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Production et annihilation de positrons dans le milieu interstellaire e + (1–2 10 43 s -1 ) bulbe galactique bras spiral Ecole "Astrophysique Gamma Nucléaire",

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1 Production et annihilation de positrons dans le milieu interstellaire e + (1– s -1 ) bulbe galactique bras spiral Ecole "Astrophysique Gamma Nucléaire", CESR, avril 2004 Vincent Tatischeff

2 Radionucléides émetteurs + Radioactivité + Désintégration de noyaux riches en protons : En compétition avec la capture électronique (CE) : + et CE - p n X Y Q N Z

3 Isotope Sites de production DécroissancePériode (T½) Raies énergie (keV) et intensité 56 Ni SNIa (SNII/Ibc) 6,075 jours 77,2 jours 158 (0,99), 812 (0,86) 847 (1), 1238 (0,67) 22 NaNova2,61 ans1275 (1) 44 Ti SNIa, SNII/Ibc 60,0 ans 3,97 heures 68 (0,94), 78 (0,96) 1157 (1) 26 Al SNII/Ibc, WR, AGB, Nova 7,4·10 5 ans1809 (1) Emetteurs + et nucléosynthèse stellaire Emetteur + = source des positrons du MIS si : (i) durée de vie suffisamment longue (> ~1 mois pour SN) pour permettre l'échappement des e + (ii) production abondante ( Z < 30 "pic du Fer")

4 Emissions + modèles de nucléosynthèse : 26 Al : F cm -2 s -1 0,82 e + par P e+ ~ e + /s (dans le disque de la galaxie) Carte à 1,8 MeV, COMPTEL , Plüschke et al. (2001) 44 Ti : P e+ ~ e + /s 22 Na : P e+ ~ (0,5 – 2) – e + /s 56 Ni : P e+ ~ e + /s ( esc mal connu) Remarque : P e+ (bulbe) / P e+ (disque) ~ 0,1 – 0,3 !? Emetteurs + et nucléosynthèse stellaire (2)

5 Production de pions + Réaction principale : p + p + + X E e+ : distribution large (MeV GeV), centrée sur ~ 30 MeV p + p X ( =1, s) émission : large "bosse" centrée sur M( 0 )/2 70 MeV, L ~ s -1 P e+ ~ e + /s, car ( + )~2 ( 0 ) (production dans le disque) Remarque : E > 100 MeV matière noire massive (cours de M. Cassé) Production de positrons par le rayonnement cosmique Production de radionucléides émetteurs + par collisions nucléaires Réactions comme 12 C(p,pn 11 C( + ), 16 O(p, 13 N( + )... Production de raies : 12 C(p,p') 12 C * 4439, 16 O(p,p') 16 O * Pas observées dans la galaxie (OSSE, COMPTEL...) Source négligeable de positrons 12 C p h 12 C* 12 C p 11 C n Carte d'EGRET/CGRO pour E > 100 MeV

6 Autres sources de positrons Objects compacts Production de pairs + e - – e + dans des plasmas de T ~ 100 keV (~10 9 K) au voisinage de trous noirs accrétants (E e+ > ~MeV). Ex : 1E ("le grand annihilateur") annihilation (locale) de ~ e + /s au cours d'un sursaut d'émission de plus de 18 heures. récurrence ? echappement de e + dans le MIS ? ( + B e - – e + près de pulsars (B~10 12 G) )... cours d'A. Marcowith Matière noire légère (cours de M. Cassé) Sursaut gamma... SIGMA (Bouchet et al. 1991) 13/10/1990 mars–avril 1990

7 Le milieu interstellaire phases gazeusesT(K)n H (cm -3 )n e /(n e +n H ) nuages moléculaires (H 2 )10 – – nuages d'H atomique50 – – 500 gaz atomique "tiède"6000 – ,2 – 0,50,15 gaz ionisé "tiède"~80000,2 – 0,50,7 gaz ionisé chaud~ – –15 % de la masse totale de la galaxie Composition ( en nombre d'atomes) : H : 91 %, He : 9%, "Métaux" : 0,1 % ~ 1 cm -3 dans le disque Cycle MIS étoiles plasma de T~10 6 K H2H2 H atomique SNe

8 Le milieu interstellaire (2) Bulbe galactique ~ – cm -3 (phases ?) Noyau du bulbe région très active ( très complexe) ~ 150 cm -3 (90 % de la masse dans nuages H 2 de densité > 10 4 cm -3 ) ? ~ 2–3 kpc ~500 pc ~100 pc Ferrière (2001) Vallée (2002)

9 Propagation des positrons E e+ initiale : ~1 MeV GeV (annihilation directe négligeable raie fine) Pertes d'énergie Régions H 2 et H I : ionisation et excitation de H 2 ou H (+ He) Gaz ionisé : interactions coulombiennes e + –e – et excitation dondes de plasma Bremsstrahlung, synchrotron et Compton inverse négligeables pour E e+ <100 MeV Temps de ralentissement ~ 10 5 ans pour E e+ =1 MeV, =1 cm -3 mais t ral (1 MeV) ~ 10 7 ans dans le gaz chaud et t ral (1 MeV) ~ 10 3 ans dans les nuages H 2

10 Galaxie M51 (© NRAO/AUI) Propagation des positrons (2) Champ magnétique IS : B ~ 5–10 G ( mG) B désordonné >~ B ordonné Rayon de Larmor : r L = pc pour E e+ =1 MeV et B=5 G (r L << l.p.m.) Diffusion Fonction de distribution N e+ : Coefficient de diffusion spatiale D nature de la turbulence IS ( phases) Ex : Pour la phase chaude (bulbe ?), D ~ cm 2 s -1 (Bykov & Fleishmann 1992) longueur de diffusion : l = (6 D t ral ) ½ ~ 800 pc B e+e+

11 Annihilation des positrons Dans le gaz neutre : pour E e+ <~50 eV, formation d'un positronium en vol par échange de charge (EC) e + + H Ps + H + f Ps–v (H) = 0,95 ou 0,98 (calculs) f Ps–v (H 2 ) = 0,897 0,003 f Ps–v (He) = 0,807 0,005 thermalisation des e + si E e+ < E s (H)=6,8 eV Dans le gaz ionisé : thermalisation AD(e ou H): e + +e - 2 ou e + +H +2 EC ou capture radiative (CR) : e + + e - Ps + h (pas de seuil) Taux : t ann = (R EC + R CR + R ADe + R ADH ) -1 = 10 3 – 10 5 – 10 8 ans ! f Ps–t = (R EC + R CR ) t ann = 0 – 0,95 (g.a.t.) H e+ e+

12 L'atome de positronium n=1(L=0) 1/43/4 S = 0 (état singulet) Parapositronium ( 1 S 0 ) = 1, s 2 de ~511 keV s=1 e - e + S = 1 (état triplet) Orthopositronium ( 3 S 1 ) = 1, s Décroît en 3 < 511 keV spectre continu (h = 1) e - e + Ps peut être détruit dans un milieu de densité >10 13 cm -3 (i. e. stellaire) Formé principalement sur l'état quantique n=1 : D'après Ore & Powell (1949) Formation de Ps sur n>1 raies de désexcitation raies principales : Ly à 2430 Å et Ly à 2051 Å (UV absorption) Ps32 (n=33 32), Ps87, Ps89... (IR et radio) : recherchées sans succès

13 La poussière du milieu interstellaire Effet des grains de poussière sur les positrons thermiques : Section efficace géométrique : ~ cm 2 ~ AD et CR Charge des grains ? (Q=0, 0 dans les phases froide, tiède et chaude ?) IRAS à 12, 60 et 100 m Rougissement et extinction Emission thermique dans l'IR modèle de poussières : PAH : molécules de ~20–100 atomes de C r ~ 4 – 10 Å grains de graphite : r ~ 5 Å – 0,25 m (f(r) r -3,5 ) et de silicate ({MgSiFe}O 4 ) : r ~ 50 Å – 0,25 m (f(r) r -3,5 ) e+ e+ (R + ~ 1/3) e+ e+ e+ e+ (k ~ 0,1 – 0,5) Ps

14 Echange de charge avec H Recombinaison radiative avec e - Capture par grains interstellaires Annihilation avec e - Annihilation avec H Thermalisation Ralentissement e + de ~1 MeV En résumé... Echappement de Ps Annihilation dans grains Positronium %~90 % t ral ~ 10 5 (1 cm -3 / n) ans t ann ~ (ou 10 7 ) ans

15 Spectre de l'émission d'annihilation f Ps = f Ps-v + (1 – f Ps-v ) f Ps-t effet des grains Largeur à mi-hauteur des raies (gaussiennes) associées aux différents processus : E EC–v = 6,4 keV (mesure), E EC–t = 1,5 keV (calcul), E ADH = 1,56 keV (mesure) E AD–grains = 1,8 keV et E Ps–grains = 2,5 keV (estimations) E ADe (T) = E CR (T) = 1,1 (T/10 4 K) ½ keV 0,98 keV à 8000 K, 11 keV à 10 6 K

16 Observations avec TGRS/WIND et SPI/INTEGRAL Ortho-Ps Harris et al. (1998)TGRS SPIGuessoum et al. (2004) I 2 = I e+ [2 (1-f Ps ) + 2 (1/4) f Ps ] I 3 = I e+ 3 (3/4) f Ps f Ps = 2 / [2,25 (I 2 /I 3 ) + 1,5] TGRS : f Ps = 0,94 0,04 E = 1,81 0,54 0,14 keV annihilation dans la phase tiède (N/I) SPI : E = 2,67 –0,33 keV +0,30

17 Conclusion Quelle est l'origine de l'émission galactique à 511 keV ? astronomie multi-longueurs d'onde (MIS, astronomie Ps* ?) physique stellaire (production des + ) physique nucléaire (nucléosynthèse, rayonnement cosmique) physique des particules (matière noire, rayonnement cosmique) physique des plasmas (diffusion des e +...) physique atomique (annihilation) physique du solide (grains de poussière)...


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