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Les interactions de rayons cosmiques dans le centre galactique (Document en Anglais)

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Modalités de diffusion de la thèse :

Thèse consultable sur internet, en texte intégral.

Informations sur les contributeurs

Auteur : Ravikularaman Sruthiranjani

Ravikularaman, Sruthiranjani

Nom

Ravikularaman

Prénom

Sruthiranjani

Nationalité

Date de soutenance : 27-09-2024

Directeur(s) de thèse : Gabici Stefano

Gabici, Stefano

Nom

Gabici

Prénom

Stefano

- Goldwurm Andrea

Goldwurm, Andrea

Nom

Goldwurm

Prénom

Andrea

Etablissement de soutenance : Université Paris Cité

Université Paris Cité

Nom

Université Paris Cité

Laboratoire : AstroParticule et Cosmologie (Paris ; 2005-....)

AstroParticule et Cosmologie (Paris ; 2005-....)

Nom

AstroParticule et Cosmologie (Paris ; 2005-....)

Ecole doctorale : École doctorale Sciences de la terre et de l'environnement et physique de l'univers (Paris ; 2014-....)

École doctorale Sciences de la terre et de l'environnement et physique de l'univers (Paris ; 2014-....)

Nom

École doctorale Sciences de la terre et de l'environnement et physique de l'univers (Paris ; 2014-....)

Informations générales

Discipline : Physique de l'univers
Classification : Physique

Mots-clés libres : Centre galactique, Zone moléculaire centrale, Rayons cosmiques, Taux d'ionisation, Rayons gamma, Nuages moléculaires, Distribution de gaz
Mots-clés :

Centre galactique
Rayonnement cosmique
Ionisation des gaz
Rayons gamma
Nuages moléculaires

Résumé : Le centre d'une galaxie joue un rôle essentiel dans l'évolution de son hôte. Caractérisé par des densités et une turbulence élevées et des champs magnétiques puissants, il abrite un trou noir supermassif. Les centres galactiques sont donc un laboratoire unique pour l'étude de phénomènes astrophysiques. Le centre galactique de la Voie lactée abrite la zone moléculaire centrale (CMZ), une structure cylindrique de gaz moléculaire qui s'étend jusqu'à environ 200 parsecs autour du trou noir supermassif Sagittarius A*. La première partie de cette thèse traite d'un ingrédient essentiel dans la formation des étoiles : le taux d'ionisation de H2. Ce taux dans la CMZ a été mesuré le long de plusieurs lignes de visée en utilisant différentes méthodes. Le taux d'ionisation moyen dans cette région est estimé à 2x10-14 s-1, ce qui est de 2 à 3 ordres de grandeur plus élevé que partout ailleurs dans la galaxie. En raison de la forte densité de gaz dans cette région, le rayonnement électromagnétique est rapidement absorbé, laissant les rayons cosmiques (CR) de faible énergie comme seuls agents ionisants efficaces. Une forte densité de CR a donc été invoquée pour expliquer ces taux d'ionisation élevés. Cependant, un excès correspondant de rayons gamma, qui résulterait de l'interaction de CR de haute énergie, n'a pas été observé. Par conséquent, l'excès supposé n'existe que dans le spectre des CR de basse énergie. Afin de contraindre cette composante inconnue de basse énergie, nous dérivons d'abord les spectres d'injection de CR de haute énergie en utilisant des données de rayons gamma et de radio, auxquelles nous ajoutons différentes composantes de basse énergie. Nous propageons ces spectres d'injection en résolvant numériquement l'équation de transport à l'aide d'un schéma de Crank-Nicolson. Nous testons différents scénarios d'injection pour atteindre les taux d'ionisation observés. Cependant, l'énergie nécessaire pour maintenir ces taux est excessivement élevée dans chaque scénario. Nous concluons que les CR ne peuvent pas être les agents exclusifs de l'ionisation. Une incertitude importante dans les mesures de taux d'ionisation et les observations de rayons gamma réside dans la masse totale et la distribution du gaz dans la CMZ. La deuxième partie de cette thèse se concentre sur la construction d'un modèle 3D de distribution du gaz dans cette région et sur le calcul de la masse du gaz en utilisant les raies spectrales du 12CO, du 13CO et du HI. Pour chaque longitude et latitude (l, b), nous avons effectué un ajustement des raies détectées dans les profils de température de brillance du gaz en vitesse (TB(v)) en utilisant des fonctions de pseudo-Voigt. Chaque raie d'émission ajustée dans l'espace (l, b, v) est associée à un poids représentant son intensité intégrée. En utilisant des critères qui distinguent nettement les nuages du disque et de la CMZ, nous appliquons un algorithme de regroupement pour séparer l'avant-plan. Nous utilisons ensuite d'autres algorithmes de regroupement pour diviser le gaz en plusieurs groupes, en veillant à ce que tous les nuages connus soient identifiés distinctement. La densité de colonne d'hydrogène moléculaire est généralement dérivée des observations de CO en utilisant le facteur de conversion Xco. A partir de simulations existantes de l'évolution du Xco dans différents environnements, nous redimensionnons la tendance prédite pour qu'elle corresponde aux conditions spécifiques de la CMZ, de telle sorte que la densité de colonne dérivée du 12CO corresponde à celle obtenue à partir du 13CO. En outre, nous calculons la densité de la colonne d'hydrogène atomique en tenant compte de l'effet de l'auto-absorption et de la grande épaisseur optique vers le centre galactique. Cette approche permet d'obtenir de nouvelles estimations des densités de colonne d'hydrogène pour toutes les structures identifiées et une estimation de la masse totalle de gaz dans la CMZ,améliorant les estimations précédentes.

Informations techniques

Type de contenu : Text
Format : PDF

Informations complémentaires

Entrepôt d'origine :

STAR : dépôt national des thèses électroniques françaises

Identifiant : 2024UNIP7125
Type de ressource : Thèse