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Magnetic rigidity reveals the PeVatron acceleration region in SS 433

En analysant des observations multi-fréquences du VLBA pour révéler un profil de champ magnétique qui augmente la rigidité magnétique le long du jet interne, cette étude identifie les éjectas baryoniques de la microquasare SS 433 comme un PeVatron caché capable d'accélérer des protons à des énergies dépassant 1 PeV bien en amont de ses lobes étendus émetteurs de TeV.

Auteurs originaux : Lang Cui, Jie Liao, Wancheng Xu, Pak Hin Thomas Tam, Xi Yan, Linuo Yang, Ruo-Yu Liu, Liang Chen, Ning Chang, Yong-Feng Huang, Long Ji, Ashutosh Tripathi, Felix Aharonian

Publié 2026-08-24

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CC BY 4.0

Auteurs originaux : Lang Cui, Jie Liao, Wancheng Xu, Pak Hin Thomas Tam, Xi Yan, Linuo Yang, Ruo-Yu Liu, Liang Chen, Ning Chang, Yong-Feng Huang, Long Ji, Ashutosh Tripathi, Felix Aharonian

Article original sous licence CC BY 4.0 (https://creativecommons.org/licenses/by/4.0/). ✨ Ceci est une explication générée par l'IA de l'article ci-dessous. Elle n'a pas été rédigée ni approuvée par les auteurs. Pour une précision technique, consultez l'article original. Lire la clause de non-responsabilité complète

Au plus profond du cosmos, il existe une classe d'accélérateurs cosmiques si puissants qu'ils peuvent projeter des particules subatomiques à des énergies un million de fois supérieures à tout ce que nous pouvons créer sur Terre. Ces machines cosmiques sont appelées des PeVatrons. Pendant des décennies, les astronomes ont cherché ces objets, sachant que quelque part dans notre propre galaxie, la nature doit construire des particules à des hauteurs aussi vertigineuses. Si les étoiles en explosion ont longtemps été les principaux suspects, un nouveau candidat a émergé d'un objet singulier et étudié de longue date connu sous le nom de SS 433. Ce système est une paire binaire où un trou noir ou une étoile à neutrons consomme voracement une étoile compagne, projetant deux jets massifs de gaz surchauffé dans des directions opposées. Des observations récentes ont montré que ce système émet des rayons gamma de haute énergie, suggérant qu'il est effectivement un PeVatron, mais un mystère critique subsistait : exactement où, à l'intérieur de ces jets, l'accélération se produit-elle ? Est-ce près du moteur central, ou loin, là où les jets s'écrasent contre le gaz environnant ?

Une équipe d'astronomes a maintenant résolu cette énigme en examinant l'environnement magnétique à l'intérieur des jets de SS 433 avec une précision sans précédent. En utilisant un réseau de radiotélescopes répartis à travers la Terre, ils ont cartographié la force du champ magnétique le long de la section interne du jet, une région qui ne mesure que quelques dizaines d'unités astronomiques de large. Ils ont découvert que le champ magnétique ne s'affaiblit pas aussi rapidement que prévu à mesure que l'on s'éloigne du centre. Au contraire, il maintient sa force de manière étonnamment constante sur la distance. Ce comportement spécifique est la clé du mystère. En physique, la capacité d'un champ magnétique à piéger et à accélérer une particule dépend d'une combinaison de la force du champ et de la taille de la région qu'il occupe. Comme le champ de SS 433 reste suffisamment fort sur une zone aussi vaste, la « rigidité magnétique » — la capacité à retenir des particules rapides — augmente en réalité à mesure que l'on voyage plus loin le long du jet.

Cette découverte révèle que la partie interne du jet, spécifiquement une zone située à quelques centaines d'unités astronomiques du système binaire central, est la salle des machines cachée où les protons sont accélérés à des énergies de l'ordre du peta-électronvolt. Les chercheurs ont calculé que dans cette région spécifique, les conditions magnétiques sont assez fortes pour pousser les protons à des énergies d'environ 2,6 peta-électronvolts. Cela correspond parfaitement aux niveaux d'énergie maximale déduits des rayons gamma détectés par l'observatoire LHAASO. L'étude écarte de fait l'idée que ces particules de très haute énergie soient créées par des électrons au même endroit, car le champ magnétique intense refroidirait les électrons bien trop rapidement pour qu'ils puissent atteindre de telles énergies. Au lieu de cela, les données indiquent que les protons sont les principaux accélérateurs.

Le tableau qui en résulte est celui d'un processus en deux étapes. Les jets compacts et internes de SS 433 agissent comme le site d'injection, où les protons sont propulsés à des vitesses extrêmes par le champ magnétique. Une fois que ces protons ultra-rapides s'échappent de cette zone interne, ils voyagent vers l'extérieur dans la nébuleuse environnante, un vaste nuage de gaz appelé W50. Là, ils entrent en collision avec des atomes de gaz neutres, créant l'éclat de rayons gamma de haute énergie que les télescopes voient depuis la Terre. Cette séparation explique pourquoi l'émission de rayons gamma présente des aspects différents à différents niveaux d'énergie : les signaux de plus haute énergie proviennent de la zone d'interaction dans le nuage de gaz, tandis que l'accélération elle-même se produit beaucoup plus près de la source. En mesurant le profil du champ magnétique, les chercheurs ont non seulement localisé l'accélérateur, mais ont également confirmé que le microquasar SS 433 est un véritable PeVatron, capable de conduire les particules aux limites de ce qui est possible dans notre galaxie.

Résumé technique : La rigidité magnétique révèle la région d'accélération PeVatron dans SS 433

Énoncé du problème
Identifier les PeVatrons galactiques — des accélérateurs capables de propulser des particules de rayons cosmiques jusqu'à des énergies de l'ordre du péta-électronvolt (PeV) — demeure un défi central en astrophysique des hautes énergies. Bien que les rémanents de supernova soient des sites établis pour la production de rayons cosmiques galactiques, les observations gamma au-dessus de quelques dizaines de tera-électronvolts (TeV) indiquent que des sources supplémentaires sont nécessaires pour expliquer le spectre jusqu'au « genou » ( $10^{15}$ – $10^{16}$ eV). Les jets de microquasars, tels que ceux de SS 433, sont apparus comme des candidats convaincants en raison de leur combinaison d'une grande puissance cinétique et de flux magnétisés et légèrement relativistes. Bien que l'observatoire LHAASO (Large High Altitude Air Shower Observatory) ait détecté une émission gamma d'ultra-haute énergie ( $>100$ TeV) dans la région SS 433/W50, impliquant des énergies de protons parentes de l'ordre du PeV, l'emplacement spécifique au sein du système où ces particules sont d'abord accélérées et injectées reste non résolu. L'émission $>100$ TeV est spatialement coïncidente avec un nuage atomique et présente une morphologie quasi-isotrope, contrastant avec l'émission TeV bipolaire issue des interactions jet-nuage en aval. Cette divergence morphologique suggère que le site d'accélération diffère des zones de rayonnement en aval, pourtant les instruments gamma actuels ne peuvent pas résoudre le jet radio interne (à l'échelle de l'AU) où une telle accélération pourrait s'amorcer.

Méthodologie
Pour localiser la région d'accélération, les auteurs ont utilisé des observations d'archives multi-fréquences de l'interféromètre VLBA (Very Long Baseline Array) de SS 433 datant du 16 juin 1998 à 5, 8,4 et 15 GHz. L'étude s'est concentrée sur le jet oriental (s'approchant de l'observateur) pour éviter l'absorption par libre-libre affectant le jet occidental.

Traitement des données : Les données multi-fréquences ont été restaurées à un faisceau circulaire commun ( $\Theta_{maj} = 3,537$ mas) et enregistrées dans un référentiel commun en utilisant les décalages de cœur dépendants de la fréquence pour tenir compte des effets de décalage de cœur (core-shift).
Découpage et analyse spectrale : Dix coupes transversales du jet, couvrant des distances déprojetées de 24 à 75 UA (3,6 à 11,5 mas), ont été analysées. Pour chaque coupe, la densité de flux locale, la largeur transversale déconvoluée du faisceau et les indices spectraux à deux points ont été mesurés. Les spectres ont confirmé une émission synchrotron optiquement mince dans la région médiane du jet.
Estimation du champ magnétique : Sous l'hypothèse standard de l'énergie minimale (équipartition), la force du champ magnétique ( $B_{eq}$ ) a été calculée pour chaque coupe. L'analyse a pris en compte les incertitudes sur la densité de flux, la largeur et les indices spectraux via des simulations de Monte Carlo, et a testé la sensibilité au rapport entre l'énergie des particules non rayonnantes et celle des particules rayonnantes ( $k$ ).
Limite de Hillas et échelles de temps d'accélération : Les auteurs ont construit un profil spatialement résolu du champ magnétique $B(H)$ en fonction de la distance $H$ par rapport à l'objet compact central. Ils ont évalué la limite de Hillas pondérée par la vitesse ( $E_{H,\beta} \propto \beta_j Z e B R_{acc}$ ) pour déterminer si la rigidité magnétique est suffisante pour confiner les protons PeV. Ils ont également comparé l'échelle de temps d'accélération ( $t_{acc}$ ) à l'échelle de temps du flux dynamique ( $t_{dyn}$ ) ainsi qu'aux temps d'échappement des particules pour vérifier si l'accélération peut avoir lieu avant que les particules ne soient emportées par l'advection.
Modélisation gamma : Le spectre LHAASO $>100$ TeV a été ajusté à l'aide d'un modèle lépto-hadronique (incorporant des composantes de diffusion Compton inverse et de décroissance de pion) afin d'inférer l'énergie maximale des protons ( $E_{p,max}$ ) requise pour produire l'émission observée.

Résultats clés

Profil du champ magnétique : L'étude a dérivé un profil de champ magnétique le long du jet interne déclinant selon $B(H) \propto H^{-0,50 \pm 0,12}$ . Ce déclin est nettement plus faible que la mise à l'échelle en $H^{-1}$ attendue pour un champ purement toroïdal dans un jet conique à vitesse constante, ou la mise à l'échelle en $H^{-2}$ pour un champ poloidal.
Augmentation de la rigidité magnétique : Parce que le champ magnétique décline plus lentement que $H^{-1}$ , la rigidité magnétique ( $B \times R_{acc}$ ) augmente avec la distance en aval pour un jet conique ( $R_{acc} \propto H$ ). Spécifiquement, $E_{H,\beta} \propto H^{0,50 \pm 0,12}$ .
Capacité d'accélération PeV : À une distance de $H \approx 100$ UA, l'énergie de Hillas pondérée par la vitesse atteint environ 2 PeV. À $H \approx 140$ UA, la limite atteint l'ordre de quelques PeV, ce qui est cohérent avec l'énergie de coupure des protons ( $E_{p,cut} \approx 2,63$ PeV) déduite du spectre gamma de LHAASO.
Efficacité d'accélération : L'échelle de temps d'accélération pour une accélération de Fermi de premier ordre proche de la limite de Bohm est plus courte que l'échelle de temps du flux dynamique ( $t_{acc} < t_{dyn}$ ) à ces distances. De plus, le rapport $t_{acc}/t_{dyn}$ diminue en aval, rendant la condition d'accélération progressivement moins restrictive avec la distance.
Origine électronique vs protonique : Les champs magnétiques intenses dans les éjectas compacts provoqueraient un refroidissement des électrons PeV par rayonnement synchrotron sur des échelles de temps ( $\sim 110$ s) bien plus courtes que le temps de flux, excluant ainsi les éjectas compacts comme site d'émission de Compton inverse des électrons PeV. Cela soutient une origine hadronique pour les gamma les plus énergétiques.
Budget énergétique : Les champs magnétiques inférés de l'ordre du sub-gauss (0,20–0,35 G pour $k=1$ , potentiellement plus élevés pour un $k$ plus grand) sont énergétiquement plausibles, ne nécessitant qu'une petite fraction ( $\sim 0,7\%$ – $1,3\%$ ) de la puissance cinétique totale du jet.

Signification et affirmations
L'article prétend révéler un « PeVatron caché » au sein des éjectas baryoniques du microquasar SS 433, situé bien en amont des lobes étendus émettant des TeV. La principale signification réside dans l'identification des éjectas radio-résolus compacts (dizaines à centaines d'UA) comme la région spécifique où les protons PeV sont accélérés et injectés.

Les auteurs proposent un schéma d'accélération à zones multiples :

Zone d'accélération : Le jet interne (éjectas compacts) agit comme l'accélérateur, utilisant l'augmentation de la rigidité magnétique pour booster les protons à des énergies PeV.
Injection et rayonnement : Ces protons accélérés s'échappent ou sont transportés par advection dans la nébuleuse W50 environnante, où ils interagissent avec le gaz hydrogène neutre (H I) via des collisions $pp$ pour produire l'émission gamma étendue $>100$ TeV observée.
Zones en aval : Les régions d'interaction jet-nuage à l'échelle du parsec (lobes) restent les sites pour l'accélération des électrons de plus faible énergie TeV et le retraitement, ce qui est cohérent avec les observations de H.E.S.S.

Ce travail fournit la première preuve directe reliant le profil de rigidité magnétique d'un jet de microquasar à l'accélération de protons PeV, résolvant la divergence spatiale entre le site d'accélération et la morphologie des rayons gamma de haute énergie observés. Il démontre que les jets de microquasars peuvent servir d'efficaces PeVatrons galactiques, l'accélération se produisant profondément à l'intérieur du flux relativiste plutôt qu'uniquement aux chocs terminaux.

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