plus en plus de structures fines vont d´esormais apparaˆıtre dans les images, notamment dans le disque qui est `a l’heure actuelle mal contraint. La recherche de sources ponctuelles sera un objectif majeur, il est directement li´e `a la question fondamentale associ´ee `a la raie `a 511 keV :quelle est l’origine des positrons dans la galaxie ?.
dans notre galaxie
Lorsqu’un positron est inject´e dans le milieu interstellaire, il poss`ede une ´energie ci- n´etique trop importante pour s’annihiler directement. Nous d´ecrivons ici les diff´erents processus de pertes d’´energie (cf. §6.1.1 et §6.1.2) aboutissant `a l’annihilation d’un posi- tron (cf. §6.1.3). Ces consid´erations nous permettront par la suite de poser des hypoth`eses de travail (cf. §6.2) essentielles au d´epart de la discussion (cf. §6.3).
6.1
Pertes d’´energie et processus d’annihilation des
positrons dans le milieu interstellaire
Le Tableau 6.2 r´esume les diff´erents canaux de production de positrons dans notre Galaxie. L’´energie typique des positrons lors de leur injection dans le milieu interstellaire est comprise entre 106 et 1013 eV. Les processus d’annihilation surviennent seulement
lorsque les positrons ont une ´energie inf´erieure `a ∼100 eV ; plusieurs processus physiques permettent alors aux positrons de perdre de l’´energie.
6.1.1
Pertes d’´energie de positrons
Nous d´eveloppons ici les processus de pertes d’´energie dominant jusqu’`a une ´ener- gie minimum de ∼ 1 MeV. Plusieurs processus physiques permettent aux positrons de perdre de l’´energie : le rayonnement synchrotron, l’ionisation et l’excitation d’atomes ou de mol´ecules, le rayonnement de freinage Bremsstrahlung, l’effet Compton inverse ou les interactions avec le plasma. La contribution de ces diff´erents processus d´epend essentiel- lement de deux facteurs : l’´energie du positron et le milieu dans lequel il se trouve. La Figure 6.1 synth´etise les diff´erents taux de perte d’´energie par unit´e de temps pour chacune des possibilt´es en fonction de l’´energie du positron pour un milieu ayant les caract´eristiques suivantes : T=8000 K, densit´e d’´electrons libres ne=0.25 cm−3, densit´e
d’hydrog`ene atomique nH=0.25 cm−3 et une composition du milieu [H(90%),He(10%)].
On voit, par exemple, que les int´eractions Synchrotron et inverse Compton sont pr´epond´e- rantes pour des ´energies comprises entre ∼10 GeV et ∼1 TeV. Dans la bande 300 MeV-3
112 6. Discussion : l’origine des positrons dans notre galaxie GeV, c’est l’int´eraction Bremsstrahlung atomique qui domine tandis que pour les basses ´energies les int´eractions avec les ondes plasmas sont les plus importantes dans la bande 100 keV-300 MeV. Pour des phases du MIS non ionis´ees (Guessoum et al. [2005] : milieu mol´eculaire, milieu froid, milieu ti`ede et neutre), les int´eractions plasma et Bremsstral- hung ioniques disparaissent. Au contraire, dans un milieu totalement ionis´e (Guessoum et al. [2005] : milieu ti`ede et ionis´e, milieu chaud), les contributions de l’ionisation et du bremsstrahlung atomique n’ont plus lieu.
6.1.2
Ralentissement et thermalisation
Pour les pertes d’´energie du positron entre 1 MeV et son annihilation, on distingue le ralentissement (Slowing down) dans l’intervalle 1 MeV→10 eV et la thermalisation dans la bande 10 eV→ kT (avec T la temp´erature du milieu).
Entre 1 MeV et 100 eV, les pertes d’´energie sont domin´ees par les processus d’ionisation (pour un milieu non ionis´e !) et les excitations d’ondes plasma (pour un milieu ionis´e !). D`es que les positrons atteignent une ´energie de ∼100 eV, le processus dit de formation de positronium en vol (car le positron n’est pas encore thermalis´e) commence `a apparaˆıtre. Il se produit lorsqu’un positron interagit avec H, He ou H2 par ´echange de charge. Ce
processus ´etant endothermique, il ne peut donc avoir lieu que si l’´energie cin´etique du positron d´epasse l’´energie seuil d’´echange de charge par formation de positronium (entre 6.8 eV pour l’´echange de charge avec H et 24.6 eV pour l’´echange de charges avec He). La Figure 6.2 reporte la section efficace d’´echange de charge avec H. L’annihilation des positrons lors de la phase de ralentissement est certes possible, mais peu probable (faible section efficace) et ind´etectable car la raie produite dans ce cas est tr`es ´elargie.
En-dessous de l’´energie seuil d’´echange de charge et d’excitation (∼10 eV→kT, avec T la temp´erature du milieu), les pertes d’´energie ont lieu par interaction coulombienne ´elas- tique, les processus de combinaisons radiatives (formation de positronium avec les e−
libres) et d’annihilation apparaissent.
Le Tableau 6.1 r´esume les diff´erents canaux aboutissant `a l’annihilation des positrons dans le MIS de mani`ere directe ou par formation d’un Ps. Les sections efficaces d’interaction
avec H et les e− libres sont indiqu´ees dans la Figure 6.2.
6.1.3
Le processus d’annihilation
Il y a deux issues `a la “rencontre d’un positron et d’un ´electron” : l’annihilation directe et la formation d’un atome de positronium ou positronium. Par d´efinition, le positronium (Ps) est un ´etat li´e instable entre un positron et un ´electron. Il existe deux configurations de Ps : l’orthopositronium (ortho-Ps) et le parapositronium (para-Ps). Trois fois sur quatre e+ et e− ont des spins parall`eles, on parle d’ortho-Ps, sa dur´ee de vie est de 140 ns.
Une fois sur quatre e+ et e− ont des spins anti-parall`eles, on parle alors de para-Ps, sa
dur´ee de vie est de 0.125 ns. Le para-Ps d´ecroˆıt en 2 photons autour de 511 keV ; les diff´erences de moments entre les particules li´ees introduisent les petits ´ecarts ´energ´etiques observ´es. L’ortho-Ps d´ecroˆıt, lui, en 3 photons dont la somme des ´energies vaut 1022 keV. La distribution en ´energie des photons provenant de la d´ecroissance de l’ortho-Ps a ´et´e calcul´ee par Ore et Powell [1949]. La Figure 6.3 montre le spectre en ´energie r´esultant. La
Fig. 6.1: Taux de perte d’´energie des positrons par unit´e de temps, d’apr`es Gillard [en pr´eparation].
Fig. 6.2: Les sections efficaces d’interaction des positrons avec H et les ´electrons libres, d’apr`es Guessoum et al. [2005].
114 6. Discussion : l’origine des positrons dans notre galaxie Annihilation directe avec les ´electrons li´es e++H→H++2γ
e++H
2 →H+2+2γ
e++H
e →H+e+2γ
Annihilation directe avec des ´electrons libres e++e−→2γ
Capture sur les grains e++e−
gr→Ps →2γ ou 3γ Capture radiative e++e−→P s→2γ ou 3γ Echange de charge e++H→H++P s→2γ ou 3γ e++H 2 →H+2+Ps →2γ ou 3γ e++H e →H+e+Ps →2γ ou 3γ