D’un point de vue g´en´eral, de nombreux mod`eles traitant de la structure des champs magn´etiques ont ´et´e d´evelopp´es. Par exemple un mod`ele du centre galactique traite le champ du disque en consid´erant une composante azimutale et une autre radiale (Wardle & Konigl, 1990). Pour une revue et de nombreux exemples traitant des structures possibles des champs magn´etiques sur une gamme d’´echelle de la taille de la galaxie `a celle de disques protostellaires, nous renvoyons le lecteur `a la revue de Vall´ee (1998).
3.3.1 Structures des champs magn´etiques
Nous n’allons pas faire ici la pr´esentation d´etaill´ee des cartes accessibles dans la litt´erature, mais une revue rapide permet de se faire une id´ee des repr´esentations de la g´eom´etrie des champs les plus couramment propos´ees. Les repr´esentations sch´ematiques de la figure 3.7 illustrent des mod`eles simples mais plausibles pouvant ˆetre associ´ees `a certaines cartes d’ob- servations (Hildebrand, 1996). A l’´echelle des nuages mol´eculaires, les repr´esentations les plus souvent rencontr´ees sont donn´ees par les cas - a - et - d - de cette figure.
Le cas - a - ou la g´eom´etrie apparente sur le plan du ciel est celle d’un “sablier” a ´et´e associ´ee `a la r´egion W3 par Greaves et al. (1999), ainsi qu’au globule CB 068 contenant un objet stellaire jeune de classe 0, par Vall´ee et al. (2003). G´en´eralement, les analyses de ces travaux suivent l’id´ee qu’un champ originellement polo¨ıdal se retrouve compress´e dans une direction perpendiculaire `a l’axe de symm´etrie d’un disque d’accr´etion produit suite `a un effondrement de mati`ere. Dans OMC-1, des mesures effectu´ees `a plus large ´echelle `a 100µm montrent que l’axe d’un tel champ est orient´e dans la direction Sud Est - Nord Ouest. Les mesures de l’effet Zeeman montrent un changement de gradient dans l’intensit´e de la composante du champ dans la ligne de vis´ee ce qui supporte l’id´ee d’une distorsion dans le champ (Hildebrand, 1996). Cette distorsion de l’ordre du parsec est proche de l’´echelle de la longueur magn´etique de Jeans, impliquant que le champ magn´etique contrˆole l’effondrement gravitationnel. Ces observations analys´ees par Schleuning (1998) permettent d’´etablir un lien important entre la th´eorie de la formation stellaire s´equentielle, et l’effondrement gravitationnel r´egul´e par diffusion ambipolaire. La figure 3.8 montre la direction des lignes du champ magn´etique dans cette r´egion `a partir des mesures pr`esent´ees dans la figure 3.4.
Des repr´esentations proches de celles du cas - d - et qui pour des torsions importantes s’apparenteraient en fait `a un champ h´elico¨ıdal, combinaison de champs `a g´eom´etries toro¨ıdale et polo¨ıdale, ont ´et´e associ´ees `a des observations submm faites par Matthews & Wilson (2000), Matthews et al. (2001) dans la r´egion OMC-3 situ´ee dans le nuage mol´eculaire Orion A, en
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Fig. 3.7 – Repr´esentation sch´ematique, B, pour quatre configurations diff´erentes du champ (“sablier”, “Bombement”, “tore”, “torsion”) avec les cartes de l’effet Zeeman correspondantes, Z, et la polarisation lin´eaire, P. Les ´echantillonages des mesures de l’effet Zeeman et de la po- larisation ont les mˆemes distributions ; les premiers correspondent `a l’absorption qui a lieu sur la face avant du nuage alors que les seconds correspondent `a l’´emission sur toute la profondeur du nuage (Hildebrand, 1996).
particulier pour la r´egion couvrant MMS1 jusqu’`a MMS6 dans la partie nord du filament (voir figure 3.5), ainsi qu’`a des obervations faites sur la raie 12CO(J = 2 − 1) par Falgarone et al. (2001) dans l’environnement `a structures filamentaires du noyau pr´estellaire L1512.
Finalement, il existe de nombreuses cartes ne montrant pas de structures particuli`eres des champs par rapport `a la distribution spatiale de l’´emission de la poussi`ere. D’autres cas montrent des vecteurs de polarisation qui bien qu’align´es par rapport `a une direction parti- culi`ere sont sans relation apparente avec les axes de sym´etrie du syst`eme. C’est le cas par exemple `a l’´echelle des noyaux enfouis observ´es par Ward-Thompson et al. (2000). A l’´echelle des nuages mol´eculaires, un exemple peut ˆetre donn´e par les observations du nuage NGC 2068 dans Orion B faites par Matthews & Wilson (2002c). Dans ce cas, des distributions distinctes de vecteurs de polarisation sont observables et l’analyse de la situation doit tenir compte des diff´erentes inclinaisons probables des filaments par rapport `a la ligne de vis´ee ainsi que de la pr´esence d’une n´ebuleuse pouvant induire une certaine g´eom´etrie du champ magn´etique `a sa proximit´e.
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Fig. 3.8 – Carte des lignes du champ magn´etique `a partir de la polarisation `a 100µm dans OMC-1 (Schleuning, 1998).
3.3.2 Mod`eles et simulations num´eriques
Grossi`erement, nous distinguerons les mod`eles selon deux types de classe. La premi`ere classe consid`ere les filaments comme des objets `a l’´equilibre alors que la seconde les consid`ere comme des objets turbulents.
Les mod`eles d´evelopp´es par Fiege et Pudritz ou mod`eles de FP (Fiege & Pudritz, 2000c,d,f,e; Fiege et al., 2004) traitent des filaments `a l’´equilibre. Ils incluent le mod`ele purement hydrosta-
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tique de Ostriker (1964), ainsi que le mod`ele magn´etique de Stod´olkiewicz (1963). Le mod`ele de FP a permis de reproduire la structure en densit´e radiale (d´ependance en r−2), les propri´et´es de fragmentation ainsi que la carte de polarisation d´etaill´ee de la partie nord du filament OMC-3 situ´e dans Orion A (voir figure 3.5). A cause d’effets de superposition possibles si plu- sieurs lignes de champs magn´etiques ayant des orientations diff´erentes sont pr´esents dans une mˆeme ligne de vis´ee, une d´eg´en´erescence existe dans les solutions permettant de reproduire une telle carte. Cependant, de fa¸con g´en´erale, ce mod`ele a montr´e que des filaments ob´eissant `
a de telles propri´et´es sont remarquablement stables face `a des perturbations radiales. Une fois form´es, leur structure g´en´erale r´esiste face aux instabilit´es gravitationnelles ayant tendance `
a les briser en s´equences quasi-p´eriodiques de noyaux actifs, prog´eniteurs potentiels d’´etoiles jeunes (e.g. Bastien et al., 1991; Arcoragi et al., 1991).
Comparativement, les simulations MHD traitent les nuages mol´eculaires comme des r´egions de surdensit´e par rapport `a celles rencontr´ees dans le milieu interstellaire diffus. Ces r´egions apparaˆıssent comme le produit de fluctuations en densit´e du MIS suite `a des collisions entre les courants le traversant. Ces simulations incluent des effets li´es `a la turbulence et dans le cas du mod`ele d´evelopp´e par Padoan et al. (2001) il est possible de reproduire des largeurs de raies observables de la transition J = 1 − 0 de la mol´ecule de CS. De fa¸con g´en´erale, ce type de mod`eles aboutit `a des cartes de polarisation beaucoup moins ordonn´ees que celles pro- duites avec les mod`eles de classe un, et l’orientation des vecteurs de polarisation apparaˆıt tr`es al´eatoire comparativement `a celle des filaments. Par une remarque tr`es int´eressante cependant, Heitsch et al. (2001) notent que de mani`ere g´en´erale, l’orientation des vecteurs de polarisation est aussi tr`es d´ependante de la r´esolution choisie pour reproduire les cartes et montrent que par effets de lissage, des structures polarim´etriques pourraient apparaˆıtrent moins d´esordonn´ees `a grande r´esolution qu’`a faible r´esolution. D’autres part ces mod`eles montrent que les filaments ont des propri´et´es de fragmentation tr`es diff´erentes de celles des mod`eles de type un.
Les mod`eles que nous venons de mentionner font l’hypoth`ese que les grains sont magn´etiquement align´es avec leur axe le plus long orient´e perpendiculairement au champ magn´etique. Cepen- dant, afin de pouvoir analyser les cartes polarim´etriques observ´ees dans le submm, des travaux r´ecents explorent aussi les r´esultats qui pourraient ˆetre obtenus avec des grains align´es radia- tivement.
A l’´echelle des noyaux (ou coeurs) et des nuages mol´eculaires, les r´ecents travaux men´es par Gon¸calves et al. (2005) ´etablissent des cartes de polarisation dans lesquelles la d´epolarisation peut ˆetre essentiellement expliqu´ee par des effets g´eom´etriques comme l’inclinaison du nuage. Dans ce cas la tension cr´e´ee par la gravitation sur les lignes de champs magn´etiques dont les effets vont `a l’encontre des effets de la gravitation vont naturellement conduire `a des effets de d´epolarisation. Une d´ecroissance de la temp´erature de l’ext´erieur vers l’int´erieur des nuages va aussi accentuer cet effet. Les r´esultats de ce mod`ele sont valides pour des nuages sans noyaux actifs et permettent de g´en´eraliser ses conclusions `a l’interpr´etation des cartes de polarisation dont la majorit´e montrent une d´ecroissance de la polarisation avec l’augmentation de l’intensit´e. En ce qui a trait au ph´enom`ene de d´epolarisation, ces travaux vont donc dans le sens oppos´e aux mod`eles de classe deux d´evelopp´es par Padoan et al. (2001) dans lesquels
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des coeurs protostellaires sont form´es `a l’int´erieur de nuages mol´eculaires par la pr´esence de flots supersoniques turbulents. En effet sur la base des travaux de Arce et al. (1998) (voir section 3.1.2), ces auteurs ne peuvent reproduire des cartes avec des zones de forte densit´e d´epolaris´ees qu’`a la condition que les grains de poussi`ere ne soient plus align´es au del`a d’un coefficient d’extinction AV,0 ≈ 3.0. Dans leurs travaux, Cho & Lazarian (2005) montrent au
contraire qu’une telle condition n’est pas n´ecessaire et que de gros grains peuvent ˆetre align´es par rayonnement radiatif `a des profondeurs optiques allant jusqu’`a AV .10 puisqu’il ressort
de leurs calculs que l’efficacit´e d’alignement par des couples radiatifs augmente avec la taille des grains.
Finalement nous mentionnons l’existence du mod`ele d´evelopp´e par Aitken et al. (2002). A l’aide d’un code de transfert radiatif ce mod`ele produit les cartes de polarisation qui r´esulteraient de grains align´es magn´etiquement pour diverses morphologies des champs magn´eti- ques dans l’environnement d’OSJ. Cependant les r´esolutions actuelles ne permettent pas d’ob- server les structures d´etaill´ees des champs dans ces environnements et une d´eg´en´erescence ayant trait `a leur g´eom´etrie ne peut pour l’instant ˆetre lev´ee.