ASTRONOMIE GAMMA A HAUTE ÉNERGIE ET STRUCTURE ET CONTENU DU MILIEU INTERSTELLAIRE

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ASTRONOMIE GAMMA A HAUTE ÉNERGIE ET

STRUCTURE ET CONTENU DU MILIEU

INTERSTELLAIRE

J. Paul

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ASTRONOMIE GAMMA A HAUTE ÉNERGIE

ET STRUCTURE ET CONTENU DU MILIEU INTERSTELLAIRE

J. A. PAUL

DPh/EP/ES, Centre d'Etudes Nucléaires de Saclay BP n° 2, 91190 Gif sur Yvette, France

Résumé. — L'intensité gamma galactique à haute énergie peut être utilisée comme traceur

du milieu interstellaire. En effet l'interaction du rayonnement cosmique avec la matière produit des photons gamma à haute énergie soit par collisions p-p -» n° -»• 2 y soit par freinage des électrons. Après la présentation des récents résultats relatifs à l'émission galactique obtenus par le satellite européen d'astronomie gamma COS-B, il est proposé une vue d'ensemble du milieu interstellaire tenant compte de ces résultats et de ceux obtenus au moyen d'autres traceurs du milieu interstellaire. La matière interstellaire apparaît comme concentrée dans un disque mince, parfois décalé vers les latitudes galactiques négatives. Le maximum de densité se situe à une dis-tance d'environ 5 kpc du Soleil. Cette matière ainsi que les autres constituants du milieu inter-stellaire (champ magnétique, rayons cosmiques) se répartissent préférentiellement suivant une structure spirale.

1. Introduction. — Pressentie depuis plusieurs

décennies [1, 2] l'émission gamma galactique à haute énergie ( > 100 MeV) n'a été révélée qu'à partir de 1968, grâce aux observations effectuées au moyen du satellite américain OSO-3 [3]. De nombreux méca-nismes produisant un rayonnement gamma à haute énergie avaient été avancés pour expliquer l'émission gamma de la Galaxie :

(i) L'interaction des protons et noyaux du rayon-nement cosmique avec la matière interstellaire donne naissance à des mésons n° qui décroissent en deux pho-tons gamma. Ce mécanisme a été étudié en détail par Stecker [4], Badhwar et Stephens [5] et Bonnar-deau [6] qui ont précisé l'intensité et le spectre d'un rayonnement gamma ainsi produit, en utilisant notam-ment les résultats les plus récents sur les sections effi-caces et les multiplicités des interactions p-p, p-a, a-p, a-a ainsi que les mesures du flux et du spectre des protons et noyaux du rayonnement cosmique.

(ii) Le freinage des électrons du rayonnement cos-mique au voisinage des noyaux du milieu interstellaire produit un rayonnement gamma (Bremsstrahlung), mais du fait de la mauvaise connaissance du spectre des électrons cosmiques entrant en jeu, principalement

pour des énergies < 1 GeV, il est difficile de prédire avec précision les effets de ce mécanisme [7, 8].

(iii) L'interaction des électrons du rayonnement cosmique avec les photons ambiants du milieu inter-stellaire donne naissance par effet Compton inverse à un rayonnement gamma pouvant s'étendre aux hautes énergies. Des études approfondies de ce mécanisme [9, 10] ont montré que à haute énergie ( > 100 MeV) il ne pouvait pas concurrencer les deux mécanismes précé-dents, si ce n'est dans certaines régions du disque galactique où la densité de photons stellaires est parti-culièrement élevée.

(iv) Par opposition à ces trois mécanismes mettant en jeu certains des composants du milieu interstellaire,. il avait été aussi envisagé [11, 12] que l'émission gamma galactique pourrait résulter de la superposition d'émis-sion de sources ponctuelles pouvant être des objets d'origine stellaire comme les pulsars, étoiles à neutrons, trou noir... En effet les conditions physiques régnant au voisinage de ces objets permettent, dans le cadre de cer-tains modèles théoriques, l'accélération d'électrons et noyaux à des énergies où ils seraient en mesure de produire un rayonnement gamma soit par l'un des trois mécanismes décrits plus haut, soit par rayonnement

Abstract. — The high energy gamma-ray intensity of the Galaxy can be used as a tracer of the

interstellar medium. The cosmic-ray interactions with the interstellar gas produce energetic gamma rays resulting from the collisions p-p -»- rc° -> 2 y and from the electron Bremsstrahl-. ungBremsstrahl-. After the presentation of the recent results obtained with the european gamma-ray satellite COS-B, a large-scale view of the interstellar medium is proposed, taking into account these results and those obtained from other tracers of the interstellar medium. The interstellar matter is concen-trated within a thin disc, in some place displaced toward the negative galactic latitudes. Its density reaches a maximum at about 5 kpc from the galactic centre. The matter, as well as the other compo-nents of the interstellar medium are preferentially distributed along a spiral structure.

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ASTRONOMIE GAMMA ET MILIEU ' INTERSTELLAIRE Cl-121

synchrotron, du fait des champs magnétiques intenses que l'on a décelés à proximité de ces objets.

Lancé à la fin de 1972, le satellite américain SAS-2 a permis une exploration plus détaillée de l'émission gamma galactique à haute énergie [13]. Il a ainsi révélé l'existence de plusieurs sources ponctuelles de rayonnement gamma dont quatre ont été identifiées comme étant des pulsars [14]. L'un d'eux, le pulsar PSR 0531- 21 avait déjà été observé à haute énergie [15, 161. Une fois soustraite la contribution des sourees ponctuelles, l'intensité galactique observée par SAS-2 présente le long de l'équateur galactique un profil similaire à ceux obtenus au moyen d'autres traceurs du milieu interstellaire. C'est ainsi que la similitude entre les profils des intensités gamma (> 100 MeV) et radio à 150 MHz a suggéré à Paul, Cassé et Cesarsky [17] un modèle du milieu interstellaire où la matière diffuse, le champ magnétique et le rayonnement cosmique se répartissant préférentiellement suivant une structure spirale, les directions tangentes aux bras spiraux se retrouvant comme des maxima d'intensité dans les profils en longitude. A la suite des résultats de SAS-2, la plupart des interprétations du rayonnement gamma galactique à haute énergie [18, 19, 201 s'accordaient pour attribuer l'essentiel de l'intensité observée à une production répartie de manière diffuse dans le disque galactique ; elles ne divergeaient que sur la répartition relative et la localisation des différents ingrédients -du milieu interstellaire participant à l'émission gamma à haute énergie.

Cette situation est maintenant remise en cause à la suite des premiers résultats obtenus au moyen du télescope gamma embarqué à bord du satellite COS-B de 1'~gence Spatiale européenne lancé en août 1975: En effet grâce à la plus grande sensibilité de ce téles- cope, une étude beaucoup plus fine de l'émission gamma

galactique à haute énergie a pu être entreprise. Cette étude révèle qu'une fraction notable de l'émission galactique provient de sources localisées. Du fait de la résolution angulaire limitée des télescopes gamma, il n'est pas possible de préciser le caractère ponctuel de ces sources, ni de les identifier avec un objet vu à d'autres longueurs d'onde ; cependant une analyse temporelle de l'émission gamma provenant de l'une d'entre elles a montre que l'émission était de type pul- sante à courte période et que donc la source émettrice pourrait être un objet compact. Il est donc nécessaire de reprendre l'interprétation de l'émission gamma galactique en réconciliant les théories précédemment établies avec ces récentes observations. Après la présentation des résultats de COS-B relatifs à l'émission galactique, il est proposé une vue d'ensemble du milieu interstellaire tenant compte de ces résultats et de ceux obtenus au moyen d'autres traceurs du milieu interstellaire.

2. Principales caractéristiques de l'émission gamma galactique révélées par le satellite COS-B.

-

Les faibles flux gamma ainsi que la modestie des instru- ments conduisent à des durées d'observation fort longues. Du fait des caractéristiques de son orbite et de la longue durée de vie de l'instrument, le télescope gamma embarqué à bord de COS-B a pu observer l'ensemble du disque galactique avec un facteur d'exposition (surface effective x temps d'exposition) environ 8 fois supérieur à celui de SAS-2. Il est donc possible de pratiquer une analyse plus poussée quant à la recherche de structure fine dans l'intensité gamma observée. A ce jour, 5 régions distinctes, couvrant environ 40

%

du disque galactique ont été ainsi analy- sées. 13 sources localisées de rayonnement y ont été identifiées [21]. La table 1 fournit la liste de ces sources ainsi que leurs principales caractéristiques.

Principales caractéristiques des sources vues par COS-B dam 5 régions du ciel couvrant 40

%

du disque galactique

Source

-

CG 64

+

O CG 75

+

O CG 78

+

O CG 121

+

3 CG 135

+

1 CG 176 - 7 CG 185 - 5 Coordonnées galactiques 1" b"

-

64,5

+

0,5 O + 1 , 0 75,O

+

1,0 O + 0 , 5 78,5 f 0,5

+

1,5

+

0,5 121,o f 1,O

+

3,5

*

1,o 135,5 f 1,O

+

1,5 Jr 1,O 176,O

+

1,O - 7,O & 1,O 185,3

+

0,5

-

5,6 & 0,5 Intensité relative ( E , > 100 MeV) - 0,30 0,45 1 ,O0 0,20 0,30 O, 50 1 ,O0 Remarques

ces deux sources peuvent être une seule source étendue

PSR 0531 f 21 (pulsar du Crabe)

source étendue ? vue par SAS-2

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Sur ces 13 sources, deux seulement ont été identifiées avec des objets connus à d'autres longueurs d'onde :

les pulsars PSR 0531

+

21 et PSR 0833

-

45. Cette identification a été rendue possible du fait que l'émis- sion gamma présente la même périodicité que les émis- sions radio provenant de ces objets [22]. La nature des 11 autres sources reste inconnue. Cependant l'une d'entre elles, CG 195

+

4, avait déjà été observée par SAS-2 en 1973 [14]. L'émission de cette source était alors apparue comme pulsée avec une période d'environ

59 S. Une analyse en temps pratiquée sur les données

de COS-B a confirmé cette découverte et il apparaît donc que cette source CG 195

+

4 a une nature s'appa- rentant à celle des pulsars ou autres objets com- pacts [23].

Le spectre en énergie des deux pulsars a été mesuré 1221 ; alors que celui de CG 185

-

5 (pulsar du Crabe : PSR 0531

+

21) est parfaitement compatible avec la loi de puissance :

J, étant le flux mesuré en photon cm-'. s - l . GeV-' et E, l'énergie des photons en GeV, celui de CG 263

-

2 (pulsar de Vela : PSR 0833 - 45) ne peut pas être représenté par une loi de puissance sur toute la gamme mesurée par COS-B (50 MeV à 10 GeV). La distribution en latitude galactique de la position des

13 sources détectées par COS-B (Fig. l), remarqua- blement piquée à la latitude b" = O suggère une nature galactique de ces sources et une distance typique 2 1 kpc.

FIG. 1. -Distribution en latitude des sources gamma catalo- guées en table 1.

En plus des 5 zones où la recherche de structure fine a été pratiquée, des résultats sont actuellement dispo- nibles pour 5 autres zones du disque galactique : au total ces 10 régions couvrent environ 75

% du disque

galactique. Examinée à large échelle, l'intensité gamma galactique (> 100 MeV) apparaît comme une bande alignée le long de l'équateur galactique [24]. Particuliè- rement élevée et de faible extension en latitude (Fig. 2) dans la direction des régions centrales de la Galaxie, l'intensité gamma galactique est plus faible et s'étend sur une plus large zone du ciel dès que l'on se dirige vers les régions de la Galaxie situées au-delà du cercle

LONGITUDE GALACTIQUE (DEGRES)

FIG. 2.

-

Variation avec la longitude de la latitude a laquelle l'intensité gamma (> 100 MeV) est la moitié de sa valeur maxi-

mum.

solaire (900 < 1" < 2700). Dans la direction de l'anti- centre galactique, l'intensité gamma se résout presque complètement en sources localisées. Si l'on tient compte de la résolution angulaire du détecteur, on s'aperçoit que dans la direction des régions centrales de la Galaxie, les zones d'émission ont une extension en latitude < 20. La figure 3 montre le profil en latitude de l'intensité gamma galactique (> 300 MeV) dans une des directions situées à l'intérieur du cercle solaire.

-

20 -10 O 10 20

LATITUDE GALACTIQUE (DEGRES)

FIG. 3.

-

Profil en latitude de l'intensité gamma (> 300 MeV) intégrée dans l'intervalle de longitude 10° i CI1 < 40". Ligne

pointillée : profil gaussien ajusté entre

-

3 O < blI < 3 O .

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ASTRONOMIE GAMMA ET MILIEU INTERSTELLAIRE Cl-123

LONGITUDE GALACTlCiUE ( D E G R E S )

FIG. 4.

-

Profil en longitude de l'intensité gamma galactique

(> 100 MeV) intégrée dans l'intervalle de latitude - 6O1 bI1 <: 6".

Des erreurs statistiques typiques sont indiquées.

catif apparaît du côté des latitudes positives par contraste aux latitudes négatives. L'essentiel de l'inten- sité gamma provient donc d'une région du ciel comprise entre - 60 et 60 de latitude. La figure 4 montre le profil en longitude de l'intensité gamma ( > 100 MeV) inté- grée en latitude dans cette bande de ciel. L'allure de cette distribution ne diffère pas de celle déduite des observations de SAS-2. La plupart des sources locali- sées apparaissent dans cette distribution sous l'aspect de pic d'intensité.

Le spectre en énergie de l'émission gamma galactique a été déduit de la mesure de l'intensité galactique dans 5 domaines d'énergie échelonnés entre 50 et 2 000 MeV. La figure 5 présente l'allure du spectre galactique dans 3 régions du disque. Les 3 spectres sont assez similaires.

FIG. 5.

-

Spectre en énergie du rayonnement gamma, cercle :

10° <: PI < 40° ; point : 60" < I I 1 i 90" ; triangle :

110" < Fr < 140". Ligne pointillée : spectre no prévu par Badhwar et Stephens [SI. Ligne continue : spectre (combinaison

no et Bremsstrahlung) prévu par Shukla et Cesarsky [8].

La ligne pointillée représente le spectre prédit par Badhwar et Stephens [5] si l'émission gamma était entièrement due à une émission d'origine no. La ligne continue représente le spectre prédit par Shukla et Cesarsky [8] dans le cas d'une émission d'origine x0 à laquelle s'ajoute une importante contribution Bremsstrahlung.

3. Interprétation des mesures de l'intensité gamma galactique pour la connaissance du milieu interstel- laire.

-

On peut attribuer deux origines radicale- ment différentes à l'intensité gamma galactique (> 100 MeV) mesurée par COS-B. D'une part un tel rayonnement peut être produit par des objets compacts comme les pulsars, d'autre part il peut provenir de phénomènes mettant en jeu le milieu interstellaire et particulièrement la matière interstellaire diffuse et le rayonnement cosmique. Si l'on veut donc mieux connaître le milieu interstellaire au moyen de l'astronomie gamma à haute énergie, il faut faire la part dans l'intensité observée de la contribution due aux objets compacts.

La seule étude des résultats de COS-B ne permet pas d'opérer Gette distinction. En effet rien ne prouve que toutes les sources vues par COS-B soient associées à des objets compacts car du fait de la résolution angulaire limitée du télescope, toute source de dimension angulaire < 20 présente un profil semblable à celui d'une source associée à un objet compact. Inversement, toujours du fait de sa mauvaise résolution angulaire mais aussi du fait de sa limite de perception, il est évident que COS-B ne voit qu'une faible partie des sources gamma, notamment dans les directions où la densité des sources les rend mal discernables. Enfin la similitude entre le spectre en énergie de l'intensité galactique et celui du pulsar de Vela ainsi que la diffé- rence entre les spectres des pulsars de Vela et du Crabe montre qu'il est vain de tenter d'identifier l'émission d'un objet compact par la simple forme de son spectre en énergie. Cependant, des raisons plus générales conduisent à penser que du moins à l'intérieur du cercle solaire la contribution des objets compacts à l'intensité gamma observée est faible et que les sources gamma localisées dans ces directions sont plutôt' à associer avec des traits caractéristiques du milieu interstellaire :

(i) On connaît déjà deux familles d'objets compacts. Ce sont d'une part les pulsars radio et d'autre part certaines des sources X (binaires...). La figure 6 pré- sente la distribution en latitude galactique de ces deux familles d'objets 125, 261. Ces distributions diffè- rent notablement de celle des sources gamma qui malgré des effets de sélection importants [23] présente une extension en latitude plus étroite. Par rapport aux sources X et pulsars, les sources gamma sont donc pré- férentiellement associées à des objets plus concentrés le long du plan galactique.

(6)

1251. Ligne pointillée : idem pour les pulsars radio [26].

pulsars, ogelman et al. [27] ont montré que la contri- bution des pulsars à la luminosité gamma galactique n'excédait pas 5 %.

(iii) Le profil de l'intensité gamma galactique tel qu'il apparaît en figure 4 suppose un rapport de 7 à 8 entre les émissions des régions situées à 5 kpc du centre galactique et celles situées à 10 kpc du centre galactique (voisinage solaire). Par contre, le rapport de densité des étoiles [28], des pulsars [29], des restes de supernovae [30] entre ces mêmes régions n'est que d'environ 4. En supposant que les sources gamma associées à des objets compacts ont une distribution galactique semblable à celle des pulsars, restes de supernovae ou plus généralement à celle des étoiles, Cesarsky, Cassé et Paul [31] ont montré que même si une large fraction de l'émission gamma des régions situées à 10 kpc et au-delà du centre galactique est associée à des objets compacts, cette fraction est moindre dans les régions centrales de la Galaxie.

En conséquence, on peut penser que dans les régions centrales de la Galaxie, l'émission gamma provient principalement de phénomènes diffus et que les concen- trations d'intensité gamma que l'on a localisées dans les directions des régions centrales traduisent des accumu- lations de matière sur la ligne de visée. Les observations [32] de la raie d'émission à 2,6 mm de la molécule CO confirment cette constatation. En effet, ce traceur de l'hydrogène moléculaire présente le long de l'équateur galactique (Fig. 7) des fortes variations d'intensité, certains pics pouvant être corrélés avec des sources gamma notamment à 1" = 740 et 1" = 790. D'autres caractéristiques de l'intensité gamma galactique indiquent que l'émission gamma à haute énergie est associée à la matière interstellaire. Ainsi la faible extension en latitude de l'intensité gamma observée dans la direction des régions centrales est compatible avec une région située dans un disque plat (100 pc d'épaisseur), le maximum d'émission se plaçant à plus de 3 kpc du Soleil. De plus le décalage vers les latitudes négatives de la Position du maximum d'intensité gamma est compatible avec un décalage similaire constaté par Cohen et Thaddeus [33] sur la localisation

180 120 60 O 300 240 180

LONGITUDE GALACTIQUE (GEGRES)

FIG. 7.

-

(a) profil en longitude de l'intensité gamma galacti-

que (> 100 MeV) intégré dans l'intervalle de latitude

-

6" < blI c 6". (b) idem pour la brillance radio : 150 MHz [34].

(c) profil de la brillance CO à bI1 = O [32].

du maximum de brillance CO. En général, la similitude entre les profils en longitude de la brillance CO et de l'intensité gamma suggère une corrélation d'ensemble entre émission gamma et matière interstellaire bien qu'il ne soit pas possible de tirer des résultats quanti- tatifs de cette similitude car l'intensité gamma est intégrée entre

-

60 < bu < 60 tandis que la brillance de la raie CO est mesurée à bl' = 00.

Une comparaison plus quantitative est possible avec le rayonnement synchrotron, intégré à partir des résul- tats de Landecker et Wielebinski 1341 dans une bande de ciel de 60 de part et d'autre de l'équateur galactique. La similitude entre les distributions de l'intensité gamma et de la brillance radio à 150 MHz (Fig. 7) est en accord avec une relation du type B~ OC p où B est l'intensité du champ magnétique et p la densité de matière pénétrée par le rayonnement cosmique. Cette relation avait été proposée par Paul, Cassé et Cesarsky [17] en utilisant les données de SAS-2. Ce mêmes auteurs avaient suggéré une relation du type

(7)

ASTRONOMIE GAMMA ET MILIEU INTERSTELLAIRE Cl-125 énergie comme traçeur de la matière interstellaire, du

moins celle qui est pénétrée par le rayonnement cosmique. Elle n'est cependant valide qu'à large échelle (de l'ordre de plusieurs centaines de parsecs) ; elle ne s'applique donc pas dans des directions perpendiculaires au plan galactique, ce qui est en accord avec l'extension dans des directions perpendiculaires au plan galactique de l'émission synchrotron mesurée dans les galaxies extérieures [35], extension largement supérieure à celle du disque de matière. Une mesure quantitative de la densité de matière pénétrée par le rayonnement cosmique peut donc être obtenue partout dans la Galaxie en utilisant la relation (1) ainsi que les sections efficaces de production de rayonnement gamma dans le cas de l'interaction du rayonnement cosmique avec la matière. L'estimation la plus récente [8] indique qu'un atome d'hydrogène dans un flux de rayonnement cosmique tel qu'il est au voisinage du Soleil produit entre 1,5

et 2,5 x photons atome-'.su', la marge indi- quée reflétant les incertitudes sur la mesure du flux des rayons cosmiques. Plusieurs configurations de la répartition de la matière interstellaire dans la Galaxie permettent d'expliquer l'intensité observée du rayon- nement gamma tout en utilisant la relation (1). Ainsi une simple répartition en anneaux concentriques rend compte de la structure générale du profil en longitude de l'intensité gamma galactique. Cependant, une répar- tition plus complexe est nécessaire pour s'ajuster plus finement aux observations. Ainsi il apparaît qu'une distribution de matière à structure spirale permet un accord plus satisfaisant. Plusieurs caractéristiques du profil gamma suggèrent d'ailleurs ce type de distribution :

(i) les pics d'intensité autour des longitudes 2850, 3100, 3300 coïncident avec la direction des bras spiraux

FIG. 8. -Diagramme schématique de la densité de matière dans les bras galactiques normalisée à la densité au voisinage du Soleil. En chaque point la valeur de la densité est arrondie par défaut à un nombre entier entre 1 et 9. La forme de la spirale

(8)

prévus aussi bien par Georgelin et Georgelin [36] que par Simonson [37] ;

(ii) plus généralement la dissymétrie entre l'aspect des régions (O < 1" < 600) et (3000 < 1" < 3600) est en accord avec une représentation spiralée de l'émission galactique : dans la première de ces régions les bras galactiques semblent converger (Fig. 8) et donc l'émission gamma de chacun d'eux sera difficilement discernable ; par contre, dans l'autre région, l'allure divergente des bras les rend plus facilement percep- tibles. Il est remarquable que ces traits se retrouvent dans le profil synchrotron, ce qui suggère une structure spiralée de la répartition de l'intensité du champ magné- tique galactique [17, 38, 391.

En adoptant une répartition de matière en accord avec la structure spiralée déduite par Georgelin et Georgelin [34] des observations optiques et radio des régions H II (Fig. 8) Cesarsky, Cassé et Paul [29] ont pu reproduire l'intensité gamma mesurée par

SAS-2. La distribution galactocentrique de la densité

de surface de la matière interstellaire (Fig. 9) a été

DISTANCE GALACTOCENTRIQUE (kpc)

FIG. 9.

-

Distribution galactocentrique de la densité de surface de la matière interstellaire. Ligne continue : déduite des observations gamma. Ligne pointillée : réduite par Gordon et Burton [401

des observations radio.

déduite en utilisant la relation (l), un facteur d'émis-

sion de 1,5

x

10-25 atome-'. s-', en supposant une contribution de 30

% des sources compactes au niveau

du Soleil et un rapport de 3 entre les densités dans les bras et dans l'interbras. Cette distribution diffère sensiblement de celle déduite par Gordon et Bur- ton [40],des observations radio. Cette différence peut s'expliquer de 2 façons :

(i) les nuages les plus denses, et notamment les

nuages moléculaires ne peuvent être que partiellement pénétrés par le rayonnement cosmique [41]. Cepen- dant il apparaît que le vaste complexe de nuages obscurs signalés par Lynds [42] dans la région 200 < 1" < 350 et 30 < b" < 100 peut expliquer quan- titativement l'excès gamma observé dans cette zone 1431 en utilisant le rapport obscurcissement/émission gamma discuté par Puget et al. 1441. Dans la mesure où

nuages obscurs et nuages moléculaires sont associés, l'observation de COS-B contredit l'hypothèse d'une non-pénétration des-nuages moléculaires par le rayonnement cosmique,

(ii) la mesure de la densité de l'hydrogène molé- culaire (principal constituant de la matière interstellaire dans les régions centrales de la Galaxie) à partir des observations de la raie CO passe par une série d'étapes comportant chacune des approximations telles que des incertitudes de plus d'un facteur 2 sont à envisager. On peut ainsi citer la relation entre les raies dues à ''CO et I3CO la fraction du carbone interstellaire fixée dans les molécules CO l'abondance relative 13C par rapport à H, etc

...

Enfin, il faut noter que cette disparité ne peut que s'accentuer si contrairement aux hypothèses avancées ci-dessus, la contribution des sources compactes à l'intensité gamma observée s'avère importante.

4. Conclusion. - L'astronomie gamma à haute énergie, utilisée comme traceur de la matière interstellaire, aboutit à une représentation du disque galactique en accord général avec ce que l'on peut apprendre au moyen des traceurs traditionnels : le disque de matière est remarquablement mince, la zone de densité maximum est située à environ 5 kpc du centre galac-

tique ce qui, comparé à la répartition de l'hydrogène atomique, indique particulièrement dans cette zone qu'une large fraction de la matière est sous une forme non atomique. L'astronomie gamma confirme de plus que le disque de matière n'accepte pas le plan galactique comme plan de symétrie, un décalage d'environ 50 pc vers les latitudes négatives étant compatible avec les observations.

(9)

ASTRONOMIE GAMMA ET MILIEU INTERSTELLAIRE

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