Echanges dans la couche limite et la basse troposphère et conséquences sur la pollution

Echanges dans la couche limite et la basse troposphère et conséquences sur la pollution

Observations de l’émission d’annihilation e+e − 

De la découverte du positron à 2002 

 Découverte du positron

 Au début des années 1930, les travaux de Paul Dirac mènent à la publication d’un article dans lequel il prédit théoriquement l’existence d’une particule de masse similaire à celle de l’électron mais avec une charge positive (Dirac 1931). Il nomma celle-ci l’anti-électron. Il affirma aussi que l’on devrait trouver peu d’anti-électrons dans la nature car ceux-ci devraient s’annihiler très rapidement et mutuellement avec les électrons qui nous entourent. Un an avant la publication de cet article fondateur, il calcula même la section efficace d’annihilation entre ces deux particules (Dirac 1930a) sans avoir même encore évoqué l’existence à part entière de l’anti-électron. En effet, dans ses premiers travaux, Dirac suggérait que l’électron chargé positivement, qu’il avait trouvé comme solution à ses propres équations de mécanique quantique relativiste, pouvait être simplement le proton (Dirac 1930b). Mais de nombreux théoriciens de l’époque comme Oppenheimer (1930) et Tamm (1930) soutinrent que cette solution était physiquement impossible car cela rendrait instable les atomes. Dirac fut convaincu par cet argument et révisa sa théorie pour parler donc d’anti-électron. Le 2 août 1932, Carl David Anderson découvrit expérimentalement le positron à l’aide d’une chambre à brouillard plongée dans un champ magnétique (Anderson 1932). Alors qu’il étudiait les particules du rayonnement cosmique, il observa une trace qui correspondait à une particule de masse équivalente à celle de l’électron mais avec une charge positive (voir Figure 1.1). La courbe fine est la trace du passage d’un positron. La large bande horizontale est une plaque de plomb de 6 mm. Celle-ci permet de faire perdre de l’énergie au positron lorsque celui-ci la traverse et ainsi, le sens du parcours du positron peut être déduit en observant les rayons de courbure de la trajectoire avant et après la plaque de plomb. Ici, le positron a traversé du bas vers le haut. cette particule le positron sans toutefois faire l’analogie avec la prédiction théorique de Dirac. Cette découverte fut la première preuve de l’existence de l’antimatière. Elle fut confirmée un an plus tard par Blackett et Occhialini (1933) qui montrèrent aussi qu’un positron et un électron pouvaient être crées durant un processus de collision. Ils mirent donc en évidence le phénomène de création de paire à partir d’un photon de haute énergie. Un an plus tard, Klemperer (1934) découvrit expérimentalement la raie gamma d’annihilation e+/e− à 511 keV, processus inverse de la création de paire e+/e−, montrant ainsi que le positron est bien l’antiparticule de l’électron. Cette raie gamma correspond à l’annihilation directe d’un électron avec un positron pour donner naissance à deux photons γ à 511 keV dans le repère du centre de masse de la collision. Il existe un second mode d’annihilation d’un positron avec un électron : l’annihilation via la formation de Positronium. Le Positronium est l’état lié instable d’un positron avec un électron et fut prédit théoriquement en 1934 par Mohorovicic et découvert expérimentalement en 1951 par Deutsch (1951). Le Positronium décroît très rapidement pour donner naissance soit à deux photons à 511 keV (= énergie de masse au repos du positron/électron) soit à trois photons dont l’énergie totalise 1022 keV. Dans le premier cas, il donne donc naissance à une raie à 511 keV et dans le second, il donne naissance à un continuum en énergie compris entre 0 et 511 keV. La distribution en énergie des photons de ce continuum a été calculée par Ore et Powell (1949). Nous reviendrons plus en détails sur ces modes d’annihilation dans le chapitre 2. Jusqu’au début des années 1970, tous les positrons observés étaient d’origine terrestre. Ils étaient observés soit (a) grâce aux interactions inélastiques entre les molécules atmosphériques et le rayonnement cosmique, ce flux de particules chargées et hautement énergétiques qui frappent l’atmosphère de la Terre, soit (b) à l’aide de la décroissance β + d’isotopes radioactifs terrestres (voir par exemple les travaux de Joliot et Curie 1934). C’est le lancement d’une série de télescopes sous ballon stratosphérique, à partir de 1970, qui permit de détecter une signature d’origine Chapitre 1. Observations de l’émission d’annihilation e+e − 9 Galactique de la raie d’annihilation e+/e− et révéla donc, a fortiori, l’existence de positrons au sein de notre Galaxie. 

Premières observations galactiques de la raie d’annihilation e+e 

− Dans cette section, je vais évoquer uniquement une sélection d’observations majeures. Pour un historique plus exhaustif, je conseille au lecteur de se reporter à la revue de Prantzos et al. (2011). En 1972, Johnson et al. détectèrent pour la première fois une raie gamma extra-terrestre en direction du centre Galactique. Cette raie se situait à 476±26 keV et fut observée à l’aide d’un scintillateur NaI placé au sein d’un ballon stratosphérique. En 1975, Haymes et al. réévaluèrent les caractéristiques spectrales de cette raie à 530±10 keV. Ils mesurèrent un flux de la raie environ deux fois plus faible (0.8±0.23×10−3 ph cm−2 s −1 ) que celui de Johnson et al. (1972) (1.8±0.5×10−3 ph cm−2 s −1 ). Bien que l’incertitude à 1σ ne recouvrait pas la raie à 511 keV, les auteurs précédemment cités avancèrent que la raie d’annihilation e+/e− était la possible origine de cette raie gamma. Cependant, ils préférèrent suggérer que cette raie était probablement issue de la décroissance d’un isotope radioactif encore inconnue. L’utilisation d’un détecteur Ge (à très bonne résolution spectrale) dans un ballon stratosphérique permit à Leventhal et al. (1978) d’affirmer sans ambiguité que la raie observée dans la direction du centre Galactique était bel et bien la raie d’annihilation e+/e− à 511 keV. La raie détectée était quasiment centrée sur 511 keV (510.7±0.5 keV) et non élargie. Sa largeur à mi-hauteur (FWHM pour full width at half maximum) était inférieure à 3.2 keV. Le flux mesuré de cette raie était de (1.2±0.2)×10−3 ph cm−2 s −1 . En 1981, à l’aide du satellite High Energy Astrophysics Observatory (HEAO-3), Riegler et al. montrèrent une variabilité significative du signal galactique à 511 keV 1 . En effet, entre deux campagnes d’observations successives (septembre 1979 et avril 1980) du centre Galactique, la mesure du flux à 511 keV chuta de manière significative (1.85±0.21×10−3 ph cm−2 s −1 puis 0.65±0.27×10−3 ph cm−2 s −1 ). Riegler et al. (1981) suggérèrent que l’émission d’annihilation pourrait provenir d’un point source compact et variable. Une grande partie de la communauté soutiendra cette possibilité (Lingenfelter et al. 1981, Burns 1983, Leventhal et al. 1986) en évoquant principalement un trou noir massif dans le parsec central de notre Galaxie (« la variabilité du signal provenant soit d’un changement dans le taux d’accrétion du trou noir ou bien d’un changement dans la dynamique entre le faisceau de positrons émis et un nuage » sur la ligne de visée Terre-centre Galactique, d’après Leventhal et al. 1986). La présence d’un tel objet astrophysique au centre de notre Galaxie n’était pas encore formellement établie à cette époque. Cette variabilité fut aussi montrée par des missions ballons au cours des années 1980 (p. ex. Leventhal et al. 1986). Share et al. (1988; 1990) réprouvèrent rapidement la variabilité de l’émission d’annihilation. En utilisant le Gammay Ray Imaging Spectrometer (GRS) à bord du satellite Solar Maximum Mission (SMM) lancé en 1980, ces auteurs montrèrent que la variation d’une année sur l’autre du flux mesuré à 511 keV était inférieure à 30% (entre 1980 et 1988). Le grand champ de vue de GRS (∼130˚) leur permit de suggérer que l’émission d’annihilation était probablement une émission diffuse et étendue. Ce que ne pouvait voir les missions ballons prônant la variabilité de l’émission à 511 keV qui ont un faible champ de vue. Quant à la variabilité détectée par le satellite HEAO-3, Mahoney et al. (1994) découvrit que les résultats de Riegler et al. (1981) étaient entachés d’erreurs systématiques. Après une réanalyse de ses données, Mahoney et al. trouvèrent un flux de (1.25±0.18)×10−3 ph cm−2 s −1 pour septembre 1979 et un flux de (0.99±0.18)×10−3 ph cm−2 s −1 1. Celle-ci s’observait déjà avec les différentes missions ballons évoquées dans les paragraphes précédents. 10 1.1. De la découverte du positron à 2002 Figure 1.2 – Distribution spatiale de l’émission d’annihilation à 511 keV obtenue à partir des premières données de OSSE/CGRO combinées avec celles de SMM/GRS et TGRS/WIND (Purcell et al. 1997). L’axe horizontale représente la longitude Galactique en degré tandis que l’axe verticle représente la latitude Galactique en degré. Cette distribution a été obtenue en utilisant un algorithme de reconstruction d’image appelé Single value decomposition. pour avril 1980. Cependant, l’hypothèse d’une source variable de positrons, au centre Galactique, réapparut en 1991 avec l’observation d’une source ponctuelle : le candidat trou noir 1E 1740.7-2924. Cette source fut observée par l’imageur γ SIGMA sur le satellite soviétique GRANAT. Bouchet et al. (1991) et Sunyaev et al. (1991) montrèrent que SIGMA détecta une raie transitoire autour de 500 keV qu’ils assimilèrent à l’annihilation de positrons avec des électrons au voisinage de la source. De par sa position proche du centre Galactique et son alignement avec un nuage moléculaire, Ramaty et al. (1992) pensait retrouver là la source compacte et variable des positrons Galactiques observée depuis 1972. Mais tous ces résultats furent rejetés. La raie observée ne put être réobservée par SIGMA/GRANAT (Malet et al. 1995) ainsi que par les instruments OSSE (Jung et al. 1995) et BATSE (Smith et al. 1996) du satellite Compton Gamma-Ray Observatory (CGRO) lancé en 1991. L’émission d’annihilation Galactique n’était donc pas variable mais stationnaire et la source des positrons Galactiques restait donc inconnue au début des années 1990. Le lancement de l’Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE) à bord de l’observatoire CGRO fut une étape majeure dans l’observation de l’émission d’annihilation. L’OSSE est le premier instrument à posséder des capacités d’imagerie à 511 keV. Il est constitué de quatre détecteurs en CsI(Tl) recouverts par un collimateur en tungstène lui conférant un champ de vue de (3.8˚×11.4˚). Cette étape fut importante car l’on pensait que la connaissance de la distribution spatiale de l’émission à 511 keV allait pouvoir nous permettre de déterminer la source des positrons Galactiques. En 1994, Purcell et al., avec les premières données d’OSSE, confirmèrent que l’émission d’annihilation était étendue en rejetant l’hypothèse d’une source ponctuelle. Il confirmèrent aussi la stationnarité du signal à 511 keV en ne trouvant pas de variation significative du signal dans la direction du centre Galactique. La première carte à 511 keV de la région centrale Galactique fut obtenue par Purcell et al. (1997). Ces auteurs combinèrent les données de SMM, OSSE et TGRS (Transient Gammay-Ray Spectrometer) pour dériver cette carte. Celle-ci est pré- Chapitre 1. Observations de l’émission d’annihilation e+e − 11 Figure 1.3 – Distribution spatiale de l’émission d’annihilation à 511 keV obtenue à partir des données de OSSE, TGRS et SMM (d’après Milne 2006). L’image du haut a été obtenue avec l’algorithme Richardson-Lucy (RL) et celle du bas par l’algorithme Single Value Decomposition (SVD). sentée sur la Figure 1.2. On y distingue une émission provenant du disque Galactique superposée à celle d’un bulbe central. On y observe aussi une étrange composante qui fut nommée le PositiveLatitude Enhancement (PLE). Le PLE est situé juste au dessus du centre Galactique et a pour longitude Galactique l ∼ −2˚ et pour latitude Galactique b ∼12˚. Purcell et al. (1997) modélisèrent cette distribution spatiale par trois composantes géométriques simples. Le bulbe central fut modélisé par une distribution Gaussienne circulaire à deux dimensions de FWHM∼4˚, centré en (l, b)=(0˚, 0˚) avec un flux à 511 keV ≃3.3×10−4 ph cm−2 s −1 . L’émission du disque fut modélisée par une distribution homogène avec une extension de ∼30˚ en longitude avec un profil Gaussien en latitude de FWHM∼12˚. Le flux associée à cette composante était de ≃1×10−3 ph cm−2 s −1 . Enfin, le PLE fut modélisé par une distribution Gaussienne circulaire à deux dimensions de FWHM∼16˚, centré en (l, b)=(-2˚, 12˚) avec un flux à 511 keV ≃9×10−4 ph cm−2 s −1 . Au début des années 2000, la mise à jour des données de OSSE permit de revoir la modélisation de Purcell et al. (1997). De nombreux auteurs (Kinzer et al. 2001, Milne et al. 2001, Milne et al. 2001; 2002) reportèrent que l’émission provenait principalement d’un bulbe central étendu et d’un disque (voir Figure 1.3). Milne et al. (2001) montrèrent que le PLE n’apparaissait plus dans l’émission du continuum Positronium et apparaissait à des valeurs en flux ∼9 fois plus faible dans l’émission à 511 keV. Kinzer et al. (2001) et Milne et al. (2002) reportèrent plusieurs familles de modèles « bulbe-disque » qui pouvaient s’ajuster convenablement aux données. En fonction du modèle choisi, le ratio entre le flux à 511 keV du bulbe et du disque (ratio B/D) pourrait se situer entre 0.2 et 3.3. Concernant le taux d’annihilation de positrons dans la Galaxie, celui-ci pourrait se trouver entre 3.1 et 4.2×1043 e + s −1 . Les données de OSSE/CGRO ne contraignèrent donc 12 1.2. Depuis 2002 avec INTEGRAL pas très bien la morphologie et l’intensité relative du bulbe et du disque. Il n’était donc pas aisé de conclure catégoriquement sur la source des positrons responsables de l’émission Galactique à 511 keV. Concernant la spectroscopie à la fin des années 1990, le détecteur Ge TGRS à bord du satellite WIND permit de fournir le spectre le mieux résolu jusqu’à présent (Harris et al. 1998). La raie détectée à 511 keV était située à (510.98±0.14) keV avec une largeur de (1.81±0.68) keV et son flux était de 1.07+0.1 −0.13 ×10−3 ph cm−2 s −1 . Avec la mesure du continuum ortho-Ps, Harris et al. en déduisirent une fraction de Positronium de 0.94±0.04. Quelques années auparavant, Kinzer et al. (1996) déduisirent une fraction de Positronium de 0.97±0.03 avec des données OSSE/CGRO (voir la section 

 pour la définition de la fraction de Positronium).

 L’observatoire spatial International Gamma-Ray Astrophysics Laboratory (INTEGRAL) de l’Agence Spatiale Européenne (ESA) a été lancé en octobre 2002 dans le but de réaliser de l’imagerie et de la spectroscopie fine de sources γ célestes. L’un des objectifs majeurs d’INTEGRAL est d’étudier : (1) la nucléosynthèse stellaire par la détection, la cartographie et la spectroscopie d’objets astrophysiques ou de structures émettrices de rayons γ et (2) la raie d’annihilation e+/e− Galactique (Winkler et al. 2003). C’est pour cela que se trouve à son bord (aux côtés de trois autres instruments) le Spectrometer onboard INTEGRAL (SPI ; pour obtenir plus d’informations sur INTEGRAL et les autres instruments, je recommande au lecteur de lire Winkler et al. 2003 et le travail de thèse de Lonjou 2005). Je résume dans le paragraphe suivant les caractéristiques importantes de SPI. Pour une description exhaustive, je recommande au lecteur de se référer à Vedrenne et al. (2003), Lonjou (2005) et Martin (2008). SPI est un spectro-imageur γ optimisé pour la spectroscopie de très haute résolution dans la gamme 20 keV−8 MeV. Son plan de détection est constitué de 19 détecteurs germanium hautepureté (représentant une surface collectrice de 508 cm2 ) entouré d’un blindage actif (système d’anti-coïncidence en BGO) permettant de réduire le bruit de fond dû à l’interaction du rayonnement cosmique avec les détecteurs en Ge et les éléments du satellite entourant ceux-ci. La matrice de détecteurs est surmontée par un masque codé, constitué d’une mosaïque d’éléments opaques en tungstène et d’éléments transparents, conférant à l’instrument des capacités d’imagerie. Avec ce dispositif, SPI possède un champ de vue de ∼16˚, idéal pour l’observation des émissions diffuses, et une résolution angulaire de ∼(2.5–3)˚, résolution bien supérieure à celle d’OSSE/CGRO. Ces caractéristiques instrumentales permettent donc de cartographier, avec une résolution sans précédent, l’émission d’annihilation Galactique e+/e−. La très bonne résolution spectrale de 2.1 keV à 511 keV, combinée avec ces capacités d’imagerie, vont donc permettre d’étudier finement le spectre d’annihilation pour différentes régions Galactiques. Dans cette section, je présente les avancées majeures qui ont été réalisées par SPI/INTEGRAL concernant l’imagerie puis la spectroscopie de l’émission d’annihilation à 511 keV. 

 Imagerie de l’émission à 511 keV 

Avec seulement deux mois de données de SPI/INTEGRAL, Jean et al. (2003) et Knödlseder et al. (2003) confirmèrent très rapidement la forte émission provenant du centre Galactique. Knödlseder et al. utilisèrent un algorithme de Richardson-Lucy qui permet de déconvoluer les données brutes de SPI pour en obtenir une distribution spatiale en intensité. Cet algorithme fut déjà appliqué avec succès aux données d’OSSE/CGRO pour cartographier l’émission à 511 keV Chapitre 1. Observations de l’émission d’annihilation e+e − 13 (a) Avec 2 mois d’observations (Knödlseder et al. 2003). (b) Avec ∼1 an d’observations (Knödlseder et al. 2005). (c) Avec ∼4.5 ans d’observations (Weidenspointner et al. 2008a). Figure 1.4 – Evolution de la distribution spatiale de l’émission d’annihilation à 511 keV en fonction de la durée d’accumulation des données par le spectromètre SPI à bord du satellite INTEGRAL. Sur la Figure 1.4a, la distribution spatiale observée par SPI (en couleurs) est comparée à la distribution observée par OSSE/CGRO représentée par les contours (cette figure a été extraite de Knödlseder 2007). Sur la Figure 1.4b, les contours correspondent à 10−4 , 10−3 et 10−2 ph cm−2 s−1 sr−1 . Sur la Figure 1.4c, les contours correspondent à 10−3 et 10−2 ph cm−2 s−1 sr−1 . Les trois figures ont été obtenues après la déconvolution des données de SPI par un algorithme de Richardson-Lucy. 14 1.2. Depuis 2002 avec INTEGRAL (voir Figure 1.3 ; Milne et al. 2002, Milne 2006). Pour obtenir plus de détails sur les algorithmes de reconstruction d’image, je redirige le lecteur vers la thèse de Knödlseder (1997) et l’article de Purcell et al. (1997). La Figure 1.4a montre la première carte de l’émission d’annihilation obtenue par SPI, à l’aide de l’algorithme de Richardson-Lucy. On y voit une émission symétrique centrée en (l, b) = (−1˚, +2˚) avec une FWHM∼9˚. Knödlseder et al. utilisèrent une autre méthode pour contraindre la morphologie de l’émission à 511 keV : l’ajustement de modèle(s) d’émission aux données. Avec celle-ci, ils montrèrent que l’émission était compatible avec un bulbe Gaussien 2D de FWHM=8+4 −3˚ centré en (l, b) = (−1.0˚±1.3˚, 1.4˚±1.3˚) (incertitudes à 2σ). Les deux méthodes donnent un flux total à 511 keV de ≃1×10−3 ph cm−2 s −1 . De plus, elles ne révèlent aucune émission significative en provenance du disque et du PLE, ce qu’avait pourtant révélé OSSE/CGRO (voir les contours sur la Figure 1.4a). Avec ∼1 an de données de SPI, Knödlseder et al. (2005) présentèrent une carte de tout le ciel de l’émission d’annihilation à 511 keV (voir Figure 1.4b) et Weidenspointner et al. (2006) présentèrent la carte de tout le ciel de l’émission du continuum Positronium. Ces auteurs posèrent de nouvelles contraintes sur la morphologie de l’émission d’annihilation. L’émission à 511 keV et l’émission du continuum Positronium sont statistiquement identiques, montrant ainsi que la fraction de Positronium est identique partout dans le ciel. Concernant la morphologie de l’émission, celle-ci est toujours aussi intense en provenance du bulbe Galactique. Elle est très bien décrite par une distribution Gaussienne 2D, centrée sur le centre Galactique, avec une FWHM∼8˚. L’émission peut aussi être décrite, de manière tout autant satisfaisante, par plusieurs familles de modèles paramétriques provenant de la distribution 3D de sources de notre Galaxie : (1) des modèles contenant une seule composante bulbe/halo et (2) des modèles contenant une composante disque en plus d’une composante bulbe/halo. Un modèle constitué de coquilles emboîtées expliqua aussi de manière tout aussi satisfaisante les données de SPI. Knödlseder et al. montrèrent donc qu’une émission en provenance du disque était détectée avec une significativité de (3–4)σ (selon les modèles utilisées). Cependant, sa morphologie exacte ne put être contrainte. L’ensemble des solutions permit donc de contraindre le flux à 511 keV à (1.05±0.06)×10−3 ph cm−2 s −1 et à (0.7±0.4)×10−3 ph cm−2 s −1 pour le bulbe et pour le disque, respectivement. Le ratio du flux B/D à 511 keV était donc compris entre 1 et 3, ce qui n’existe pour aucune autre longueur d’onde observée. Cependant, avec seulement un an de données de SPI, la morphologie de l’émission, aussi bien du disque que du bulbe, n’était toujours pas précisément contrainte. Toutefois, Knödlseder et al. ne détectèrent pas de manière significative la présence du PLE comme composante de l’émission d’annihilation. Ceci ne fut pas surprenant au vu des dernières analyses des données OSSE/CGRO (Milne et al. 2001, Milne 2004). Avec plus de 4.5 ans d’accumulation de données SPI, Weidenspointner et al. (2008a) révélèrent de manière significative l’émission d’annihilation du disque Galactique 2 (voir Figure 1.4c). Ces auteurs réussirent aussi à réduire le nombre de modèles qui s’ajustent de manière satisfaisante aux données de SPI. Ces modèles ne se trouvèrent plus qu’au nombre de deux (voir Figure 1.5). Ils montrent tous les deux que l’émission d’annihilation est principalement concentrée dans la région |l| . 50˚ et |b| . 10˚ (Bouchet et al. 2010 montrèrent la même tendance). Ces deux modèles sont cependant différents.