a new 1D transport code called : CR SPECTRA. Having escaped from the remnant, cosmic rays drive magnetic turbulence at scales corresponding to their gyration radius which contribute to confine the particles close to the accelerator. Molecular clouds in the environment of the source represent preferential targets to probe the cosmic ray content using gamma-ray telescopes.In a second work, I have modeled the interactions of cosmic rays with a weakly ionized, thermally bi-stable interstellar medium using the 3D MHD code RAMSES. Cosmic rays transport properties are intimately linked with those of magnetic turbulence. In particular, I showed that under certain conditions, cosmic rays can prevent dense structures formations and can potentially contribute to reduce the star formation rate in the galaxy
Cosmic Ray transport in magnetohydrodynamic turbulence
No full textDans cette thèse, nous étudions les propriétés du transport de particules chargées de haute énergie dans des champs électromagnétiques turbulents.Ces champs ont été générés en utilisant le code magnétohydrodynamique (MHD) RAMSES, résolvant les équations de la MHD idéales compressibles. Nous avons développé un module pour générer la turbulence MHD, en utilisant une technique de forçage à grande échelle. Les propriétés des équations de la MHD font cascader l'énergie des grandes échelles vers les petites, développant un spectre en énergie suivant une loi de puissance, appelée zone inertielle. Nous avons développé un module permettant de calculer les trajectoires de particule chargée une fois le spectre turbulent établi. En injectant les particules à une énergie telle que l'inverse du rayon de Larmor des particules corresponde à un mode du spectre de Fourier dans la zone inertielle, nous avons cherché à mettre en évidence un effet systématique lié à la loi de puissance du spectre. Cette méthode a montré que le libre parcours moyen est indépendant de l'énergie des particules jusqu'à des valeurs de rayon de Larmor proches de l'échelle de cohérence de la turbulence. La dépendance du libre parcours moyen avec le nombre de Mach alfvénique des simulations MHD a également produit une loi de puissance.Nous avons également développé une technique pour mesurer l'effet de l'anisotropie de la turbulence MHD sur les propriétés du transport des rayons cosmiques, au travers le calcul de champs magnétiques locaux. Cette étude nous a montré un effet sur coefficient de diffusion angulaire, accréditant l'hypothèse que les particules sont plus sensible aux variations de petites échelles.In this thesis, we study the transport properties of high energy charged particles in turbulent electromagnetic fields.These fields were generated by using the magnetohydrodynamic (MHD) code RAMSES, which solve the compressible ideal MHD equations. We have developed a module for generating the MHD turbulence, by using a large scale forcing technique. The MHD equations induce a cascading of the energy from large scales to small ones, developing an energy spectrum which follows a power law, called the inertial range.We have developed a module for computing the charged particle trajectories once the turbulent spectrum is established. By injecting the particles to energy such as the inverse of the particle Larmor radius corresponds to a mode in the inertial range of the Fourier spectrum, we have highlighted systematic effects related to the power law spectrum. This method showed that the mean free path is independent of the particules energy until the Larmor radius takes values close to the turbulence coherence scale. The dependence of the mean free path with the alfvénic Mach number produced a power law.We have also developed a technique to measure the anisotropy effect of the MHD turbulence in the cosmic rays transport properties through the calculation of local magnetic fields. This study has shown an effect on the pitch angle scattering coefficient, which confirmed the assumption that the particles are more sensitive to changes in small scales fluctuations
Cosmic rays escape from their sources
Get PDFInternational audienceCosmic rays (CRs) are accelerated in diverse astrophysical objects like supernova remnants, massive star clusters, or pulsars. Fermi acceleration mechanisms built a power-law distribution controlled by the ratio of the acceleration to escape timescales in the acceleration site. Hence, escape is an essential mechanism to establish the particle distribution at cosmic-ray sources and to control the flux of cosmic rays injected into the galaxy. Different models have tried to account for the escape process. However, all show some limitations due to the complexity of the particle release mechanism, usually involving 3D geometry, with specific magnetic turbulence properties linked to the process itself. The escape process is also time dependent and results from the interplay of particle acceleration and injection efficiency in the astrophysical source. Once injected into the interstellar medium, freshly released particles are channelled by the ambient magnetic field, which is itself turbulent. In a simplified view, we mainly focus on the propagation of CRs along 1D magnetic flux tubes before turbulent motions start to mix them over a turbulent coherence length, and then we further question this assumption. Close to their sources, one can also expect cosmic rays to harbour higher pressure with respect to their mean value in the interstellar medium. This intermittency in the CR distribution is prone to trigger several types of kinetic and macro instabilities, among which the resonant streaming instability has been the most investigated. In this article, we review recent observational and theoretical studies treating cosmic-ray escape and propagation in the vicinity of their source. We will consider three main astrophysical contexts: association with massive star clusters, gamma-ray halos around pulsars, and, more specifically, supernova remnants. In particular, we discuss in some detail the cosmic-ray cloud (CRC) model, which has been widely used to investigate CR propagation in the environment of supernova remnants. The review also discusses recent studies on CR-induced feedback over the interstellar medium surrounding the sources associated with the release process, as well as alternative types of driven instabilitie
Simulation of relativistic jets in high-mass microquasars
No full textLes microquasars, sources de haute énergie composées d'un trou noir en accrétion et d'un compagnon stellaire, sont des objets astrophysiques complexes où divers phénomènes physiques entrent en jeu. Le nom microquasar trouve son origine dans les similitudes trouvées avec les quasars, un terme désuet désignant un sous-ensemble de noyaux actifs de galaxie, caractérisés notamment par la présence d'un jet relativiste visible en radio. La perte d'énergie liée à ces radiations, ainsi que d'autres processus plasma, n'est pas prise en compte lors de la simulation des jets relativistes. De plus, les études des jets de microquasars sont réalisées soit avec un écoulement relativiste sur de petites échelles (~ une séparation orbitale), soit avec un écoulement newtonien sur de grandes échelles (dizaines de séparations orbitales), mais pas relativiste sur de grandes échelles. Cette thèse de doctorat vise donc à répondre à ces deux considérations.Pour cela, j'ai développé des formules analytiques pour le refroidissement d'un plasma astrophysique, ainsi que des outils numériques visant à analyser et quantifier précisément des jets hydrodynamiques relativistes simulés. Ces outils ont ensuite été utilisés pour étudier l'impact de l'inclusion du refroidissement susmentionné dans les simulations numériques de jets hydrodynamiques relativistes sur une grande échelle spatiale et temporelle. Cette étude a été réalisée avec des configurations numériques basées sur les microquasars Cygnus X-1 et Cygnus X-3, qui ont été (provisoirement) reproduites pour cette thèse.Cette thèse a révélé que l'ajout de pertes radiatives induit un refroidissement différentiel entre le faisceau du jet et le cocon environnant. Ce refroidissement différentiel renforce la surpression de ce dernier sur le premier, ce qui modifie la structure interne du jet, accélérant la croissance de l'instabilité de Kelvin-Helmholtz, déstabilisant le jet et impactant ainsi sa structure globale et sa dynamique.Une étude paramétrique autour des paramètres choisis pour Cygnus X-1 et Cygnus X-3 a également été réalisée. Les résultats des études précédentes, tels que la flexion du jet et la perturbation du jet par le vent stellaire, sont confirmés, et l'impact de la température du jet sur sa stabilité et sa dynamique a été étudié. Un effet de seuil a été constaté : lorsque la température injectée est supérieure à la température à laquelle le premier choc de recollimation chaufferait la matière injectée de cette densité et de cette vitesse, la croissance de l'instabilité entraîne des propriétés dynamiques du jet sensiblement différentes.Microquasars, high-energy sources made of an accreting black hole and a stellar companion, are complex astrophysical objects where various physical phenomenon are at play. The name microquasar originates in the similarities found with quasars, an outdated term for a subcase of active galactic nuclei, especially the presence of a relativistic jet visible in radio. The energy loss related to these radiations, as well as other plasma processes, is not taken into account while simulating relativistic jets. Moreover, studies of microquasar jets are either performed with relativistic flow over small scales (sim one orbital separation) or Newtonian flow over large scales (tens of orbital separations), but not relativistic over large scales. This PhD thesis thus aim at filling the gap from both of these considerations.Firstly, I developed analytical formulas for the cooling of an astrophysical plasma, as well as numerical tools aiming to precisely analyse and quantify simulated relativistic hydrodynamical jets. These tools were then used to study the impact of including the aforementioned cooling in state-of-the-art numerical simulations of hydrodynamical, relativistic jets over a large spatial and temporal scale. This study was performed with numerical setups based on the microquasars Cygnus X-1 and Cygnus X-3, which were (tentatively) reproduced for this PhD.This PhD found that adding radiative losses induced a differential cooling between the jet beam and the surrounding cocoon. This differential cooling strengthens the overpressure of the latter over the former, which in turn modifies the jet internal structure, accelerating the growth of the Kelvin-Helmholtz instability, destabilising the jet and thus impacting its global structure and dynamics.A parametric study around the chosen parameters for Cygnus X-1 and Cygnus X-3 was also performed. Results from previous studies such as jet bending and jet disruption by the stellar wind are confirmed, and the impact of the jet temperature on its stability and dynamics was investigated. A threshold effect is found: when the injected temperature is greater than the temperature to which the first recollimation shock would heat injected material of this density and velocity, the instability growth results in sensibly different dynamical properties of the jet
Cosmic-Ray-modified and driven instabilities
No full textInternational audienceThese lectures address the effects of Cosmic Rays over macro-instabilities which develop in the interstellar medium and the micro-instabilities the particles are able to trigger themselves. The lectures are centered on the derivation of linear growth rates but also discuss some numerical simulations addressing the issue of magnetic field saturation. A particular emphasis is made on the streaming instability, an instability driven by anisotropic cosmic-ray distributions
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