Production et annihilation de positrons Production et annihilation de positrons dans le milieu interstellairedans le milieu interstellaire

e+ (1–21043 s-

1)bulbe galactiquebras spiral

Ecole "Astrophysique Gamma Nucléaire", CESR, 19-21 avril 2004 Vincent Tatischeff

Radionucléides émetteurs Radionucléides émetteurs ++

• Radioactivité + Désintégration de noyaux riches en protons : e

A1Z

AZ e Y X

2

e2

a2

a c2m-1)c-Z(A,M - Z)c(A,M Q : disponible Energie

• En compétition avec la capture électronique (CE) : eA

1Z-(atome)

AZ Y e X

+ et CE

-

p

n

X

Y

Q

)E-1)c-Z(A,M - Z)c(A,M Q : disponible (Energie n2

a2

aCE

N

Z

IsotopeSites de

productionDécroissance Période (T½)

Raies 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)

26AlSNII/Ibc, WR,

AGB, Nova7,4·105 ans 1809 (1)

Emetteurs Emetteurs ++ et nucléosynthèse stellaire et nucléosynthèse stellaire

*5656 Co NiCE

*56)19.0(

56 Fe Co

*22)90.0(

22 Ne Na

*4444 Sc TiCE

*44)94.0(

44 Ca Sc

*26)82.0(

26 Mg Al

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")

Emissions + modèles de nucléosynthèse :

26Al :

F 310-4 cm-2 s-1

0,82 e+ par

Pe+ ~ 21042 e+/s

(dans le disque de la galaxie)

Carte à 1,8 MeV, COMPTEL 1991-2000, Plüschke et al. (2001)

44Ti : Pe+ ~ 61040 + 21042 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 !?

1-sol

544

siècle ,40M 102

SNIaM

1-sol

444

siècle 2M 105,1

SNIIM

Emetteurs Emetteurs ++ et nucléosynthèse stellaire (2) et nucléosynthèse stellaire (2)

1-an 10ONeN

1-an 20CON

1-sol

56

siècle ,40% 5M 5,0

SNIaM esc

Production de pions +

Réaction principale : p + p + + X

Ee+ : distribution large (MeV GeV),

centrée sur ~ 30 MeV

p + p X + 0 2 (=1,810-16 s)

émission : large "bosse" centrée sur M(0)/270 MeV, L ~ 31042 s-1

Pe+ ~ 31042 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 cosmiqueProduction de positrons par le rayonnement cosmique Production de radionucléides émetteurs + par collisions nucléaires

Réactions comme 12C(p,pn11C(+), 16O(p,13N(+) ...

Production de raies : 12C(p,p')12C*4439, 16O(p,p')16O*

6130 ...

Pas observées dans la galaxie (OSSE, COMPTEL...)

Source négligeable de positrons

s) 102,2( ννe s) 102,6( νμπ

6μe

|

8μ

12Cp h

12C*

12Cp

11Cn

Carte d'EGRET/CGRO pour E > 100 MeV

Autres sources de positrons Autres sources de positrons

Objects compacts

Production de pairs + 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 ~51043 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~1012 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

Le milieu interstellaire Le milieu interstellaire

phases gazeuses T(K) nH(cm-3) ne/(ne+nH)

nuages moléculaires (H2) 10 – 20 102 – 106 0

nuages d'H atomique 50 – 100 20 – 50 0

gaz atomique "tiède" 6000 – 10000 0,2 – 0,5 0,15

gaz ionisé "tiède" ~8000 0,2 – 0,5 0,7

gaz ionisé chaud ~106 10-3 – 10-2 1

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 deT~106 K

H2

H atomique

SNe

Le milieu interstellaire (2) Le milieu interstellaire (2)

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

~500 pc

~100 pc

Ferrière (2001)

Vallée (2002)

Propagation des positronsPropagation 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

i

th

E

E (dE/dt)

dE

Galaxie M51 (© NRAO/AUI)Propagation des positrons (2)Propagation des positrons (2)

Champ magnétique IS : B ~ 5–10 G ( mG)

• B désordonné >~ B ordonné

• Rayon de Larmor :

rL = 310-10 pc pour Ee+=1 MeV et B=5 G

(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 ~ 31027 cm2 s-1 (Bykov & Fleishmann 1992)

longueur de diffusion : l = (6 D tral)½ ~ 800 pc

qB

γmvrL

B

e+

eee

e QNdt

dE

END

dt

dN 2

Annihilation des positronsAnnihilation 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-2 ou e++H+2• EC ou capture radiative (CR) :

e+ + e- Ps + h (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+

seuilEou 0

iMBHou ei (E)v(E)dET)σ(E,fnR

L'atome de positroniumL'atome de positronium

n=1(L=0)

1/4 3/4

S = 0 (état singulet)

Parapositronium (1S0)

= 1,2510-10 s

2 de ~511 keV

s=1 s=1

e- e+

S = 1 (état triplet)

Orthopositronium (3S1)

= 1,410-7 s

Décroît en 3 < 511 keV

spectre continu (h= 1)

e- e+

Ps peut être détruit dans un milieu de densité

>1013 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

La poussière du milieu interstellaireLa poussière du milieu interstellaire

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 ?)

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}O4) : r ~ 50 Å – 0,25 m (f(r) r-3,5)

dr

nn

(r)nπrσ

He

gr2g

e+ (R+ ~ 1/3) e+ e+ (k ~ 0,1 – 0,5)

Ps

Echange de charge

avec H

Recombinaison radiative

avec e-

Capture par grains

interstellaires

Annihilation avec e-

Annihilation avec H

Thermalisation

Ralentissemente+ de ~1 MeV

En résumé...En résumé...

Echappement de Ps

Annihilation dans grains

Positronium

2 3 222

100 %~90 %

tral ~ 105 (1 cm-3 / n) ans

tann ~ 103 108 (ou 107) ans

Spectre de l'émission d'annihilation Spectre de l'émission d'annihilation

fPs = fPs-v +

(1 – fPs-v)fPs-t

effet des grains

Largeur à mi-hauteur des raies (gaussiennes) associées aux différents processus :

EEC–v = 6,4 keV (mesure), EEC–t = 1,5 keV (calcul), EADH = 1,56 keV (mesure)

EAD–grains = 1,8 keV et EPs–grains = 2,5 keV (estimations)

EADe(T) = ECR(T) = 1,1(T/104 K)½ keV 0,98 keV à 8000 K, 11 keV à 106 K

Observations avec TGRS/Observations avec TGRS/WINDWIND et SPI/ et SPI/INTEGRALINTEGRAL

Ortho-Ps

Harris et al. (1998) TGRS

SPIGuessoum et al. (2004)

• I2 = I e+ [2 (1-fPs) + 2 (1/4) fPs]

I3 = I e+ 3 (3/4) fPs

fPs = 2 / [2,25(I2/I3 ) + 1,5]

TGRS : fPs = 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

Conclusion 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)

• ...