Modeling relativistic jets and cosmic-ray acceleration processes
Modélisation des jets relativistes et de l’accélération du rayonnement cosmique
Résumé
This thesis explores various issues related to relativistic jets associated with black holes. Their formation as well as the acceleration and collimation processes, are studied using a fluid approximation within a global description of the flow. The general relativistic magnetohydrodynamic equations can be integrated using the 3+1 formalism, and the covariant equations can be transposed to a vectorial form, where the physical vectorial quantities are measured by an Eulerien observer comoving with the rotation, the so-called zero angular momentum observer. This formalism allows us to study the physics of the magnetosphere surrounding a Kerr black hole, i.e., the physics of a strongly magnetized plasma in differential rotation in curved space-time. This formalism enabled me to develop a self-similar meridional model in the Kerr metric that allows us to obtain relativistic jet solutions, and to describe the dynamics, and the geometry of the flow close to the rotational axis. In particular, I have investigated how the rotation of the black hole affects the collimation process. I have found solutions for T Tauri stars in the newtonian approximation in order to study magnetic braking, and to compare them with their generalization in the Kerr metric. Relativistic jets could also be the seat of high-energy corpuscular and photon emission. In particular, gammay-ray bursts could be possible sources of ultra-high-energy cosmic rays. This problem requires the use of a local description of the flow. Finally, we have investigated the propagation of ultra high energy cosmic rays in these shocks, taking into account the competition between relativistic Fermi acceleration and energy loss due to interaction with the gamma ray background, in order to ascestain whether the observed energies can be obtained in this way.
Cette thèse explore divers enjeux liés aux jets relativistes issus des trous noirs. Leur formation ainsi que les processus d’accélération et de collimation sont étudiés par une description fluide dans une approche globale de l’écoulement. Les équations magnétohydrodynamiques en relativité générale peuvent être intégrées en utilisant le formalisme 3+1 afin de passer de l’écriture covariante des équations à une écriture vectorielle, où les grandeurs physiques sont mesurées par un observateur eulérien localement non tournant. Ce formalisme permet d’étudier la physique de la magnétosphère autour d’un trou noir de Kerr, c’est-à-dire la physique d’un plasma fortement magnétisé dans un espace-temps courbe et en rotation différentielle. L’écriture des équations dans ce formalisme et la construction d’un modèle auto-similaire méridien en métrique de Kerr ont permis d’obtenir des solutions de jets relativistes et de décrire la dynamique et la géométrie de l’écoulement proche de l’axe de rotation. En particulier, j’ai étudié le rôle de la rotation du trou noir dans le processus de collimation. J’ai également calculé des solutions dans la limite newtonienne applicables aux jets issus d’étoiles T Tauri afin d’étudier le freinage magnétique et de les comparer à leur généralisation en métrique de Kerr. Les jets relativistes seraient également le siège d'émission de particules ou de photons très énergétiques. En particulier, les sursauts gamma sont considérés comme une source possible du rayonnement cosmique de ultra haute énergie. L’étude de ce problème nécessite une description locale de l’écoulement. Une autre partie de ce travail s’attache à la modélisation de chocs relativistes en fonction des différentes configurations magnétiques ainsi que du rayonnement émis. L’analyse des processus d’accélération et des différents processus de perte d’énergie en compétition permet de voir si l’on peut effectivement accélérer des particules aux énergies observées.
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