2.5 Conclusion
3.1.2 Analyse des cartes
La figure 3.2 montre un exemple du type de carte que nous pouvons obtenir par pola- rim´etrie. Les vecteurs de polarisation lin´eaire ont g´en´eralement une distance proportionnelle `
a une ´echelle ayant un pourcentage de polarisation P donn´e (dans ce cas ci l’´echelle n’est pas repr´esent´ee) et leur orientation est indiqu´ee par un angle de position de la polarisation, θ, conventionnellement compt´e positivement du nord vers l’est et compris entre 0◦ et 180◦ (voir
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section 2.1.1).
Fig. 3.2 – Carte de polarisation dans le visible dans Taurus, superpos´ee `a une carte ISSA `
a 100µm. Rectangle horizontal : complexe de nuages sombres B216-217. Rectangle vertical : coupe ´etudi´ee par Arce et al. (1998).
L’interpr´etation des cartes de polarisation d´epend de fac¸on critique de comment et o`u nous allons supposer que la polarisation est produite. Dans un premier temps, le cas id´eal est d’avoir acc`es `a suffisamment d’informations de fa¸con `a s’assurer que le rayonnement polaris´e lin´eairement est produit par absorption dichro¨ıque. C’est le cas si des observations conduites `a plusieurs longueurs d’onde permettent de param´etrer les observations par la loi de Serkowski (voir section 2.4.1). La mˆeme conclusion peut ˆetre faite mais de fa¸con moins rigoureuse si, pour une longueur d’onde donn´ee, des observations ne montrent pas de variations temporelles de l’angle de position de la polarisation ou bien du taux de polarisation, ou bien encore de
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fa¸con statistique si l’angle de position de la polarisation d’un objet est proche de la valeur moyenne des angles de position de la polarisation d’un ´echantillon statistique montrant une faible dispersion.
Par la suite, puisque nous avons besoin de savoir quelle quantit´e de poussi`ere ayant une efficacit´e de polarisation particuli`ere est situ´ee `a telle position dans la ligne de vis´ee, il est int´eressant de pouvoir estimer ou bien d´eduire la distribution en densit´e de poussi`ere le long de la ligne de vis´ee. Quantitativement cette distribution est param´etrisable par un coefficient d’extinction, Aλ (voir section 2.3.1). L’utilisation du rapport, (Pλ/Aλ), permet alors d’estimer
l’efficacit´e moyenne de polarisation le long d’une ligne de vis´ee donn´ee. Id´ealement, ce rapport est un moyen empirique de d´eterminer l’efficacit´e moyenne du m´ecanisme d’alignement des grains, mais aux vues des ind´eterminations sur notre connaissance du champ magn´etique le long de la ligne de vis´ee et malgr´e plusieurs tentatives (e.g. Gerakines et al., 1995), il n’est pas encore possible de mod´eliser de fac¸on sˆure la polarisation pour une ligne de vis´ee donn´ee. Ajoutons qu’`a cela la forme des grains peut changer d’une ligne de vis´ee `a l’autre, `a moins que cela ne soit leur taille qui varie en fonction de la distance `a l’observateur. D’autre part, les r´esolutions des observations ne permettent pas toujours d’attribuer un sens physique aux patrons de polarisation obtenus. C’est par exemple le cas sur la figure 3.2 o`u l’´echelle apparente est d’environ 10 pc. Dans certains cas particuliers, ce probl`eme peut en quelque sorte ˆetre d´etourn´e en consid´erant que sur de tr`es longues lignes de vis´ee, les efficacit´es de polarisation vont se moyenner et permettre de mod´eliser le champ magn´etique en consid´erant un alignement “parfait” des grains correspondant en fait `a une efficacit´e d’alignement constante (e.g. Jones et al., 1992). Ce type d’approche s’int´eresse au champ magn´etique galactique sur de grandes ´echelles, mais des cartes polarim´etriques ont aussi ´et´e faites sur des r´egions plus localis´ees du MIS.
A propos du rapport, (Pλ/Aλ), il apparaˆıt au terme d’observations que dans le visible, la
polarim´etrie effectu´ee sur des ´etoiles ne permettrait pas de sonder des grains align´es pour des extinctions allant au del`a de AV ≈ 2. Comparativement il est possible avec des observations
proche IR de sonder des r´egions correspondant `a des valeurs d’extinction allant jusqu’`a AV ∼
40. La partie gauche de la figure 3.3 montre la relation polarisation-extinction construite `a partir de la coupe (rectangle vertical de la figure 3.2) dans le complexe de nuages du Taureau. Les ´etoiles situ´ees derri`ere le MIS de “faible densit´e” permettent de d´efinir un comportement lin´eaire de P avec AV, alors que celles situ´ees derri`ere les nuages froids ne montrent pas
d’augmentation de la polarisation avec l’extinction. Ce dernier comportement est visible sur la partie droite de la figure 3.3 pour plusieurs autres r´egions observ´ees en bande K. La ligne continue montre la variation attendue, dans l’hypoth`ese qu’il y a ´equipartition d’´energie entre les composantes uniforme et non uniforme du champ magn´etique, telle que d´evelopp´ee dans le mod`ele de Jones et al. (1992) alors que la ligne en pointill´es refl`ete le comportement statistique des donn´ees. Arce et al. (1998) identifient le point de rupture entre les deux r´egimes de la figure de gauche pour AV = 1.3 ± 0.2 mag. L’interpr´etation de ces r´esultats impliquerait que
l’efficacit´e de polarisation dans les parties sombres des nuages est tr`es faible comparativement `
a celle dans les r´egions moins opaques, et que pass´e le point de rupture, il n’est pas possible de d´eduire la structure du champ magn´etique dans les r´egions o`u la densit´e de poussi`ere est tr`es
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Fig. 3.3 – Relations entre la polarisation et l’extinction. Dans le visible avec AV = 3.1EB−V pour la figure de gauche (Arce et al., 1998) et dans la bande K pour celle de droite (Weintraub et al., 2000).
dense. Cependant, l’´etude de Hildebrand & Dragovan (1995) (voir section 2.4.3) o`u le rapport d’axe des grains, a/b, est contraint `a partir de la valeur moyenne maximale observ´ee de la polarisation `a l’´emission Pe, bien que s’adressant `a des r´egions o`u la polarisation est ´elev´ee
montre qu’il est difficile d’´evaluer jusqu’`a quel point la d´eficience de polarisation obtenue apr`es le point de rupture peut ˆetre attribu´ee `a des changements intrins`eques des grains dans les noyaux denses des nuages ou bien peut ˆetre attribu´ee `a des conditions d´efavorables dans l’environnement des grains.
Pour esp´erer pouvoir obtenir des informations sur la structure des champs magn´etiques dans des r´egions de densit´e sup´erieure `a celle du MIS diffus, il convient donc d’effectuer de la polarim´etrie `a des longueurs d’onde plus grandes, puisque dans ces r´egions nous savons que vir- tuellement toute l’´emission provient d’une r´egion particuli`ere de la ligne de vis´ee (Hildebrand, 1996).
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