Allure des lignes de champ

Enfin, la figure 4.11 présente un exemple de ligne de champ obtenue avec les valeurs best-fit des paramètres libres pour chacune de nos six bonnes combinaisons (présentées dans le même ordre que dans les figures 4.9 et 4.10).

Lorsqu’elles sont proches du plan Galactique et / ou de l’axe de rotation, les lignes de champ sont toutes caractérisées par un enroulement important. Lorsque la distance au plan Galactique et à l’axe de rotation augmente, les modèles avec un champ du halo axisymétrique (colonne de gauche) conservent un enroulement important, alors que ceux possédant un champ du halo bisymétrique (colonne de droite) deviennent plus poloïdaux. C’est ce comportement différent qui conduit à l’apparition d’une structure en X lorsque le champ du halo est bisymétrique, alors que la structure en X est absente lorsque le champ du halo est axisymétrique.

4.5

Conclusion

Les simulations m’ont permis d’identifier six bonnes combinaisons (C0 − Ad1, C0−Bd1, C0−Dd1, C1−Ad1, C1−Bd1,C1−Dd1), conduisant systématiquement

4.5. CONCLUSION

C0-Ad1 C1-Ad1

C0-Bd1 C1-Bd1

C0-Dd1 C1-Dd1

Figure 4.11 – Exemple de lignes de champ pour le best-fit de chaque six bonnes combinaisons. A gauche, dans les modèles avec champ du halo axisymétrique (C0), les lignes de champ conservent un enroulement important lorsque |z| augmente. A droite, dans les modèles avec champ du halo bisymétrique (C1), les lignes de champ deviennent nettement plus poloïdales lorsque |z| augmente, ce qui autorise l’apparition d’une structure en X.

à un meilleur accord. Les résultats détaillés correspondant à ces combinaisons, exposées aux sections 4.3 et 4.4, nous permettent finalement de tirer un certain nombre d’enseignements.

Pour commencer, l’analyse des meilleures (best-fit) valeurs des paramètres libres nous conduit à conclure que quel que soit le modèle choisi, le champ magnétique doit être fortement azimutal, au moins dans le disque Galactique. C’est ce que nous indique l’association systématique entre une petite valeur du pitch angle, |p0|, et une grande valeur de la longueur d’échelle de la fonction d’enroulement, Lp, qui tend à figer la petite valeur de |p0| et donc l’enroulement serré des lignes de

champ dans le plan Galactique. Le maintien de cet enroulement serré lorsque l’on s’éloigne du plan Galactique dépend ensuite du modèle considéré et en particulier de la symétrie axiale du champ du halo (composante antisymétrique).

Nous avons également remarqué que les modèles ayant un champ du halo bisy- métrique (décrit par C1) conduisent à de meilleurs accords que les modèles ayant un champ du halo axisymétrique (décrit par C0). Une raison permettant d’expli- quer cette constatation est que les modèles ayant un champ du halo bisymétrique permettent de positionner très finement les annulations et inversions de signes de −

→

Bk. Cela se voit confirmé par notre étude des corrélations qui nous a permis de

mettre en évidence de fortes relations entre les paramètres libres agissant sur la structure des lignes de champ.

L’inspection des cartes de la profondeur Faraday Galactique modélisées à partir des valeurs best-fit des paramètres libres (voir figure 4.9) révèle tout d’abord que chacune des six bonnes combinaisons permet de reproduire, de manière acceptable, les propriétés de symétries identifiées à la section 2.2.2 du chapitre 2. Toutefois, celles dont le champ du halo est bisymétrique (décrit par C1) semblent conduire à un résultat légèrement meilleur visuellement.

Cette impression visuelle se voit d’ailleurs confirmée par les valeurs des χ2_red,min. En effet, parmi les six bonnes combinaisons, celles possédant un champ du halo bisymétrique, ont des χ2

red,min sensiblement inférieurs (2.02 ≤ χ2red,min ≤ 2.08) par

rapport à celles possédant un champ du halo axisymétrique, (2.26 ≤ χ2_red,min ≤ 2.42). Les valeurs de χ2

red,min nous révèlent de plus la moindre importance que revêt

le choix du modèle de champ du disque. Ce résultat n’est pas surprenant dans la mesure où notre étude ne porte que sur des régions de latitude Galactique |b| > 10◦, les lignes de visée ne traversent qu’une région limitée du disque, ce qui atténue son impact. Cela signifie néanmoins qu’il n’est pas possible de tirer de conclusions précises concernant la structure magnétique globale du disque.

Les cartes de polarisation simplifiées que nous avons tracées nous ont également révélées que seuls les modèles avec un champ du halo bisymétrique sont compa- tibles avec la présence d’une structure en X. Cette caractéristique est liée à la valeur réduite du paramètre Hp (Hp ≈ He) lorsque le champ du halo bisymétrique

alors que Hp prend des valeurs bien plus grandes lorsque le champ du halo est

axisymétrique. L’importance centrale du paramètre Hp, mais plus généralement

4.5. CONCLUSION

présence d’une structure en X provient du fait que c’est cette fonction qui contrôle la transition entre le régime dominé par le champ azimutal (qui produit naturelle- ment des lignes de champ horizontales) et le régime dominé par le champ poloïdal (auquel nous avons dès le départ donné une forme en X).

Chapitre 5

Conclusion

Le champ magnétique interstellaire est un constituant important du milieu interstellaire. Son omniprésence dans la Galaxie lui confère un rôle majeur dans de nombreux processus physiques et fait de son étude et de sa compréhension un enjeu majeur de l’astrophysique moderne. Il reste néanmoins difficile à étudier, en grande partie en raison des difficultés de détection et de mesure à distance.

Nous disposons toutefois de nombreuses informations importantes permettant de contraindre sa structure et son organisation. Des mesures réalisées dans notre Galaxie ont révélé que le champ magnétique interstellaire était dirigé horizontale- ment dans le disque Galactique alors qu’il possédait une composante verticale non négligeable dans le halo. On a aussi mis en évidence deux composantes du champ magnétique interstellaire : l’une turbulente, caractérisée par des fluctuations sur de petites échelles (. 100 pc) ; l’autre, celle que nous avons modélisée dans cette étude, régulière, caractérisée par une évolution sur de grandes échelles (& 1 kpc). D’autres mesures, réalisées sur des galaxies extérieures semblables à la nôtre, ont fait apparaître des caractéristiques communes quant à la structure des lignes de champ, dont la fameuse structure en X. L’ensemble de ces considérations a été pris en compte lors de cette étude.