Observation des radioactivitésObservation des radioactivités

Jürgen KnödlsederCentre d’Etude Spatiale des Rayonnements, Toulouse, France

Carte du ciel de la raie gamma à 1809 keV (Plüschke 2001)

Plan du coursPlan du cours26Al

44Ti

SN 1987A

SN Ia

Novae

Résumé

2626Al - découverte par HEAO-3Al - découverte par HEAO-3

1760 1770 1780 1790 1800 1810 1820 1830

énergie (keV)

E = 1808.49 ± 0.41 keV

FWHM ≤ 3.0 keV

HEAO-3 : spectromètre Ge (Mahoney et al. 1984)

Flux ~ 4 x 10-4 ph cm-2 s-1

supernovae ?

novae ?

Wolf-Rayet ?AGB ?

Quelle source peut produire le flux observé ?• SN II

• Novae

• géants rouges (étoiles AGB)

• étoiles Wolf-Rayet

• source local ?

• hypernova au centre galactique ?

2626Al - imagerie par COMPTELAl - imagerie par COMPTELCarte du ciel de la raie gamma à 1809 keV (Plüschke 2001)

• flux GC ~ 4 x 10-4 ph cm-2 s-1

• source galactique• émission asymétrique• émission du Cygne• z < 200 pc

• similaire à l’émission libre-libre• MIS ionisé• lien avec les étoiles massives

SN et étoiles Wolf-Rayet

Carte du ciel à 53 GHz (DMR)

2626Al - incertitudesAl - incertitudes

Plüschke 2001

• la structure dans les images depend de la méthode utilisée• méthodes “pixelisées” montrent trop de structure - Maximum d’Entropie - Maximum de vraisemblence• méthode multi-résolution montre seulement la structure significative

Maximum d’Entropie

Multirésolution

Maximum de vraisemblence

• émission galactique• émission asymétrique (nord-sud)• émission dans le Cygne

2626Al - distribution galactiqueAl - distribution galactique

Knödlseder 1997

Paladini et al. 2004

26Al - données COMPTEL régions HII galactiques

• étude de la structure galactique• influence de la métallicité sur taux 26Al

2626Al - spectroscopie du centre Al - spectroscopie du centre galactiquegalactique

• 540 km s-1 ?• 5 x 108 K ?

RHESSI (Smith 2003)

GRIS (Naya et al. 1996)

SPI (Diehl et al. 2003)

Largeur de la raie 1809 keV (FWHM)

Spectre GRIS

FWHM = 5.4±1.4 keV

2626Al - la région du CygneAl - la région du Cygne

Plüschke 2001 MSX

Knödlseder 2000

Cyg OB2 - 120 étoiles Oémission 1809 keV

émission infrarouge

Cygnus X - populations stéllairesCygnus X - populations stéllaires

Knödlseder et al. 2002

Base de données WEBDA catalogue des

associations OB observations optiques / IR

RecensemenRecensementt

10 associations OB 22 amas ouverts jeunes 204 étoiles O (M > 20

Mo)

distances

âges richesse

Cygnus X - modèle multi-Cygnus X - modèle multi-

Knödlseder et al. 2002

correlation 1809 keV <-> 53 GHz flux dominaté par Cyg OB2 (50%) flux 53 GHz reproduite flux 1809 keV sous-éstimé (facteur 2)

Mélange à l’interieur des étoiles / rotation ?

DMR 53 GHz (gris) versus COMPTEL 1809 keV (contours)

2626Al - spectroscopie de la région du Al - spectroscopie de la région du CygneCygne

Flux* = (7.3 ± 0.9) x 10-5 ph cm-2 s-

1

Energie** = 1808.4 ± 0.3 keV

FWHM = 3.3 ± 1.3 keV

* l = [ 72°, 93° ] ; b = [ -7°, 7° ] ** E26Al = 1808.65 keV

E0 = 1808.4 ± 0.3 keV

vrad = -41 ± 50 km s-

1

FWHM1 = 2.0 - 4.6 keV

v = 330 - 760 km s-

1

• expansion ?• turbulence ?

Knödlseder et al. 2004

6060Fe - détection par RHESSI ?Fe - détection par RHESSI ?

Smith 2003

1172 keV

Flux = (5.2 ± 2.0) x 10-5 ph cm-2 s-1

10% du flux 1809 keV (26Al)

2.6

1333 keV

1172 + 1333 keV

4444Ti - observation COMPTEL de Cas Ti - observation COMPTEL de Cas AA

Cas A• la dernière (?) supernova galactique• catalogue de Flamsted (1680) : étoile 6m

• effondrement d’étoile massive (étoile à neutrons)• type Ib/Ic ?• distance ~ 3.4 kpc• spectres X indiquent mélange des éjecta

COMPTEL• observation d’une émission gamma à 1157 keV• flux taux de 44Ti

image Chandra (rayons X mous)

4444Ti - confirmation par BeppoSAXTi - confirmation par BeppoSAX

Vink et al. 2001

BeppoSAX• observation des raies basse énergie (67.9, 78.4 keV)• fluxBeppoSAX ~ (2.1 ± 0.7) x 10-5 ph cm-2 s-1

• fluxCOMPTEL+BeppoSAX ~ (2.5 ± 1.0) x 10-5 ph cm-2 s-1

• taux 44Ti ~ (0.8 - 2.5) x 10-4 Msol

4444Ti - nucléosynthèse de Ti - nucléosynthèse de 4444TiTi

• ionisation ?• asymmetrie ?

Cas A• M44 ~ (0.8-2.5) x 10-4 Msol

• compatible avec modèles ?• problème du 56Ni (mV = -4m)

SPI• profile (largeur) de la raie• profile de vitesse

4444Ti - une autre source dans Vela ?Ti - une autre source dans Vela ?Carte du plan galactique COMPTEL à 1157 keV (Iyudin et al. 1998)

RX J0852-4622… detection COMPTEL reste marginal

Iyudin et al. 1998

4444Ti - autres sources ?Ti - autres sources ?Carte du ciel COMPTEL à 1157 keV (Collmar, communication privé)

Cas A

… ou sont les autres ?

SN 1987A - un évenement SN 1987A - un évenement exceptionnelexceptionnel

• distance ~ 50 kpc (Grand Nuage de Magellan)

• progéniteur bleue : B3I (M ~ 20 M) (mais pourquoi ?) • coquille circumstellaire riche en azote (supergeant rouge ~20000 ans avant l’explosion)• détection de 19 neutrinos collapse NS• détection des éjecta radioactifs (raies )• raies d’émission : mélange des éjecta, asymétries

SN 1987A - observations gammaSN 1987A - observations gamma• 56Co : 847 et 1238 keV (SMM) preuve directe de la nucléosynthèse (2 x 10-4 M)

• 57Co : 122 keV (OSSE) rapport isotopique 57Ni / 56Ni ~ 1.5 - 2 solaire en accord avec les modèles théoriques

recherche du 60Co et du 44Ti avec SPI en cours

SN 1987A - surprisesSN 1987A - surprises

Courbe de lumière de la raie à 847 keV• traceur de l'opacité de l'enveloppe• émission « précoce » mélange considérable des éjecta

Spectroscopie de la raie à 847 keV• décalage vers le rouge (844.6 ± 1.2 keV) éjection du 56Co asymétrique• élargissement de la raie accélération des éjecta (effet Doppler)

SN Ia - SN 1991 TSN Ia - SN 1991 T

spectroscopie optique : inversion des strates (C lent, Fe rapide)

explosion super-Chandrasekhar 56Ni > 1.4 M supernova sur-lumineuse

SN 1991T• type Ia, sur-lumineuse (2-3 fois)• NGC 4527 (13-17 Mpc)• possible détection de 56Co

• taux de 56Ni ~ 1.3-2.3 M

COMPTELflux ~ (5±2) x 10-5 ph cm-2 s-1

coalescence de deux naines blanches

Morris et al. 1995

SN Ia - SN 1998buSN Ia - SN 1998bu

SN 1998bu• type Ia, typique• M96 (11 Mpc)• recherche du 56Co par CGRO (OSSE : 140 jours, COMPTEL : 90 jours)• Flux < 2 x 10-5 ph cm-2 s-1

Courbe de lumières théoriques• dépend du mécanisme d’explosion• limite supérieur contrains modèles

Georgii et al. 2000

Novae - observations individuelsNovae - observations individuels

Novae• sources potentiels de 7Be (478 keV) - CO 13N (511 keV) 18F (511 keV) 22Na (1275 keV) - ONe 26Al (1809 keV) • seulement limites superieurs• pas de source important d’26Al• detectibilité par SPI ≤ 1 kpc• possibilité de détecter le 511 keV avec le blindage de SPI

Novae - emission cumuléeNovae - emission cumulée

Novae• taux galactique ~ 35 ans-1

• taux ONe ~ 10 ans-1

• 7Be = 77 jours

• 22Na = 3.8 ans

~ 7 novae visible in 7Be

~ 40 ONe novae visibles in 22Na

SPI• résolution angulaire ~ 2.5°• émission diffuse

RésuméRésumé

26Al 106 ans 1809 keV

Galaxierégion du Cygne

60Fe 2.2 x 106 ans

1173 keV1333 keV

Centre galactique (marginal)

44Ti 87 ans 68 keV78 keV1157 keV

Cas ARX J0852.0-4622

56Co

57Co

112 jours

392 jours

847 keV1238 keV122 keV

SN 1987ASN 1991 T (?)

Détections

RésuméRésumé

56Ni

57Ni

8.5 jours

2.1 jours

158 keV812 keV1378 keV

Supernovae (tout type)

59Fe 64.2 jours 1099 keV1292 keV

Supernovae (type Ib/c, II)

7Be 77 jours 478 keV Novae, supernovae (type Ib/c, II)22Na 3.8 ans 1275

keVNovae, supernovae

60Co 7.6 ans 1173 keV1333 keV

Supernovae (type Ib/c, II)

Recherches