RAYONNEMENT GAMMA D'ORIGINE GALACTIQUE

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Submitted on 1 Jan 1975

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RAYONNEMENT GAMMA D’ORIGINE GALACTIQUE

J. Paul

To cite this version:

J. Paul. RAYONNEMENT GAMMA D’ORIGINE GALACTIQUE. Journal de Physique Colloques,

1975, 36 (C5), pp.C5-177-C5-182. �10.1051/jphyscol:1975546�. �jpa-00216401�

JOURNAL DE PHYSIQUE Colloque C5, supplément aun° 11, Tome 36, Novembre 1975, page C5-177

RAYONNEMENT GAMMA D'ORIGINE GALACTIQUE

J. PAUL

DPH/EP/ES, Centre d'Etudes Nucléaires de Saclay, 91190 Gif-sur-Yvette, France

Résumé. — L'astronomie gamma à haute énergie a récemment connu un développement spec- taculaire, notamment grâce aux résultats du satellite astronomique américain SAS IL Parmi ceux-ci, les plus intéressants portent sur la distribution de l'émission gamma à haute énergie (E > 100 MeV) le long de l'équateur galactique. Cette distribution, examinée en détail, semble être corrélée avec les principaux traits structurels de la galaxie et en particulier avec les bras galactiques.

Si la plupart des astrophysiciens s'accordent pour attribuer ce rayonnement gamma à haute énergie à l'interaction des rayons cosmiques avec la matière interstellaire, la distribution relative de ces deux composants reste inconnue.

Cependant, en étudiant simultanément l'émission gamma à haute énergie et l'émission radio non thermique provenant de la galaxie, il apparaît possible de proposer un modèle qui explique les résultats de SAS II et qui de plus réconcilie quantitativement les idées sur la structure spirale de la galaxie, sur le champ magnétique galactique, sur le confinement des rayons cosmiques par le champ magnétique et du champ magnétique par la matière.

Dans cette communication, après avoir résumé l'état des observations et des théories sur l'émission gamma galactique, un modèle d'ensemble sera proposé dont les prédictions seront confrontées aux données les plus récentes.

1. Introduction. — Commencée avec le développe- gamma galactique à haute énergie (E

> 100 MeV) ment des moyens spatiaux, l'astronomie gamma a observée par SAS II sont les suivants :

obtenu ses premiers résultats en identifiant le disque

galactique avec une source étendue de rayonnement — Une faible extension en latitude galactique de gamma à haute énergie (Clark, Garmire et Krau- l'émissivité gamma, notamment dans la direction du shaar [1]). Cependant, une étude approfondie de ce

t r e galactique où la dispersion observée (de rayonnement ne put être entreprise que très récem- l'ordre de 5°) semble largement accentuée par la ment, au moyen d'observations plus précises du faible résolution angulaire du télescope,

rayonnement gamma galactique effectuées par le

satellite SAS II (Kniffen et al. [2]). Ces résultats, —

distribution en longitude galactique de confrontés avec ceux obtenus pour différents types de l'émission gamma provenant d'une bande de ciel rayonnement, ont permis d'en établir une interpré-

P

d'autre de l'équateur galactique tation d'ensemble. (

10° < é" < 10°) présentant un large maximum dans les régions centrales et deux pics correspondants 2. Observations et interprétations du rayonnement aux directions de deux remanants de supernova : la gamma galactique. — Les caractères de l'émission nébuleuse du Crabe et Vêla (Fig. 1).

Abstract. — High energy gamma ray astronomy has recently undergone a spectacular improve- ment thanks mainly to the results of the NASA satellite SAS II. Among then,- of particular interest are those related to the high energy ( > 100 MeV) emission from the galactic disc, concentred along the galactic equator. When examined in detail, such a distribution seems to be correlated with the large scale galactic structure, and particularly with the spiral arms.

General agreement seems to have been reached within the astrophysical community as to the process responsible for the photon production : decay of neutral n-mesons produced in collisions between the cosmic rays and the interstellar gas. However, the relative large scale distribution of these two components remains unknown.

It seems then possible to propose a model for the interpretation of the SAS II results by simulta- neously studying the high energy gamma rays and the non thermal radio emissions of galactic origin.

Moreover, it seems possible in such a model to reconcile quantitative ideas on the spiral structure of the Galaxy, the galactic magnetic field, the cosmic rays confinement by the fields and of the fields by the matter.

In the present communication, after a review of the state of the observations and theories on the galactic gamma emission, a comprehensive model is presented the predictions of which will be tested against the most recent available data.

Article published online by EDP Sciences and available at http://dx.doi.org/10.1051/jphyscol:1975546

C5-178

J. PAUL

VELA

Longitude galactique L n

degrés)

FIG. 1. - Distribution en longitude de l'émission gamma (E, > 100 MeV) d'une bande de ciel située de part et d'autre de

l'équateur galactique

10° < b" < IO0).

Il est certes possible d'expliquer l'ensemble du rayonnement gamma galactique par la superposition d'émissions provenant de sources ponctuelles du type nébuleuse du Crabe ou Vela, cependant nous allons nous borner à étudier les possibilités d'une émission diffuse de ce rayonnement.

Deux mécanismes sont en compétition pour pro- duire un rayonnement gamma diffus dans le milieu interstellaire :

- L'interaction de photons du rayonnement stel- laire ou du rayonnement universel à 3 K avec des électrons cosmiques (Effet Compton).

- L'interaction des protons et noyaux du rayon- nement cosmique avec la matière interstellaire pro- duisant des .no décroissant en 2 gamma.

De tels mécanismes produisent des rayonnements dont les spectres en énergie seront différents, mais jusqu'à présent les mesures du spectre du rayonnement gamma galactique sont trop peu précises pour per- mettre un choix clair entre ces deux mécanismes si ce n'est que les résultats de SAS II semblent indiquer une prédominance de rayons gamma d'origine

pour des énergies > 100 MeV. Ceci peut être confirmé par le fait qu'un modèle basé sur une émission où les rayons gamma d'origine Compton seraient prépon- dérants, ne pourrait pas reproduire simultanément une large bosse dans la distribution en longitude et une fine extension en latitude de ce rayonnement (Shukla et al. [3]). Par conséquent, si l'émission gamma provient de l'interaction des protons et noyaux cos- miques avec le gaz interstellaire nous aurons :

où est l'émissivité gamma par unité de volume, Np la densité des et noyaux cosmiques, p la densité du gaz interstellaire.

3. Comparaison de l'émission gamma avec l'émission radio non thermique de la galaxie. - De même que le rayonnement gamma galactique peut s'interpréter en termes d'une émission diffuse résultant de l'interac- tion des protons et noyaux cosmiques avec la matière, le bruit radio non thermique de la galaxie est défini par le rayonnement synchrotron des électrons cos- miques en présence du champ magnétique galactique.

Il semble donc intéressant de comparer les émissions résultants de ces deux processus.

Les observations a des fréquences radio de l'ordre de 150 MHz fournissent les meilleures informations sur le rayonnement non thermique à basse latitude galactique. En effet, à plus basse fréquence, le profil en longitude dépend de l'absorption free-free tandis qu'à plus haute fréquence la composante thermique provenant des régions ionisées du milieu interstellaire devient prédominante.

avons donc utilisé la carte détaillée de Landecker et Wielebinski [4] à 150 MHz dont nous avons déduit la distribution en longitude de l'émission radio d'une bande de ciel le long de l'équateur galactique. Il en résulte une simi- litude d'ensemble avec le profil gamma correspondant (Fig. 2), certaines des différences pouvant s'expliquer en termes d'effet locaux, accentués par l'extension en latitude de la bande de ciel considérée (- 100 K b" < 10°). Ainsi, nous pouvons soustraire de l'émission radio la contribution des objets étendus que sont les éperons galactiques ; ces objets, présumés locaux, probablement d'anciens restes de supernova (Berkuijsen et al. [5]) présentent un rayonnement non thermique sans contrepartie gamma apparente.

Longitude galactique LE

(degrés)

FIG. 2. - Distributions en longitude des émissions gamma (barres verticales) et radio a 150 MHz (ligne continue) d'une bande de ciel située de part et d'autre de l'équateur galactique (- 100 < bu < 10°).

Nous pouvons aussi soustraire des deux distribu-

tions un fond continu uniforme. Pour le rayonnement

gamma nous utilisons la valeur du fond diffus donné

par Kniffen et al. [2], pour l'émission radio, nous

suivons Ilovaisky et Lequeux [7] en attribuant au

fond radio la valeur minimum de la carte de Landecker

et Wielebinski.

RAYONNEMENT GAMMA D'ORIGINE GALACTIQUE C5-179

Ainsi corrigés, les deux profils en longitude sont présentés en figure 3.

L'émissivité synchroton est décrite par :

où B est l'intensité du champ magnétique, le spectre différentiel des électrons cosmiques étant

où Ne est la densité d'électrons cosmiques d'énergie E.

La similitude entre les profils en longitude gamma et synchrotron suggère qu'à large échelle (de l'ordre du kpc) nous avons dans le plan galactique :

Longitude ,galactiqu.e .ln (degrés)

FIG. 3. - Idem après soustraction des contributions du fond diffus (des deux émissions) et des éperons galactiques (de la seule émission

radio).

L'émission synchrotron dans un champ de 1 à 10 pG est due principalement à des électrons de 1 à 10 GeV, domaine d'éneigie des protons interagissant avec le gaz interstellaire pour former les rayons gamma.

A ces énergies les deux types de particules, de rigidité semblable, se propagent de la même façon dans la galaxie ; le temps de vie synchrotron étant largement supérieur au temps d'échappement, les pertes syn- chrotrons ne jouent donc aucun rôle dans les densités relatives des deux particules.

Si les sources d'électrons et de protons et noyaux cosmiques ont des distributions semblables au travers de la galaxie, nous avons donc

où (Ne), est la densité d'électrons cosmiques primaires.

Si la densité de secondaires (Ne),, est petite comparée à (Ne), ou varie comme (Ne), alors les relations (4) et (5) impliquent :

au voisinage du soleil, l'indice spectral des électrons est 2,95 dans le domaine d'énergie considérée (Webber [7]). Nous avons donc

B ~ C C ~ . (7)

4. Modèle de distribution du gaz dans la galaxie.

Il est important maintenant d'étudier les relations entre la distribution du rayonnement cosmique et du gaz interstellaire. Ainsi, en excluant les régions centrales, une correspondance existe entre l'émission synchrotron dans une direction du plan galactique et l'intégrale le long de la ligne de visée dans cette direction du carré de la densité d'hydrogène :

n& dl, où n, est la densité d'hydrogène neutre.

Ceci suggère dans le plan galactique une relation du type

N, B(Y+

. (8) Cependant, les observations directes dans notre galaxie ne peuvent en constituer une preuve satis- faisante ; par contre, dans certaines galaxies extérieures comme M31, une telle relation est plus apparente (Fig. 4).

c:

n

10

'al

2

5 O

Distance du centre ( minutes d'arc ) FIG. 4. - Ligne continue

distribution le long de l'axe principal de M 31 de ( N d 2 (d'après Guibert [19]); ligne pointillée

idem

pour l'émission radio

408 MHz (Pooley [20]).

En combinant (7) et (8) nous obtenons donc :

Une telle relation a déjà été proposée par Big-nami et Fichte1 [SI pour expliquer les seules données gamma.

L'interprétation simultanée de l'émissivité synchro- tron de la galaxie nous conduit donc à construire un modèle où serait maintenue à travers le disque galactique la relation :

Ce modèle sera construit en considérant la densité du gaz interstellaire comme un paramètre libre, et en maintenant les impératifs suivants :

- La densité du gaz décroît en s'éloignant du

plan galactique, en suivant une variation gaussienne.

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La demi-largeur à mi-hauteur Z de cette distribution est 100 pc au centre de la galaxie et s'accroit vers l'extérieur.

- La relation (10) est maintenue tant que z < Z ; au-delà nous découplons le champ magnétique et le rayonnement cosmique de la matière dans le but de reproduire la distribution en latitude du rayonnement synchrotron.

- Dans le cadre de la structure spirale de la galaxie, pour une distance au centre galac- tique > 4 kpc, la densité du gaz, et partant les diffé- rents paramètres qui lui sont liés par la relation (IO), augmentent à l'intérieur des bras spiraux. La forme de cette spirale a été proposée par Lin, Yuan et Shu [9].

L'épaisseur des bras est de 500 pc, les densités du gaz dans les bras et le milieu interbras sont une fonction de la distance au centre galactique.

La densité du milieu interbras n'est pas un para- mètre critique pour ce modèle. Elle en affecte principa- lement les prédictions dans les régions 600 < l" c 3000 où les effets locaux sont prédominants.

Au centre de la galaxie nous avons placé un disque de 800 pc de rayon, région où a été détectée une large quantité de gaz (108 Ma) principalement sous forme moléculaire (Lequeux [l O]).

Nous avons adopté une orientation aléatoire du champ magnétique et un flux isotrope d'électrons.

Le spectre différentiel des électrons cosmiques dérivé des observations dans le voisinage du soleil est :

(dNe/dE)o = Ka E

pour E > 1 GeV

avec y = 2,95 et Ka = 2,96 x 10-l7 e r g . ~ m - ~ (d'après Webber [7]). L'indice spectral des électrons ne semble pas varier dans la galaxie, comme le montre dans différentes directions la constance du spectre du continu radio après soustraction du bruit thermique.

Pour les électrons secondaires nous pouvons écrire : (Ne)i1I(Ne)1

Ip. z . ^p/Ie

où Ie est l'intensité à la source des électrons cosmiques primaires, Ip celle des protons et noyaux, z le temps de confinement. Au niveau du soleil, ce rapport vaut 0,1, à un facteur 2 près, dans la garnm d'énergie considé- rée. Comme nous supposons I, cc Ip, nous obtenons :

Si le rayonnement cosmique est produit dans des objets de type étoile, dont le temps de vie est court, comparé au temps que passe la matière dans un bras (3 x 107 ans), alors nous avons :

'

P CC

pa

le paramètre a pouvant être compris entre 1,84 (Sanduleak [ll]) et 3,5 (Hartwick [12]). Nous avons adopté a = 2, ce qui correspond à (Ne),,/(Ne), constant.

Nous avons adopté le taux de production

de rayon gamma, dans les collisions p-p, p-a, a-p calculé par Stecker [13]; pour un flux de protons semblable à

celui dérivé au niveau du soleil, nous avons par atome d'hydrogène :

( E > 100 MeV) = 0,7 x s-' .

Comme nous avons choisi de considérer la densité du gaz interstellaire comme étant un paramètre libre, les valeurs adoptées pour ce paramètre seront celles qui permettront au modèle de prédire le mieux les distributions observées des rayonnements gamma et radio.

Les prédictions du modèle sont comparées aux observations en figure 5 pour l'émission synchrotron et en figure 6 pour l'émission gamma; le tableau 1 présente la densité de matière correspondante, rela- tivement à la densité au niveau du soleil où elle vaut 0,8 atome H . c ~ - ~ , le champ magnétique valant 3,6 pG.

Longitude galactique C n (degrés) FIG. 5. -Prédiction du modèle (ligne pointillée) et distribution observée (ligne continue) de l'émission synchrotron le long de

l'équateur galactique

50 < 6" < 50).

La densité de surface d'une telle distribution de matière est comparée en figure 7 à celle de l'hydrogène neutre (Mezger [14]).

La figure 8 montre la différence entre ces deux distributions, elle représente la contribution des nuages optiquement épais d'hydrogène neutre et des nuages moléculaires qui sont pénétrés par les rayons cosmiques. Elle rappelle celle des régions HI, géantes.

Son maximum se situe vers 5 kpc où Solomon et

Scoville [15] trouvent aussi un maximum de l'émission

de raie de la molécule CO qui est un traceur de

l'hydrogène moléculaire.

RAYONNEMENT GAMMA D'ORIGINE GALACTIQUE C5-181

TABLEAU 1 Distance au centre

galactique 4-6,5 6,5-7 7-8 8-9 9-10 10-11 11-12 12-15

- - - - - - -

-

~ b r a s l ~ ~

8 795 6 5 4 3 2 1 s

~ b r a s l ~ i n t e r b r a s

4 399 3 3 393 3-1 3 2-2 1,9

Longitude goloctique 111

degrés)

FIG. 6. -Prédiction du modèle (ligne continue) et distribution observée (barres verticales) de l'émission gamma (E, > 100 MeV)

le long de l'équateur galactique

100 < b" < 10").

" ^~i Eistance au centre galactique ( ~ p c )

I L-.

,

5 10 15 20

Distance au centre galactique (Kpc)

FIG. 7. - Variation avec la distance du centre de la galaxie de la densité de surface de la quantité totale de gaz interstellaire prédite par le modèle (ligne pointillée) et de l'hydrogène neutre observé

(ligne continue).

5. Conclusion. - De nombreux auteurs fioir par exemple Stecker et al. [16]) ont interprété les données gamma galactique de SAS II en utilisant des relations différentes entre la densité du gaz interstellaire et du rayonnement cosmique ; même en interprétant sirnul- tanément le rayonnement synchrotron, il n'est pas possible de construire un modèle unique (Paul, Cassé et Cesarsky, [17]). Cependant, le modèle que nous proposons, s'il rend compte simultanément des observations radio et gamma, propose aussi une

FIG. 8.

fdem pour la densité de matière diffuse sous forme non HI prédite par le modèle.

distribution de matière compatible avec les récentes mesures de la densité de l'hydrogène moléculaire, et malgré le caractère schématique de cette distribution, il rend compte des plus récents résultats de SAS II (Fichte1 et al. [18]) où la distribution en longitude de l'émission gamma galactique est présentée avec un pas plus fin (Fig. 9).

Longitude galactique 1

degrés)

FIG. 9.

Prédiction du modèle (ligne pointillée) et la plus récente distribution observée (ligne continue) de l'émission gamma (E, > 100 MeV) le long de l'équateur galactique

100 < bl' < IO0).

Remerciements.

Ces résultats sont le fruit d'un

travail effectué en collaboration avec Catherine Cesar-

sky et Michel Cassé que je tiens à associer à cette

communication.

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