Appli ation aux données Spitzer

Dansle as des artesSpitzer, nousavons faitfa eàplusieurs di ultés :

Une orre tion est déjà in luse dansla haînede traitement. Chaque hamp observé (5x5 mi- nutesd'ar pour l'instrument IRAC) estasso iéà unevaleur (ZODY_EST)de l'émission zodia ale estimée à partir du modèle DIRBE (Kelsall et al. 1998). Cependant, dans la haînede traitemento ielle, e n'estpas ettevaleur quiestsoustraitemaisl'estimation (SKYDRKZB) de l'émissionzodia aledu hampqui sert àlamesuredu ourant d'obs u- rité.And'obtenirdes artesdontla omposantezodia alepréditeparlemodèledeKelsall et al. (1998) est soustraite, il faut don , avant de produire la mosaïque, retirer à haque hampquila omposel'intensité(ZODY_EST-SKYDRKZB).Ces deuxvaleursestimées del'émissionzodia alesont orrigéesparunfa teurphotométriquesimilaireà eluiquej'ai employédanslapartiepré édentepour orrigerles ouleursdel'émissiondiusegala tique etqui sont donnéesdans lemanuelde l'utilisateur desinstruments.

Dans le as des données MIPS à 24

µ

m (je néglige la ontribution de l'émission zodia ale à 160

µ

m), il n'y a pas besoin de tenir ompte de la ontribution de la lumière zodia ale au ourant d'obs urité ar e derniern'est paspris sur le iel, ontrairement à e qu'il se passepourlesdonnéesIRAC.LamosaïqueMIPS24

µ

madon dire tementétéobtenueen soustrayant lavaleur préditepar le modèlede Kelsall et al.(1998) à haque hampMIPS qui la ompose.

Fig. 2.7 Observations MIPSà24

µ

m duTMC avant orre tiondelalumière zodi ale.La arteest présentéeen oordonnéesé liptiquespourmieux mettrelabandezodia aleenéviden e.

Après ette première orre tion, il nous est apparu que l'intégralité de l'émission zodia ale n'était passoustraite. Cela est sans doutelié au modèle et àla di ulté de prévoir exa - tementl'intensité del'émissionzodia ale.Ilestpossibledes'en rendre ompte surla arte MIPSà24

µ

m(voirFig.2.7)oùl'ondéte teunebanded'émission importanted'égalelati- tudeé liptique (

2 < β < 3

). Onpeutse onvain re qu'il s'agitbiend'une bande zodia ale ar ettebanded'émissionn'est pasvisiblesurlesdonnéesIRISà25

µ

m(voirFig.2.6(b)). Enfait,unebandeestvisibleà25

µ

m,maissapositionn'estpas elledelabande visibleà 24

µ

m.Cettediéren eprouvequ'il s'agitd'une omposanted'avant-plan dont laposition surle iel estgrandement ae tée par lapositiondans lesystèmesolaire du téles ope qui l'aobservée(IRASouSpitzer).J'aidon her héàsupprimer ette omposantequinepeut être liée à l'émission du TMC. Pour e faire, j'ai onsidéré que l'émission zodia ale était invariante par translation le long des ourbes d'iso-latitude é liptique. J'ai don ltré la arteMIPS à24

µ

men neretenant pour haquelatitude é liptiquequelavaleur médiane de l'émission sur les 50 rangées de pixels voisines, e qui orrespond à

±

1

′

.Je soustrais ensuite ette arte qui estime les variations de l'émission zodia ale résiduelle à la arte d'origine and'obtenir les variations de l'émissiondiuse duTMC à24

µ

m.

La arte IRAC à 8

µ

m ne présente pas un tel "défaut" de manière aussi apparente, mais j'ai dé idé de orriger ette arte en a ord ave la arte MIPS24. J'applique don ette orre tion à la arte IRACà 8

µ

mà l'aide du modèle de Kelsall et al. (1998) : à la date desobservations,en dire tion du NuageMolé ulairedu Taureau

(α, δ) = (68.097, 28.247)

,

la ouleurIRAC8/MIPS24del'émissionzodia aleestde0.283.Je soustraisdon àla arte de l'émission à 8

µ

m la arte des variations de l'émission zodia ale résiduelle à 24

µ

m, à laquelle j'applique e fa teur 0.283. J'obtiens ainsi la arte des variations de l'émission diuseduTMCà8

µ

m.Les artesrésultantde esopérationssont présentéespar lagure 2.8.

La dernière di ulté à laquelle nousavons fait fa eréside dansla stratégie d'observation em- ployée pour les données IRAC. Les diérentes observations qui omposent la mosaïque entièreduTMC nesere ouvrentpasparfaitement.Ces "sauts"dansles donnéesgénèrent desdéfautsdansl'image omplète(voirFig.2.8(a)).Ungradientàgrandeé helle,similaire à elui observé dans ertaines données du GFLS et du relevé GLIMPSEétudiées dansla partie pré édente,ae te ertainesrégionsduTMC.Puisqu'en outrelataille dunuage est onséquente, tant physiquement (

∼

30 degrés arrés) qu'informatiquement (plus de 400 millions de pixels pour la arte IRAC à 8

µ

m), j'ai dé idé de me limiter à une se tion du nuage où les eets dé rits i-dessus semblent négligeables et ependant susamment grande pour présenter une gamme non négligeable d'intensité pro he infrarouge (voir la Fig. 2.8(a)).

Les artesdel'émissiondiuseduTMCsontprésentéesparlagure2.8.Comme elaestindiqué surles é hellesen intensité, leuxrésiduel estinférieuràzéro.En eet,la ontribution de lalumière zodia aleque j'airetirée dela arte MIPSà 24

µ

mest par onstru tion pro he de la valeurmoyenne de l'émission à ette longueur d'onde. An de alibrer en absolu les données à 24

µ

m, ilaurait fallu avoir une référen e. Apriori, lesdonnées DIRBE sont les plus àmême detenir erle.Cependant, ommejel'aimentionné plushaut,lemodèle de l'émission zodia aleutilisé pour la alibrationde esdonnées (et ellesdu relevé IRIS)est perfe tible. Sur les données DIRBE à 12 et 25

µ

m, on distingue laprésen e d'une bande d'égalelatitude é liptiquesimilaireà ellevisiblesurlesdonnées IRISà12et25

µ

m(voir Fig. 2.6). Sans référen e totalement able pour la photométrie, j'ai don pris le parti de me ontenterd'étudierles variations del'émissiondiuseduTMC,toutdumoinspour les données IRACà8

µ

metMIPSà 24

µ

m.

(a)DonnéesIRAC8

µ

met ontour(tiretsnoirs)delasous-région àlaquellejevaismelimiterparlasuite.

(b)DonnéesMIPS24

µ

m.

Propriétés de la poussières pour

l'émission étendue

Sommaire

3.1 Comparaisondes donnéessur l'émissioninfrarouge . . . 114 3.1.1 CartesIRACà8

µ

m etMIPSà24

µ

m . . . 114 3.1.2 CartesMIPS à24

µ

m etIRISà60

µ

m . . . 114 3.1.3 CartesIRISà60

µ

met IRISà100

µ

m . . . 117 3.1.4 CartesIRISà100

µ

m etMIPS à160

µ

m . . . 117 3.1.5 Commentairessurla omparaisondes artesd'émission infrarouge. 118 3.1.6 Distributionspe traled'énergiedel'émission étendue . . . 118 3.2 Température de la poussière . . . 119 3.3 Cartes dugaz . . . 120

Monobje tif surleNuageMolé ulaire duTaureau était de ontraindre globalement lespro- priétés del'émission infrarouge. J'avaispour elaà madispositionles donnéesSpitzerainsi que elles du relevé IRIS. J'ai pu dresser une distribution spe trale d'énergie globale de l'émission étendue etla omparerà elledumilieu diusgala tique. J'ai également estimé latempérature desgros grains et omparé leurémissionà elledu gaz.

3.1 Comparaison des données sur l'émission infrarouge

J'ai ommen émonanalyseen omparant globalement lesobservationsinfrarougesduTMC. Qualitativement, l'évolution de l'émission infrarouge, de 8 à 160

µ

m, est illustrée par la gure 2.23 qui regroupe les données IRAC 8, MIPS 24, IRIS 60, IRIS 100 et MIPS 160

µ

m, toutes à la résolution IRIS 100

µ

m (4.3

′

) 5

. En omparant les données sur l'ensemble de la surfa e disponible, ilapparaît immédiatement desressemblan es auxgrandes é helles spatiales, surtout auxgrandeslongueursd'onde(

λ > 60µ

m).Auxlongueursd'ondelesplus ourtes,desdiéren es signi ativesapparaissent.Quantitativement,j'ai her héàestimerla orrélationentreles artes d'émissionà haquelongueurd'onde.Lorsque elaestpossible, 'est-à-direlorsquela orrélation est susamment bonne, j'ai alors mesuré les ouleurs infrarouges de l'émission de la poussière duTMC en mesurantlapente desgraphes de orrélationpixel àpixel. Àlarésolution IRIS100

µ

m, si l'on va des ourteslongueurs d'onde vers les grandes longueurs d'onde, voi i e que l'on onstate:

Dans le document Propriétés et évolution des poussières du milieu interstellaire. (Page 128-133)