Canal MIPS à 160 µ m

La première omparaison que j'ai ee tuée est elle entre l'extin tion et l'émission à 160

µ

m, pour onrmer le onstat ee tué dans e hapitre : l'émission infrarouge lointain tra e les stru tures denses et froides du nuage molé ulaire. Les stru tures visibles sur la arte de l'extin tion présentent de très fortes similitudes ave la arte de l'émission dans l'infrarouge lointain, omme le montre la gure 4.2. Le graphe de orrélation pixel à pixel de la gure 4.3 onrme ela:lesdeux artessontparti ulièrementbien orrélées.L'émissionà160

µ

mestdon untrèsbontra eurdesstru turesdensesetfroidesdunuagemolé ulaire.Untel onstat onrme lesrésultatsde Langer etal. (1989) etAbergel etal. (1994).

4.2.2 Un modèle simple

An d'aller plus loin que es pré édentes études, j'ai her hé à omprendre la orrélation quiexiste entre émissioninfrarougeetextin tion. J'ai alors her hé àmodéliser de façon simple l'évolutiondel'intensité à160

µ

menfon tion del'extin tionvisuelle.Pour e faire,je onsidère unnuaged'épaisseurtotale

AV

dontla ompositionenpoussièreest elledéniepar monspe tre de référen edu milieu diusgala tique, et ela quelle que soit laprofondeur optique. Ce nuage est illuminé des deux tés (fa es avant et arrière) par le hamp de rayonnement déni par e même spe tre de référen e (voir Fig. 4.4). À l'aide du modèle de Désert mis à jour, je al ule alors le ux émis par haque tran he du nuage, en tenant ompte de l'extin tion du hamp de rayonnement in ident. J'intègre enn le ux sur l'épaisseur totale du nuage pour obtenir le spe tredelapoussièrepourune extin tionvisuelledonnée. La onvolution de e spe trepar les

(a) Extin tion visuelle. D'après Padoan etal.(2002).

(b)Émissioninfrarougedansle analMIPS à160

µ

m.

Fig. 4.3  Graphe de orrélationpixelàpixelentrel'extin tion visuelleet l'émissioninfrarougeà160

µ

m.

ltres desinstruments mepermetde modéliser l'évolution de l'intensité en fon tion de

AV

aux 5 longueursd'ondeétudiées (IRAC8, MIPS24,IRIS60,IRIS100et MIPS160).

4.2.3 Résultats de la modélisation

Dans l'infrarouge lointain (

λ ≥ 60µm

)

Lesrésultats pour MIPS 160

µ

m, IRIS 100 et 60

µ

m sont présentés par la gure 4.5. Pour le anal MIPS à 160

µ

m, l'a ord entre le modèle etles données est très bon. À la dispersion

(a)IRIS60 (b)IRIS60 ( ) IRIS60

(d)IRIS100 (e)IRIS100 (f) IRIS100

(g)MIPS160

Fig.4.5Graphesde orrélationpixelàpixelentrel'émissioninfrarougeetl'extin tionvisuelleau-delà de60

µ

m.La ourbeenrougereprésentelaprédi tiondumodèle.

prèsdes mesures,le modèle reproduit quasi-parfaitement l'évolution del'émission à 160

µ

m en fon tion de l'extin tion visuelle du nuage. Ce point de départ me permetde onsidérer omme une base solide la simple modélisation dé rite i-dessus. Je vais maintenant étudier l'évolution del'émission auxautres longueursd'onde.

Lesgures 4.5(d) à4.5(f)présentent les graphesde orrélation entre lesdonnées IRISà 100

µ

metl'extin tionvisuelleainsiquelerésultatdumodèle.Contrairementà e quel'onaobservé à 160

µ

m, l'a ord est i i moins bon. Le modèle surestime l'émission dans le anal IRIS 100

µ

met ela d'autant plus que l'extin tion est importante. À 60

µ

m, l'eet est le même, en plus marqué:les donnéesforment ungraphede orrélationassez "plat",tandis quelemodèleprédit une roissan eassez forte del'émission à ette longueur d'ondejusqu'àdes extin tionsvisuelles de plus de 3 magnitudes (voir Fig. 4.5(a) à 4.5( )). Deux interprétations sont possibles pour justier la faiblesse de l'émission à 60 et 100

µ

m. Soit les grains qui émettent à es longueurs d'onde ne sont pas susamment ex ités par le rayonnement, soit es grains sont en nombre moins important que prévu. Comme l'eet de l'extin tion est intégré dans la modélisation du

nuage, l'interprétation du désa ordentre données et modèle ne peutprovenir de l'atténuation du hamp de rayonnement. Le dé it de l'émission à 60 et 100

µ

m s'explique don par une diminution de l'abondan e des grains qui émettent à es longueurs d'onde lorsque l'extin tion augmente. Comme d'une part, l'eet n'est pas présent à 160

µ

m, et d'autre part, l'eet est plus important à60 qu'à 100

µ

m, j'endéduis que esontles VSGsdont l'abondan e varie ave l'extin tion.

J'é arte l'hypothèse selon laquelle l'abondan e des VSGsou des BGsserait ae tée de ma- nière globale, sanseet de l'extin tion, malgré e quepouvaitsuggérerla distributionspe trale d'énergiemoyenneduTMC al uléeau hapitre pré édent.Eneet,sije her heàajuster dela sorte l'évolutiondes données à 60 et100

µ

men fon tion de l'extin tion, je m'aperçois que ela est impossible.Certes, l'a ord peutêtre globalement amélioré aux faibles extin tions visuelles (

AV

∼ 1

) en réduisant l'abondan e relative des VSGspar rapport à elle desBGs. Cependant, unsimple fa teur orre tif ne permetpar derendre ompte delaformede l'évolution desuxà 60 et100

µ

men fon tion del'extin tion. En parti ulier, la ourbureque lemodèleprévoitpour desextin tions de l'ordrede l'unité n'est pasobservée. Il s'agitlà, selon moi,d'unargument en faveurd'uneévolutiondespropriétésdesgrainsàmesurequel'onpénètredanslesrégionsdenses dunuage.Cetteévolutionn'est pasin lusedanslemodèle,etlapropriétéae téepourraittout simplement êtrel'abondan e.

Dans l'infrarouge pro he et moyen (

λ ≤ 24µm

)

Même si la alibration photométrique des données à 8 et 24

µ

m n'est pas réalisée, je me permetsde présenterl'évolutiondesuxmesurésà esdeuxlongueursd'ondeenfon tionde

AV

(voir Fig. 4.6). Dans un sou i de présentation, j'ai ajouté une onstante arbitraire au ux des données IRACà 8

µ

m(0.5MJy/sr) etMIPSà 24

µ

m(0.6MJy/sr). Lesgraphes de orrélation obtenus pour esdeux anaux montrent quel'émission infrarougenedépend pasdel'extin tion visuelle,à ladispersionimportantedesmesures près.

Ce onstat vadanslemême sensque equi aétéobservéà 60et100

µ

m.Lorsquel'on entre dans les régions les plus éteintes du nuage, au-delà de

AV

∼ 1

, les VSGsmais aussi les PAHs disparaissent.Cesdeux omposantesn'existentqu'en surfa edesrégionslesplusdenses,surune épaisseur d'au plus1 magnitude visuelle.Cette valeur se déduit desgures 4.6. À ladispersion près de l'émission dans les deux anaux étudiés, l'intensité à 8 et 24

µ

m est onstante au-delà de

AV

∼ 1

.

4.2.4 Vers une modélisation plus réaliste

D'aprèsla omparaisonee tuéeentrelesobservationsetlemodèletrèssimpledenuage que j'ai utilisé, je peuxdéduire ertains résultats. Tout d'abord en e qui on erne lastru turation du nuage et de sa omposition en poussières. La représentation d'un nuage dense devrait ainsi être plutt ellede lagure4.7:une ou he super ielleoù PAHs, VSGsetBGsexistent, dans desproportionsqui peuvent diérerdu milieudiusgala tiqueet un oeurd'oùles PAHsetles

VSGssontabsents. Laséparationentrela ou hesuper ielleoùlestrois omposantesdegrains oexistent et la région plus profonde où seuls les BGs sont présents n'est sans doute pas aussi nettequ'indiquéesurlagure4.7.Latransitionsefaitdemanièreprogressive,aufuretàmesure que les poussières les plus petites se ollent sur les plus grosses, ou qu'elles oagulent les unes ave les autres.Deplus, ette séparationne sesitue ertainement pasà uneprofondeur optique onstante. Enfon tion des onditions lo ales, ladisparitiondesPAHspuis desVSGspeut ainsi seproduireà desextin tionplus oumoinsimportantes.

Une représentation plus omplète, qui tiendrait également ompte des résultats de Stepnik et al. (2003), montrerait une troisième région, plus au oeur du nuage, où e sont non pas les PAHs et les VSGs dont les propriétés évoluent, mais elles des BGs. Cependant, omme je le mentionnais déjà au moment de présenter les artesde températures des grains, rien dans mes travauxnepermetde onrmer ette thèse.

(a) IRAC8 (la valeur moyenne des don- néesestfor éeà0.5 MJy/srà l'aided'une onstante).

(b) MIPS 24(la valeur moyenne des don- nées estfor éeà0.6 MJy/srà l'aided'une onstante).

Fig.4.6Graphesde orrélationpixelàpixelentrel'émissioninfrarougeetl'extin tionvisuelleen-deçà de24

µ

m.La ourbeenrougereprésentelaprédi tiondumodèle.

Fig. 4.7 Modélisations hématiqued'unnuagemolé ulaireave existen edesPAHsetVSGsunique- mentdansune ou hesuper ielle.

Con lusions

En ombinant des observations infrarouges de 8 à 160

µ

m, j'ai débuté une étude du Nuage Molé ulaireduTaureau(TMC),l'undespluspro hesnuagesmolé ulaires. Monobje tifétait de ara tériserl'émissionétenduedespoussières,de ontraindre leurspropriétés etde lesrelieràla stru turationdu nuage.La partlaplus importantede e travail a ependant onsisté à réduire lesdonnées. Je détaille i-après les prin ipalesétapesde mes travaux.

Les données Spitzer sont ellesduprogrammed'observationsTAUPROP.Elles ouvrentprès de 30 degrés arrés du TMC. Initialement, mon ambition était d'utiliser la totalité des informations fournies par es artes maisdes sou is liés à la alibration età la taille des observations m'ont invitéà plusde réalisme.

La arte MIPS à 160

µ

m aétéobtenuegrâ eàunalgorithmed'inversiondéveloppéparTho- masRodet.Andevaliderlaphotométriede ette arte,j'aiestimélesignalpréditpar les observations DIRBEet en aidéduit le fa teur de onversiondes unités instrumentales en unités astrophysiquesqu'ilfallaitappliquer.Àquelquespour entsprès,j'obtienslefa teur o iel du Centre SpatialSpitzer.

Les artes MIPS à 24

µ

met IRAC à 8

µ

m ont omme prin ipal défaut d'être fortement ontaminéesparl'émissionzodia ale.Lesmodèlesutiliséspoursoustraire ette omposante étantmal ontraintset ommeunebande d'émissionzodia aleapparaissait lairement sur les données, j'ai dû orriger es deux artes an de ne plus avoir que l'émission étendue du nuage. Je perdais ependant tout moyen de alibrer la photométrie absolue de es observations dans la manoeuvre. D'autres défauts inhérents à la stratégie d'observation m'ont obligé à melimitersurl'étendue spatiale étudiée.

La omparaison des artes d'émission infrarouge SpitzeretIRISrévèleuneévolution er- taine des ourtesverslesgrandeslongueursd'onde.Lastru ture duTMCà8

µ

m,qui or- respondà l'émissiondesPAHs, ressembleà ellequel'on observeà 24

µ

m,qui orrespond aux VSGs,mais n'astri tement rienen ommun ave elleà 160

µ

m,qui orrespond aux BGs.

de manière signi ative par rapport aux ouleurs de l'émission diuse gala tique. Un tel onstatnepermet ependantpasdeleverladégénéres en e entrevariationsdes onditions d'ex itations desgrains les plusgros ou variations desabondan es relativesde esmêmes grains.

Des variations lo ales des ouleurs infrarouges m'ontpermisdedresserune artedetem- pératuresdesBGs. Lesrégionslesplusfroidesdunuage (14K) orrespondent auxrégions lesplusintensesà160

µ

m.Ces régions orrespondentégalement auxrégionsd'émissionen CO.Enn,les zonesdeforteémissionà160

µ

msont trèsbien orréléesave lesrégionsles plusfortementéteintes.Cela onrmedon quelastru tureinternedunuage,sonsquelette, sesrégions denses,sont parti ulièrement bien signalés par l'émissioninfrarougelointaine.

Une modélisation simple du nuage m'a permis de rendre ompte de l'évolution de l'inten- sité à 160

µ

men fon tion de l'extin tion visuelle. Cependant, aux plus ourteslongueurs d'onde, un désa ord signi atif suggère la disparition des PAHs et des VSGs en dehors d'une ou hesuper ielle,lorsquel'onpénètredanslesrégionslesplusprofondesdunuage. Laprésen edeBGsauxpropriétésdistin tesde euxprésentsdanslemilieudiusnepeut pasêtre onrmée.

L'analyse des données du TMC est un travail en ours. Les observations ont été réduites et quelques résultats globaux ont été obtenus. Il est évident que l'étude est à poursuivre dans deux dire tions. D'une part, il faut ara tériser l'émission étendue surl'ensemble du TMC. En parti ulier, il apparaît né essaire de rendreplus réalistelamodélisationdu nuage. Mon souhait estdepouvoirquantierlaprofondeuràlaquellePAHsetVSGsdisparaissent,puis onrmerou non la présen ed'une omposante BGsfroids. D'autre part, il onvient d'estimer les variations lo ales, aux petites é helles spatiales, des ouleurs de l'émission infrarouge, que e soit dans l'infrarouge pro he ou lointain. Mon obje tif seraitde relier es variations aux hangements de propriétés desgrains puis aux onditions physiquesqui règnent dans lenuage.

Une supernova dans la nébuleuse de

La nébuleuse de l'Aigle

(June 3, 1764) `A luster of small stars, enmeshed in a faint glow, near the tail of Serpens,atlittledistan etotheparallelofZetaofthis onstellation;withaninferior teles ope this luster appearslike a nebula.'(diam. 8')M.Messier

Sommaire

1.1 Présentationgénérale . . . 136

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