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PLAN

I.Observation 511 keV avec SPI/INTEGRALTaux d’annihilation des positons dans la direction du Centre

II. sources potentielles de positonsSN Ia

Hypernovae dans Galactic Nuclear Bulge,Matière noire

NeutralinoMatière noire bosonique légère (particule de Fayet)

III.Tests de la théorie Galaxie du Sagittaire ,Palomar-13

prédiction de la masse et de la section efficace d’annihilationCERN (LHC)

ReferencesCassé, Cordier, Paul,Schanne,

ApJ 602(2004)L17, 2004 Boehm, Hooper, Silk, Cassé et Paul

PRL, Mars 2004

INTEGRAL & MATIERE NOIRE LEGERE

M.CasséService d’Astrophysique,CEA

Institut d’Astrophysique de Paris

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Jean et al, 2003, A&A, 407

Observation SPI/INTEGRALRaie à 511 keV provenant de e+ e- annihilation vers Centre Galactique

• Centroide:511.06+0.17/-0.10 keV

• Iargeur intrinsèque: 2.95+0.45/-0.51 keV (FWHM) (resolution instrumentale de 2.16 keV soustraite)

raie mince

• Flux:(0.99+0.47/-0.21)×10-3 ph cm-2 s-1

Observation SPI raie 511 keV Centre Galactique

INTEGRAL/SPI

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Knödlseder, 1999, Proceedings 'Astronomy with Radioactivities’

26Al map (1809 keV) CGRO/COMPTEL

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Jean et al, 2003, A&A, 407Knödlseder et al 2003, A&A, 407

Fit : distribution gaussienne à symétrie sphérique centrée sur C. G.

• source ponctuelle unique exclue• extension (meilleur fit) :

•9° FWHM

1.4 kpc FWHM à 8.0 kpc)(degré de confiance du signal: 12

• disque galactique non détecté

Observation de la raie de 511 keV dans les régions centrales de la galaxie par SPI

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Fraction de Positronium près du Centre Galactique

Annihilation e+ dans milieu interstellaire après ralentissement à vitesse thermique

•annihilation e+ e- directe : 2(511keV)• formation de Positronium (para)

• 1/4 of the Ps (s=0)• annihilation via 2(511keV line)

• formation of Ps (s=1)• 3/4 of the Ps (triplet)• annihilation via 3(0 - 511 keV)

fraction de positronium :fPs= 2 / (1.5 + 2.25 511 / 3)

CGRO/OSSE Kinzer et al, ApJ 559 (2001)

• raie mince 3 keV

• fPs= 0.93 ± 0.04

Majeure partie de l’annihilation des positons dans la région centrale de la galaxie procède par positronium interposé donc dans un milieu tiède(~5×104 K). Preuve indirecte que ce “milieu tiède” existe

GRO/OSSE data

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Source de positons dans les régions centrales de la Galaxie

Chaque seconde 1.3 ×1043 positrons s’annihilentdans le bulbe de la galaxie

Quelle est la souce de ces positons?

flux de photons 511 keV observé = (0.99+0.47/-0.21)×10-3 ph cm-2 s-1

Jean et al, 2003, A&A, 407

Distance du centre galactique RO = 8.0 ± 0.4 kpc Eisenhauer et al, ApJ 597 (2003)détermination géometrique : orbite de l’étoile S2,

Taux de production des photons 511 keV Lph = 7.7 ×1042 ph s-1

Fraction annihilation e+ via Ps fPs = 0.93 ± 0.04

Taux d’annihilation Le+= Lph (2-3 fPs / 2) = 1.3 ×1043 e+ s-1

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•Trou noirs aspirants (binaires)/microquasars pas assez de sources, activité trop brève

• Radioactivité + de la matière fraîchement synthétisée

et éjectée

Par ordre d’importance 22Na Novae quantités trop faible 26Al SN et WR (émission à 1809 keV) insuffisante 44Ti SN: flux plus faible encore 56Ni SN II MNi=0.1 M enveloppe épaisse (10Mo)

positons libérés ~ 0%

SN Ia MNi= 0.6 M envelope plus mince (1 Mo) positons libérés ?

Sources potentielles de e+

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Paramètres typiques SNIa: M=1.34 Mo masse éjectée E=1.17×1051 erg énergie cinétique (E=1/2 M v2) MNi = 0.6 Mo masse de 56Ni synthétisé SOURCE D’ENERGIE:56Ni 56Co (t1/2=6.1 j) 56Fe (t1/2=77j) + e+

•Modèle d’explosion simple (symétrie spherique)- •- expansion homologue libre : R = v t - noyaux radiaoctifs (56Ni) profondément enfouis - production de positons par - absorption: R = = libre parcours moyen ~ 0.6 g cm-2

- Temps caractéristique de fuite: M E-1/2 • t~390 dy compatible avec décrochage de C.L.• 3.3% of 56Co restant

Nombre de positons libérés Ne+ = 8×1052

Production de positons par SNIa

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HYPERNOVA SN2003dh

SNIA: •OBJETS PUREMENT RADIOACTIFS nourris par désintégr. du 56Ni formé lors de l’explosion, puis du 56CO, son fils

56Ni 56Co (t1/2=6.1 j) 56Fe (t1/2=77j) + e+

E=847 keV, <Ee+>= 640 keV (19%), Emax=1.4 MeV

Au début, envelope dense opaque aux et e+ ,ensuite fuite progressive

• Courbe de lumière de SN2003dh décroît plus vite que SNIa Éjection plus rapide (transparence plus précoce) Fuite plus rapide and e+

Nombre élevé de positrons libérésMa

gn

itud

e d

iffe

ren

ce (

V-b

an

d)

Time (days since max)

SN2003dh libère plus de positons (~1054) que SNIa (~8 1052), pour même quantité initiale initiale de 56Ni.

56Ni 56Co (t1/2=6.1 j) 56Fe (t1/2=77j) + e+ (Br=19%)

-3,50

-3,00

-2,50

-2,00

-1,50

-1,00

-0,50

0,00

0,50

-20,00 -10,00 0,00 10,00 20,00 30,00 40,00 50,00 60,00 70,00 80,00

SN03dh-model

SN03dh-points

SN92al

SN96x

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• Comparison spectrale Bulge Galactique

avec autres galaxies Age et Metallicité Photométrie stellaire

Bulbe: elliptique,type Sa (or Sc) Galaxie: spirale, type Sbc)

Estimation du taux de SNIa dans le Bulbe Galactique

Bulbe Galactique, Stellaire,vieux (~10 Gyr) M = (2.03±0.26)×1010 Mo

• Taux de SN Ia dans le Bulbe Galactique

Statistique des SN en fonction de la masse

2•1010 × 0.29 •10-11

= 0.05/siècle

Accord avec modèles théoriques: Nomoto: 0.07/siècle

Matteucci: 0.03/ siècle à raison de 8 1052 e+/SNIa

Il en faudrait 0.5/siècleLes positons ne proviennent pas des SNIae

 »’

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• Même calcul,maintenant par cone•Libre Parcours Moyen des positrons ~ 0.6 g cm-2 • Temps de fuite scaling M E-1/2 fuite à t ~ 107 j • 42% of 56Co reste pour donner des positrons• 1054 positrons «échappent (sans mélange)• virtuallement tous les positrons échappent car fort mélange convectif

SN2003dh pourrait produire 25 fois plus de positons qu’une SNIaTaux d’annihilation observé par SPI expliqué par des de Hypernovae du type SN2003dh , si taux d’occurrence ~ 0.02/siècle

Problématique: Taux d’Hypernove dans région centrale inconnu

• Woosley & Heger, astro-ph 030916

Production de Positron par SN2003dh

étoile W-R 10 Mo, vestige de 2 Mo, 8 Mo éjectéesParamètres of SN2003dh (Woosley & Heger) MNi = 0.5 Mo masse de 56Ni synthesisé ~45° demi -angle d’ouverture M=1.2 Mo masse éjectée par cone E=1.25×1052 erg énergie cinétique par cone

C+O

56Niejecta

C.L. de SN2003dh (type très rare)Reproduite par modèle à 2 composantes :

Éjections Polaire rapide + Equatoriale lente

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MATIERE NOIRE

INVENTAIRE (% de la masse de l’U.)Matière atomique: 4Matière noire non baryonique: 26Energie noire (pression répulsive): 70

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hypothese :  ANNIHILATION DE MATIERE NOIRE

NATURE ? NEUTRALINOS (candidat favori)EMISSION (551keV): DOUBLE ANNIHILATION

 

e+e- or   

= a~ + b Z~ + c H~o,1 + d H~o,2 photino Zino higgsinos

   PARTICULES DE MAJORANA

(particle = antiparticle)

produits finaux d’annihilation , (e+,e-), (, anti-), (p,anti-p)

  Positons produit par plusieurs canaux d’annihilation

WWZZtt

+-

 Canal principal: q-antiq (b,anti-b)

° 2

+ + e+

- - e-

 

~~ ~~

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Energie ~ 1043 Ee+ ergs-1 si Ee+ ~ 1 GeV 

Lbol > 1040 erg s-1 >> Lbol(non thermique)

 

Radio-synchrotron + Bremmstrahlung Pas observé

 

Branchement (e+ e-)/ ~ 1 énorme flux de HE

Pas observé

NEUTRALINOm = 500GeV – 10TeV

e+ injectés à haute Energie

Les Positons ne proviennent pas de l’annihilation des neutralinos

Hooper et al., 2004

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Münich 2004 Michel Cassé3

Boehm et Fayet (2003) hep-ph/ 0305261Boehm, Hooper, Silk, Cassé et Paul (2003), to be published in PRL

astro-ph/0309686, to be published in PRL

Pas susy

Nouveau Boson U légerNouvelle Symétrie U(1)

f e+

f U e-

f = particule de Fayet

mdm = 10-100 MeV

Électromagnétique >>Couplage >> faible

Matière noire (dm) légère et bosonique

Ni U ni f observés au CERN (LEP)Détection directe difficile (recul qq eV)

MATIERE NOITRE BOSONIQUE LEGERE MATIERE NOIRE BOSONIQUE LEGERE

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Masse et constante de couplage g’’ ajustées: 

- non observation au LEP 

densité relique (Big-Bang) 

dmh2 ~0.1 WMAP 

<a v> ~ 1 pb

- 511 keV Flux 

<a’v> ~ 10-4 - 10-5 pb 

<a v > >> <’a v>gel halo

  v = a + bv2

a = 0 

Matière noire légère

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Annihilation de matière noire

• Double annihilation

e+e-2 ou 3 • Ee+ ~ 5-10 MeV

Annihilation sur place

=1/4d-2∫<v>n2ds

Intégrale sur la ligne de visée de la densité de la m.n. au carré

L~2R

~M2R-5 D2

INTEGRAL = 0.4-- 0.8

=1.5

=1

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•Mesure emission 511 kev d’une galaxie naine proche

Sagittarius (Cordier et al.2004)  Grande quantité de matière noire Pas de SN ni HN  Pb : densité de gas ( temps d’ annihilation) tann > tgal ? Destruction par effet de marée

  

TESTS

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Palomar 13

Amas globulaire anormal Coté et al 2002, ApJ 574,783

(l,b) = 87.1°, -42.7°)

Disp.v. étoiles elevée Amas en voie de dissolution ?

Globule de matière noire ?L=2.8 103Lo; M/L ~ 40 Mo/Lo

M ~ 105 Mo; Rmarée ~ 23 pc; D = 24.3 kpcNorm: M(1kpc) 10-3 ph cm-2 s-1, D =8kpc

~M2 R-5 D-2

M/Mo (cm-2 s-1

Moore 2.5 109 4 10-5

BS 8 108 3.9 10-4

NFW 3.8 108 1.7 10-3

PS 1.8 108 8.1 10-2

Annihilationtotale

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CERN (LHC) +

ASTRONOMIE GAMMA=

REVELATION DE LA MATIERE NOIRE ?

INTEGRAL PREMIER INDICE D’UN DES PLUS

GRANDS MYSTERES DE LA NATURE?