Simulations numériques hybrides de magnétosphères relativistes

Hybrid numerical simulations of relativistic magnetospheres

• Auteur / Autrice : Adrien Soudais
• Direction : Benoït Cerutti
• Type : Thèse de doctorat
• Discipline(s) : Astrophysique et milieux dilués
• Date : Soutenance le 08/07/2024
• Etablissement(s) : Université Grenoble Alpes
• Ecole(s) doctorale(s) : École doctorale physique (Grenoble, Isère, France ; 1991-....)
• Partenaire(s) de recherche : Laboratoire : Institut de planétologie et d'astrophysique de Grenoble (2011-....)
• Jury : Président / Présidente : Arache Djannati-Ataï
• Jury : Examinateurs / Examinatrices : Gilles Henri, Claire Guépin, Ioannis Contopoulos
• Jury : Rapporteurs / Rapporteuses : Arache Djannati-Ataï, Jérôme Petri

Mots clés

Mots clés contrôlés

Particules (physique)

Mots clés libres

Accélération de particules

Plasma relativiste

Pulsar

Trou noir

Simulation numérique

Particle acceleration

Relativistic plasma

Pulsar

Black hole

Numerical simulation

Résumé

Les magnétosphères relativistes font partie des environnements les plus énergétiques de l'Univers et sont suspectées d'être impliquées dans les noyaux actifs de galaxie, sursauts gamma et binaires X. Elles correspondent à la région proche des objets compacts qui est fortement aimanté et remplie de plasma. Les pulsars sont des étoiles à neutron historiquement détectés grâce à leurs pulsations radio. Ils présentent aussi une émission pulsée intense à travers tout le spectre électromagnétique. Les trous noirs quant à eux n'émettent pas de lumière, l'émission détectée provient de la matière en orbite. Au fil des années, beaucoup de données ont été recueillies sur les deux objets. La collaboration Fermi a récemment publié son troisième catalogue qui recense tous les pulsars émettant en gamma. Ils correspondent aux pulsars les plus énergétiques. Ce dernier catalogue contient deux fois plus de pulsars que le précédent, ce qui permet de tirer des conclusions sur les différentes populations. Où et comment les émissions à haute énergie sont produites est toujours une question ouverte. La découverte par la collaboration HESS d'émissions au TeV pour le pulsar Vela réintroduit la question de l'accéleration de particules aux abords des pulsars. Cette détection vient confirmer une détection plus ancienne aux TeV du pulsar du Crabe et indique que les pulsars sont d'incroyables accélérateurs de particules. Dans le cas des trous noirs, on trouve aussi une forte variabilité du rayonnement gamma. Les développements de la technologie VLBI ont permis à la collaboration Event Horizon Telescope d'imager pour la première fois l'ombre des trous noirs supermassifs, M87* et SgrA*. Les deux images montrent un plasma chaud en orbite et permettent de sonder la physique dans des régimes extrêmes. Pour étudier ces magnétosphères, nous devons nous appuyer sur des simulations numériques afin de prendre en compte toute leur complexité.La modélisation des magnétosphères était d'abord faite en utilisant l'approche sans force. Elle correspond à la limite idéale de la magnétohydrodynamique. Cette méthode nous a permis d'étudier la structure des magnétosphères mais ne permet pas, par construction, de contraindre le rayonnement. La méthode Particle-in-cell est maintenant préférée à cette dernière car elle permet d'obtenir le rayonnement en utilisant directement des particules pour modéliser la magnétosphère. Cependant, la méthode particulaire doit décrire un système à la fois micro- et macro-scopique ce qui est numériquement complexe. Cette grande séparation d'échelle est réduite dans les simulations PIC en rééchelonnant toutes les quantités, tout en conservant la hiérarchie des échelles du problème. Ainsi, les simulations PIC modélisent des systèmes de taille réduite et ne permettent pas une comparaison directe avec les observations.Durant ma thèse, j'ai développé une nouvelle méthode numérique au sein du code Zeltron. Cette méthode combine les approches sans force et PIC de façon simultanée pour modéliser les magnétosphères relativistes. Le but de cette manœuvre est d'accroître la séparation d'échelle des simulations PIC actuelles. Les régions idéales sont alors modélisées pour la méthode sans-force, tant dit que les zones non idéales utilisent la méthode PIC. L'utilisation de la méthode idéale permet d'augmenter la séparation d'échelle de la simulation de manière globale, ce qui impacte aussi les particules. Grâce à cette méthode, j'ai pu augmenter la séparation d'échelle à des valeurs non atteintes par le passé. J'ai démontré que le pulsar milliseconde le plus faible détecté par Fermi est capable d'accélérer des particules jusqu'au TeV. J'ai aussi réussi à valider le processus de rééchelonnage des simulations PIC. Avec ce travail, j'ai prouvé qu'il était possible de développer une méthode sans-force-PIC permettant de faire le pont entre les simulations et les observations.

Relativistic magnetospheres represent one of the most energetic environments in the Universe and may be involved in high-energy phenomena such as Active Galactic Nuclei, Gamma-ray Bursts or X-ray binaries. They correspond to the highly magnetized plasma-filled surroundings of a compact object. Pulsars are neutron stars which were first detected via their radio pulsations. They are able to emit across the full electromagnetic spectrum and show strong high-energy signals. Black holes do not emit light but their surrounding does, from radio to gamma-ray wavelengths. The amount of observational data grew a lot in recent years for both pulsars and black holes. The Fermi collaboration published their third catalogue on gamma-ray pulsars, which are the ones emitting at the highest energies. Compared to the previous catalogue, the number of these pulsars more than doubled, making the conclusions on the population even more reliable. How and where this high-energy radiation is coming from is not fully constrained yet. The recent discovery by the HESS collaboration of TeV emission coming from the Vela Pulsar, only confirms a similar detection from the Crab pulsar. This emission only reaffirms the fact that pulsars are incredible particle accelerators. For black holes, the high variability observed in gamma rays is also part of a larger puzzle. Thanks to the development of the Very Large Baseline Interferometry, the Event Horizon Telescope collaboration was able to give the first image of the “shadow'’ of two supermassive black holes, M87* and SgrA*. In the images, the emission is probed down to the horizon scale and gives insights into the physics around black holes. In both pulsar and black hole magnetospheres, the matter is pushed into extreme physical regimes either by the magnetic field (pulsars) or the strong gravity (Lense-Thirring effect of black holes). If we want to study these magnetospheres, we have to rely on numerical simulations to consider the wide range of physical phenomena.The modelling of magnetospheres was originally done using the force-free approach, the ideal limit of magnetohydrodynamics. It allowed us to study the structure of the magnetosphere but was not able to capture radiation by construction. The Particle-in-cell became the next approach used by the community, as the plasma near pulsars and black holes is mostly collisionless. This method directly uses particles to model the magnetosphere and capture particle acceleration. However, it uses microscopic particles to describe global systems. This implies a large-scale separation which is not achievable with the PIC approach, thus they are scaled down while conserving the hierarchy of scales. Consequently, PIC simulations are modelling a reduced system and cannot be used directly to explain the observations.In this thesis, I have developed a new numerical method in the Zeltron code. This method combines the force-free approach and the PIC approach simultaneously to describe relativistic magnetospheres. The goal behind it is to be able to push the scale separation of the simulation as far as possible. The ideal regions of the simulation are treated by the force-free method, while the non-ideal parts are described by the particles. Hiding some regions behind the force-free treatment allowed me to push the parameters of the simulation to a scale separation for the particles never reached before. As a result, I pinpointed the fact that the weakest millisecond pulsar seen by the Fermi collaboration can accelerate particles to TeV energies. Moreover, I highlighted the fact that the rescaling of PIC simulations was valid. With this work, I gave the first proof-of-principle that force-free-PIC methods are doable and can bridge the gap between simulations and observations.