Cartes MSX

Les donn´ees MSX sont ouvertes librement `a la communaut´e scientifique et se pr´e-sentent sous la forme d’images r´ecup´erables via le site de l’IRSA. Ces images ont une r´esolution angulaire d’environ 15′′ et la taille des pixels qui les constitue est de 3′′×3′′. L’ensemble des sources ponctuelles d´etect´ees constitue le catalogue MSX dans lequel la source principale MM1 de IRAS 18151−1208 est r´epertori´ee.

La figure 3.2 nous montre la r´egion de formation stellaire IRAS 18151−1208 vue par les quatre r´ecepteurs infrarouges A, C, D et E `a respectivement 8.28, 12.13, 14.65 et

3.3. Donn´ees compl´ementaires 85

Fig. 3.1 – Images brutes (`a gauche) de la r´egion de formation stellaire

IRAS 18151−1208 obtenues par les quatre bandes infrarouges `a 12, 25, 60 et 100 µm du satellite IRAS. Les mˆemes images apr`es traitement par la routine HiRes (`a droite). Les contours vont de 10% `a 90% du maximum par pas de 10%. Ces maxima sont, respectivement, de 97, 358 , 1483 et 1396 MJy·sr−1 pour les images brutes (`a 12, 25, 60 et 100 µm) et 366, 1535 , 6740 et 4035 MJy·sr−1 pour les images trait´ees. On voit bien que, dans tous les cas, la triplicit´e de la source n’apparaˆıt pas et les flux mesur´es sont la somme des flux provenant des trois sources, au moins pour les images `a 60 et 100µm.

source α (J2000) δ (J2000) ∆α σα ∆δ σδ

MM1 18h17m58.15s −12◦07′24.9′′ +15.7′′ 1.0′′ -2.9′′ 0.9′′

MM3∗ 18h17m52.05s −12◦06′43.0′′ +75.7′′ 1.0′′ +39.0′′ 1.0′′

Tab.3.1 – Coordonn´ees ´equatoriales (´epoque J2000) des deux sources MM1 et MM3∗

d´etect´ee par la mission MSX, obtenues `a partir de la moyenne de leurs coordonn´ees dans chacune des bandes `a 8.28, 12.13, 14.65 et 21.3 µm. La source principale MM1 est l´eg`erement d´ecal´ee vers le sud-est d’environ 16′′ par rapport `a la position obtenue par IRAS, alors que la source secondaire MM3∗ se situe au nord-ouest `a une distance de 100′′. Ceci explique l’extension observ´ee sur l’image IRAS `a 12 µm trait´ee par HiRes.

21.3 µm. On distingue parfaitement sur les quatre images une source secondaire d’in-tensit´e moindre que la source principale. Apr`es v´erification, il s’av`ere que cette source est compl`etement d´ecor´el´ee de la source millim´etrique MM3 situ´ee `a environ 15′′ du pic de l’´emission infrarouge. Nous avons donc nomm´e cette source, par analogie de posi-tion, MM3∗. On s’est alors attach´e `a utiliser ces images de deux mani`eres diff´erentes : mesurer les coordonn´ees des deux sources qui y figurent et mesurer les flux qui en sont issus.

La mesure des coordonn´ees `a ´et´e faite en rep´erant `a l’oeil nu, `a l’aide des isophotes, le maximum d’intensit´e sur la carte. Pour chaque source nous avons calcul´e la moyenne en α et en δ ainsi que l’´ecart quadratique moyen associ´e σ<sub>α</sub> et σ<sub>δ</sub> sur les quatre cartes. Nous avons report´e dans le tableau 3.1 la position des deux sources observables ainsi que les ´ecarts (en arcsecondes) `a la position IRAS d’origine en α et δ.

Nous remarquons que la source principale MM1 est en l´eger d´ecalage par rapport `a la position IRAS, en direction de l’ouest `a une distance de 16′′ environ. La seconde source, MM3∗, apparaˆıt quant `a elle au ouest-nord-ouest de la position IRAS de la r´egion, `a une distance proche de 100′′. Nous comprenons alors l’extension vers le nord-ouest visible sur la carte `a 12 µm de l’instrument IRAS (cf. Fig. 3.1).

Par la suite nous nous sommes attach´e `a mesurer l’extension des deux sources vi-sibles sur les images MSX. Plus exactement, nous avons mesur´e le grand axe et le petit axe, en arcsecondes, de l’isophote correspondant `a 50% du flux maximal. Le proc´ed´e a ´et´e utilis´e pour les sources MM1 et MM3∗, pour chacune des bandes. Les r´esultats associ´es ont ´et´e report´es dans la table 3.2. Le r´esultat principal de ces mesures est que la source MM1 est plus compacte et plus sph´erique que la source MM3∗, comme le montrent les extensions moyennes h∆θi qui sont respectivement de 12.0′′ et 17.9′′, ainsi que les excentricit´es moyennes des isophotes hei qui sont de 0.35 pour MM1 et 0.61 pour MM2.

Ensuite nous avons mesur´e les flux issus de la source MM3∗ en traitant directement les images, le seul flux disponible sur le catalogue MSX ´etant celui de la source principale MM1. La premi`ere ´etape a donc consist´e `a convertir l’unit´e – propre `a l’image – en Jy·px−1. En appelant xij la valeur brute d’un pixel `a la position {i,j} et fij la valeur du flux en Jy·px−1 on a la formule suivante :

3.3. Donn´ees compl´ementaires 87

Fig. 3.2 – Images de la r´egion de formation stellaire IRAS 18151−1208 par la mission MSX. De gauche `a droite et de bas en haut : les bandes A (8.28 µm), C (12.13 µm), D (14.65 µm) et E (21.3 µm).

source A C D E h∆θi hei

MM1 12.7′′×12.2′′ 12.1′′×11.3′′ 11.5′′×11.3′′ 13.1′′×11.6′′ 12.0′′ 0.35 MM3 19.0′′×14.3′′ 22.2′′×16.0′′ 18.8′′×13.6′′ 20.1′′×19.4′′ 17.9′′ 0.61

Tab.3.2 – Extensions des sources MM1 et MM3 d´etect´ees dans chacune des bandes des observations MSX. Celles-ci ont ´et´e mesur´ees `a 50% du flux maximal et montrent deux principales diff´erences morphologiques entre ces deux sources. La premi`ere est que la source MM1 est plus compacte que MM3 avec respectivement des extensions moyennes h∆θi ´egales `a 13.0′′et 17.9′′. La deuxi`eme est que MM1 est plus sph´erique que MM3, comme le montre leurs excentricit´es moyennes hei qui sont ´egales respectivement `a 0.35 et 0.61.

MM1 A C D E

F (Jy) 10.33 21.79 33.02 61.76

σF (%) 4.1 5.0 6.1 6.0

SNR 238.7 37.9 92.4 73.1

Tab.3.3 – Mesure des densit´es de flux F , de leurs erreurs quadratiques moyennes σF

et du rapport de d´etection de la source ponctuelle par rapport au bruit (point source d´etection signal-to-noise ratio en anglais, not´e ici SNR) pour la source MM1 par la mission MSX.

o`u Cr est un facteur de conversion propre `a chacun des r´ecepteur A, C, D et E en Jy·sr−1, Ω est l’angle solide (en sr) correspondant `a la taille du pixel. Les valeurs admises pour les facteurs de conversions sont CA = 7.133 × 1012, CC = 2.863 × 1013, CD = 3.216×1013et CE = 2.476×1013. Nous avons ensuite effectu´e une s´erie de relev´es sur les images obtenues, en prenant comme r´ef´erence la taille de MM3∗ dans chacune des bande (cf. Tab. 3.2) : le flux du pixel central F0 (Jy), le flux moyen sur toute la source hF i (Jy·pixel−1), le flux total Ftot (Jy) et l’´ecart quadratique moyen sur toute la source σ_F.

Ces mesures ont, de plus, ´et´e effectu´ees autour de la position millim´etrique de MM2 avec une extension typique de 25′′. Elles permettent alors d’avoir une limite sup´erieure de d´etection de la source. L’ensemble des r´esultats est report´e dans le tableau 3.4.

Pour r´esumer l’ensemble des r´esultats obtenus `a partir de ces observations de la mission MSX, nous remarquons tout d’abord que la source MM1 domine en intensit´e les deux autres sources, avec une parfaite d´etection de la source ponctuelle quelque soit la bande (cf. Tab. 3.3). Nous voyons ensuite que la source MM3∗, proche de MM3, est d´etect´ee elle aussi dans les quatre bandes avec un bon niveau de d´etection (F<sub>0</sub>/ hF i ∼ 2). Elle ´emet plus faiblement et l’augmentation de la densit´e de flux avec la longueur d’onde, visible pour MM1, n’apparaˆıt pas pour MM3∗. Enfin nous montrons que la source MM2 n’est pas d´etect´ee et pourrait mˆeme pr´esenter une l´eg`ere absorption du flux au centre de celle-ci. En effet nous voyons pour les bandes A, C et D que la densit´e de flux centrale est inf´erieure `a la densit´e de flux moyenne de la source au-del`a de l’´ecart quadratique moyen mesur´e σ_F (F₀ .hF i, cf. Tab. 3.4).

Nous concluons donc que la source MM1 ´emet fortement dans le domaine infrarouge moyen ; que l’´emission venant de MM2 n’est pas d´etect´ee et, de plus, pourrait absor-ber l’´emission de son environnement en arri`ere-plan ; enfin qu’une source proche de la source millim´etrique MM3 ´emet dans l’infrarouge moyen. Il est `a noter que l’ambigu¨ıt´e qui apparaˆıt `a propos de la source MM3 est un facteur important qui d´etermine la nature mˆeme de cette source. En effet, si l’´emission de MM3∗ avait co¨ıncid´e avec le pic millim´etrique de MM3, nous aurions eu de s´erieux doutes sur la nature pr´e-stellaire de celle-ci.