Production et annihilation de positrons dans le milieu interstellaire e+ (1–21043 s-1) bulbe galactique bras spiral Ecole "Astrophysique Gamma Nucléaire", CESR, 19-21 avril 2004 Vincent Tatischeff

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

Emetteurs b+ et nucléosynthèse stellaire Emetteur b+ = 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") Isotope Sites de production Décroissance Période (T½) Raies g - énergie (keV) et intensité 56Ni SNIa (SNII/Ibc) 6,075 jours 77,2 jours 158 (0,99), 812 (0,86) 847 (1), 1238 (0,67) 22Na Nova 2,61 ans 1275 (1) 44Ti SNIa, SNII/Ibc 60,0 ans 3,97 heures 68 (0,94), 78 (0,96) 1157 (1) 26Al SNII/Ibc, WR, AGB, Nova 7,4·105 ans 1809 (1)

Emetteurs b+ et nucléosynthèse stellaire (2) Carte à 1,8 MeV, COMPTEL 1991-2000, Plüschke et al. (2001) Emissions g + modèles de nucléosynthèse : 26Al :  Fg  310-4 g cm-2 s-1  0,82 e+ par g  Pe+ ~ 21042 e+/s (dans le disque de la galaxie) 44Ti : Pe+ ~ 61040 + 21042 e+/s 22Na : Pe+ ~ (0,5 – 2)1041 + 1038 – 1039 e+/s 56Ni : Pe+ ~ 1043 e+/s (esc mal connu) Remarque : Pe+(bulbe) / Pe+(disque) ~ 0,1 – 0,3 !?

Production de positrons par le rayonnement cosmique Production de radionucléides émetteurs b+ par collisions nucléaires Réactions comme 12C(p,pn)11C(b+), 16O(p,a)13N(b+) ...  Production de raies g : 12C(p,p')12C*4439, 16O(p,p')16O*6130 ...  Pas observées dans la galaxie (OSSE, COMPTEL...)  Source négligeable de positrons 12C p 11C n 12C p hn 12C* Carte d'EGRET/CGRO pour Eg > 100 MeV Production de pions p+ Réaction principale : p + p  p+ + X Ee+ : distribution large (MeV GeV), centrée sur ~ 30 MeV  p + p  X + p0  2g (t=1,810-16 s)  émission g : large "bosse" centrée sur M(p0)/270 MeV, Lg ~ 31042 g s-1  Pe+ ~ 31042 e+/s, car s(p+)~2s(p0) (production dans le disque) Remarque : Eg > 100 MeV  matière noire massive (cours de M. Cassé)

Autres sources de positrons Objects compacts  Production de pairs g + g  e- – e+ dans des plasmas de T ~ 100 keV (~109 K) au voisinage de trous noirs accrétants (Ee+ > ~MeV). Ex : 1E 1740.7 ("le grand annihilateur") annihilation (locale) de ~51043 e+/s au cours d'un sursaut d'émission de plus de 18 heures.  récurrence ?  echappement de e+ dans le MIS ? ( g + B  e- – e+ près de pulsars (B~1012 G))  ... cours d'A. Marcowith SIGMA (Bouchet et al. 1991) 13/10/1990 mars–avril 1990 Matière noire légère (cours de M. Cassé) Sursaut gamma...

Le milieu interstellaire 10–15 % de la masse totale de la galaxie Composition ( en nombre d'atomes) : H : 91 %, He : 9%, "Métaux" : 0,1 % <nH> ~ 1 cm-3 dans le disque Cycle MIS  étoiles plasma de T~106 K H2 H atomique SNe phases gazeuses T(K) nH(cm-3) ne/(ne+nH) nuages moléculaires (H2) 10 – 20 102 – 106 nuages d'H atomique 50 – 100 20 – 50 gaz atomique "tiède" 6000 – 10000 0,2 – 0,5 0,15 gaz ionisé "tiède" ~8000 0,7 gaz ionisé chaud ~106 10-3 – 10-2 1

Le milieu interstellaire (2) Vallée (2002) Ferrière (2001) ? Bulbe galactique  <nH> ~ 10-3 – 10-2 cm-3 (phases ?) Noyau du bulbe  région très active ( très complexe)  <nH> ~ 150 cm-3 (90 % de la masse dans nuages H2 de densité > 104 cm-3) ~ 2–3 kpc ~100 pc ~500 pc

Propagation des positrons Ee+ initiale : ~1 MeV  GeV (annihilation directe négligeable  raie fine) Pertes d'énergie • Régions H2 et H I : ionisation et excitation de H2 ou H (+ He) • Gaz ionisé : interactions coulombiennes e+–e– et excitation d’ondes de plasma • Bremsstrahlung, synchrotron et Compton inverse négligeables pour Ee+<100 MeV Temps de ralentissement • <tral> ~ 105 ans pour Ee+=1 MeV, <n>=1 cm-3 • mais tral(1 MeV) ~ 107 ans dans le gaz chaud • et tral(1 MeV) ~ 103 ans dans les nuages H2

Propagation des positrons (2) Galaxie M51 (© NRAO/AUI) Champ magnétique IS : B ~ 5–10 mG ( mG) • B désordonné >~ B ordonné • Rayon de Larmor : rL = 310-10 pc pour Ee+=1 MeV et B=5 mG (rL << l.p.m.)  Diffusion • Fonction de distribution Ne+ : • Coefficient de diffusion spatiale D  nature de la turbulence IS ( phases) Ex : Pour la phase chaude (bulbe ?), D ~ 31027 cm2 s-1 (Bykov & Fleishmann 1992)  longueur de diffusion : l = (6 D tral)½ ~ 800 pc B e+

Annihilation des positrons Dans le gaz neutre : pour Ee+<~50 eV, formation d'un positronium en vol par échange de charge (EC) e+ + H  Ps + H+ • fPs–v(H) = 0,95 ou 0,98 (calculs) • fPs–v(H2) = 0,897 0,003 • fPs–v(He) = 0,807 0,005 • thermalisation des e+ si Ee+ < Es(H)=6,8 eV Dans le gaz ionisé : thermalisation • AD(e ou H): e++e-2g ou e++HH++2g • EC ou capture radiative (CR) : e+ + e-  Ps + hn (pas de seuil) • Taux : • tann = (REC + RCR + RADe + RADH)-1 = 103 – 105 – 108 ans ! • fPs–t = (REC + RCR)  tann = 0 – 0,95 (g.a.t.) H e+

 spectre continu (hg = 1) L'atome de positronium D'après Ore & Powell (1949) Formé principalement sur l'état quantique n=1 : n=1(L=0) 1/4 3/4 S = 0 (état singulet) Parapositronium (1S0) t = 1,2510-10 s 2 g de ~511 keV s=1 s=1 S = 1 (état triplet) Orthopositronium (3S1) t = 1,410-7 s Décroît en 3 g < 511 keV  spectre continu (hg = 1) e- e+ e- e+ Ps peut être détruit dans un milieu de densité >1013 cm-3 (i. e. stellaire) Formation de Ps sur n>1  raies de désexcitation • raies principales : Lya à 2430 Å et Lyb à 2051 Å (UV  absorption) • Ps32a (n=33  32), Ps87a, Ps89a... (IR et radio) : recherchées sans succès

La poussière du milieu interstellaire 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 mm (f(r)  r-3,5) • et de silicate ({MgSiFe}O4) : r ~ 50 Å – 0,25 mm (f(r)  r-3,5) IRAS à 12, 60 et 100 mm Effet des grains de poussière sur les positrons thermiques : • Section efficace géométrique : ~ 10-21 cm2 ~ AD et CR  • Charge des grains ? (Q=0, <0 et >0 dans les phases froide, tiède et chaude ?) e+ (k ~ 0,1 – 0,5) Ps e+ (R+ ~ 1/3) e+

En résumé... e+ de ~1 MeV Ralentissement tral ~ 105  (1 cm-3 / n) ans ~90 % 100 % Thermalisation tann ~ 103  108 (ou 107) ans Echange de charge avec H Recombinaison radiative avec e- Capture par grains interstellaires Annihilation avec e- Annihilation avec H Echappement de Ps Annihilation dans grains Positronium 2g 3g 2g 2g 2g

Spectre de l'émission d'annihilation effet des grains fPs = fPs-v + (1 – fPs-v)fPs-t Largeur à mi-hauteur des raies (gaussiennes) associées aux différents processus : DEEC–v = 6,4 keV (mesure), DEEC–t = 1,5 keV (calcul), DEADH = 1,56 keV (mesure) DEAD–grains = 1,8 keV et DEPs–grains = 2,5 keV (estimations) DEADe(T) = DECR(T) = 1,1(T/104 K)½ keV  0,98 keV à 8000 K, 11 keV à 106 K

Observations avec TGRS/WIND et SPI/INTEGRAL I2g = I e+  [2  (1-fPs) + 2  (1/4)  fPs] I3g = I e+  3  (3/4)  fPs  fPs = 2 / [2,25(I2g/I3g ) + 1,5] TGRS : fPs = 0,94  0,04 DE = 1,81  0,54  0,14 keV  annihilation dans la phase tiède (N/I) SPI : DE = 2,67 –0,33 keV +0,30 Ortho-Ps Harris et al. (1998) TGRS Guessoum et al. (2004) SPI

Conclusion Quelle est l'origine de l'émission galactique à 511 keV ?  • astronomie multi-longueurs d'onde (MIS, astronomie g, Ps* ?) • physique stellaire (production des b+) • 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) • ...