Simulations hydrodynamiques relativistes de la phase émission rémanente dans les GRB. Séminaire au L.U.Th, Observatoire de Paris

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1 Simulations hydrodynamiques relativistes de la phase émission rémanente dans les GRB Zakaria Meliani Séminaire au L.U.Th, Observatoire de Paris Janvier 2007

2 Les grandes lignes de la présentation Les propriétés des sursauts gamma Le Modèle de la boule de feu La phase d émission rémanente. Isotrope Jet Toutes les phases du sursaut gamma Modèle a deux boules de feu. Conclusions et projets

3 Les sursauts gammas L énergie libérée dans le sursaut gamma est ergs (si l explosion est isotrope). Elle représente l explosion. de l énergie de La plupart des explosions durent de 10ms à 100s Le rayonnement est non-thermique. Les GRBs se produisent a des distances cosmologiques (redshift z 6.3). Le sursaut gamma résulte de chocs internes et l émission rémanente résulte de chocs externes. Observations

4 Modèle des sursauts gammas Associated with short GRB Associated with long GRB Observations

5 Modèle standard de boule de feu Explosion isotrope ( boule de feu sphérique) Milieu ambiant uniforme. La boule de feu est uniforme, avec une masse (10-6 M ). La boule de feu et le milieu ambiant ne sont pas magnétisés. (Modèle simple) Le facteur de Lorentz doit atteindre Γ>100. Les trois phases. Théories

6 Modèle standard de boule de feu Phase d accélération: énergie thermique énergie cinétique Choc interne: sursaut gamma Phase décélération: énergie cinétique énergie thermique Interaction boule de feu - Milieu interstellaire (ISM) émission rémanente Théories

7 L int intérêt de la phase émission rémanente Déterminer la position du sursaut gamma et donc de la galaxie. Sonder la composition de la boule feu. Sonder la composition et les propriétés du milieu ambiant (ISM, vent). Remonter aux propriétés du progéniteur. Théories

8 Interaction boule de feu-ism Shell Γ s n s e s ISM n ism, e ism Le Reverse shock peut être aussi bien Newtonien ou Relativiste Le Forward shock est toujours relativiste Energie thermique de l ordre de l énergie de masse (5) (2) (3) (4) (4) Γ s n s e s Relativiste Newtonienne (3) Γ ss n ss e ss (2) Γ si n si e si Shocked ISM Shocked shell No-Shocked shell (1) Reverse shock Contacte discontinuity Forward shock ISM Energie thermique de l ordre de l énergie de masse. Energie thermique est faible. Théories

9 Le Modèle boule de feu (isotrope) L enveloppe E shell = ergs γ shell = 100 R 0 =10 16 cm δ shell =5 X cm P shell =10-3 n shell m p c 2 Simulation Domaine [0.3, 300] (10 16 cm) Niveaux de raffinements 10 Résolution effective Simulations ISM n ISM = 1 cm -3 P ISM =10-3 n ISM m p c 2 Indice polytropique Γ=4/3 Shell Γ s n s e s ISM n ism, e ism

10 Résultats de la simulation Le reverse shock est Newtonien jusqu à R=3.8X10 17 cm Le reverse shock traverse l enveloppe a R= 4.3X10 17 cm Shell Γ s n s e s ISM n ism, e ism Simulations La phase Blandford-Mckee (BM) commence a 1.2 X cm Shell Γ s n s e s ISM n ism, e ism

11 γ max Comparaison avec l analytique R [10 16 cm] Un accord total avec les prédictions du modèle analytique 1) Distance ou le reverse shock traverse la coquille 2) Le profil Blandford-McKee γ max γ max Différences Profile exacte de la décélération avant la phase de Blandford-McKee γ αr -3/2 Numerical simulation BM phase γ -1 α R R [10 16 cm] 16 near Sedov phase Simulations

12 Jet collimaté Analogie avec les écoulements relativistes (AGN, micro-quasar, ). Deux phases γ 1/θ γ 1/θ Transition le reverse shock traverse la coquille. Simulations (Harrison et al. 1999) La zone visible du jet s étend au fur et à mesure que le facteur de Lorentz décroît.

13 Jet collimaté L angle d ouverture prédit 2 θ 10 Modèle dépendant Réduire l énergie totale requise dans le sursaut à ergs. Simulations (Bloom et al. 2003) Evidence que l énergie produite dans les GRB est constante. Intérêt cosmologique

14 Modèle La coquille (jet uniforme) θ shell =1, 3, 6 E shell = θ 2 /2 ergs γ shell =100 P shell =10-4 n shell m c 2 R 0 =10 16 cm δ shell =10 14 cm Simulation Domaine [0,4]X[0.3, 30] (10 16 cm) Résolution effective X Simulations

15 Résultats des simulations La première phase (avant que le reverse shock ne traverse la coquille) Coquille La partie de coquille non choquée a une expansion latérale balistique v T ~v R θ. La partie de coquille choquée se dilate latéralement avec une vitesse v~0.1c Augmentation de la surface d interaction Le ISM choqué s échappe latéralement avec vitesse du sons ISM Augmentation de la quantité du ISM choquée par la coquille Décélération précoce du coquille Simulations

16 Résultats des simulations La deuxième phase: (avant que le reverse shock ne traverse la coquille) Autour de l axe, une partie de la matière du ISM et la coquille choquées forment une nouvelle couche Formation de shock oblique (comme dans les jets d AGN) Simulations Formation d un cocoon

17 Comparaison, Jet / Isotrope La partie externe de la coquille décélère la première. La décélération du jet est moins abrupte que le cas isotrope γ max La coquille n accréte pas autant de matière que dans le cas isotrope. 2D isotropic R [10 16 cm] Elle pousse le ISM latéralement. θ=1 Simulations

18 Instabilités Instabilité de type de Rayleigh-Taylor entre la discontinuité de contact et le reverse shock Instabilité de Helmholtz-Kelvin entre le Forward shock et le contacte discontinuité Instabilité de convection Reverse shock: Newtonien Transition Reverse shock: Relativiste Simulations

19 Toutes les phases du GRB Le milieu ambiant est celui d une WR Une accélération purement thermique. Le Facteur de Lorentz maximum atteint est fonction de l énergie réalisé dans le GRB. Explosion conversion de l énergie thermique en cinétique afterglow Collapse Coalescence Baryonic Choc extern Simulations

20 Toutes les phases du GRB Dans notre modèle, le choc terminal est assez proche de l étoile, pour reproduire les observations des GRBs. CBM M vent = 10-6 M /an V vent =1000 km/s Terminal shock Simulations Free stellar wind Termination shock radius Shocked stellar wind Shocked ISM Ambient ISM E shell = ergs η shell = 100 (Enthalpie) R 0 =10 9 cm δ shell = cm v shell =0.0 L enveloppe

21 Le facteur de Lorentz γ max t [days] Terminal shock Simulations R [10 13 cm] L accélération thermique est brusque. La coquille reste relativiste jusqu au dans la région du vent choqué. Les deux reverses shocks sont Newtoniens

22 Deux enveloppes Intérêt L objet central peut injecter des couches successives Expliquer les variabilités dans le rayonnement observé. Simulations

23 Conclusions L interaction boule de feu ISM ne peut pas être décrite seulement avec BM et Sedov. Les effets à deux dimensions changent le comportement du choc. Création d instabilités. Deux possibilités pour rafraichir le choc: Passage à travers le choc final dans le vent Choc entre deux coquilles.

24 Projets (AGNs AGNs)

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