En utilisant des données du relevé du iel réalisé par DIRBE à bord du satellite COBE, Dweketal.(1997) etArendt etal.(1998)ont mesuréles ouleursdel'émissionà hautelatitude gala tique. Grâ e au spe tre de l'émission diuse gala tique que nous venons de onstruire, nous sommes apables de onvertir es ouleurs DIRBE en ouleurs IRAC, via les fa teurs de
Instrument et anal Fa teur de onversion
DIRBE3.5/IRAC3.6
0.917DIRBE4.9/IRAC4.5
1.03DIRBE12/IRAC8.0
0.749Tab.3.1Fa teursde onversionentreles anauxDIRBEetles anauxIRACdéduitsdenotrespe tre deréféren e.
onversion que nous donnons en Table 3.2. Nous donnons les valeurs orrespondantes à es travauxenTable2.7.On onstatequenos ouleurssontglobalement supérieuresà elledéduites des observations DIRBE. Cet é art peut provenir de plusieurs raisons parmi lesquelles (1) des erreurssystématiquesdansl'analysedesdonnéesDIRBEliéesàlasoustra tiondesétoiles,(2)le faitque es ouleurs orrespondentàdesrégionsdehautelatitudegala tiqueet(3)notrespe tre de référen equipeutinduireune onversioninadaptée.
Diagnosti s spe tros opiques
Sommaire
4.1 Méthode de diagnosti . . . 78 4.2 Intensité relative de la bandeà 3.3 mi rons . . . 79 4.3 Rapportdes bandes à 7.7et 11.3mi rons . . . 80 4.4 Tailleet étatd'ionisationdes aromatiques . . . 81 4.4.1 Lignedeviséeprin ipale . . . 81 4.4.2 Variations hampà hamp . . . 83 4.5 Extension du spe tre de référen e aux plus grandes longueurs
Le spe tre d'émission desPAHs dépend fortement de leurs propriétés physiques, parmi les- quelles leur état de harge et de leur taille. Je iterai par exemple les travaux de Bakes et al. (2001a) ou les nombreux arti les de Bru e T. Draine et Aigen Li (voir gure 4.1). Dans ette partie,je vais montrerqu'un petit nombre de ritères observationnels permet de ontraindre es propriétés. Je lesappliquerai ensuiteà nosobservations.
4.1 Méthode de diagnosti
Dans leur modèle de poussières, Li & Draine (2001) onstruisent le spe tre de l'émission diuse des PAHs dans le milieur interstellaire à partir de données de laboratoire. Les ouleurs infrarouges qu'ils obtiennent pour l'instrument IRACont été reportéesdans laTable 2.7. Elles sont en désa ord ave nosmesures,tout du moinssur les valeurs de
R3.6/8.0
etR4.5/8.0
, e qui pourraitmontrer unesous-estimation de ontinuum pro he infrarougedansleur modèle.Nousavons dé idé de développernotre propre modèle pour ette raison et les suivantes. (1) LesvaleurdeLi&Draine(2001) orrespondentà unmélange xeentreles phasesCNM, WNM et WIMduMIS,ave desproportionsenmassede43%,43%et14%respe tivement.Cetypede milieu est ara téristique desrégionsdehautelatitude gala tiquemaisnes'appliquesans doute pasaux hamps IRAC defaible latitude denotre analyse.Pour eslignesde visée,une fra tion nonnégligeabledugazestsousformemolé ulaireetpar onséquentlaproportiondephaseneutre froideduMISdoitêtreplusimportante.(2)Nosmesuresdel'intensitérelativedelabandePAH à3.3
µ
mmontrentunedispersionimportantequ'ilvafalloirretrans rireentermedetailleetétat d'ionisationdesPAHs.Pour efaire,nousauronsbesoind'exé uternotremodèledepoussièresur une large grille de paramètres. (3)Dans une étude ré ente sur desdonnées de spe tro-imagerie ISOCAM/CVF,Rapa iolietal.(2005)ontproposéunedé ompositionduspe tred'émissiondes PAHsen une omposante neutre et une omposante ation.Nous hoisissons,tout ommeeux, et ontrairement àLi&Draine(2001),dedé nirlespropriétésdesPAHsàpartird'observations plut t qu'en nous appuyant sur desdonnées de laboratoire. Le modèle de Désert etal. (1990), quej'ai présentése tion3 page 33,tient maintenant ompte de esmises àjour surles se tions e a es desPAHs neutres et ations.J'aidon utilisé emodèleenl'asso iantàunmodulede al uldelafra tionioniséedePAHs en fon tion de leur taille etdes onditions physiques. Ce moduletient ompte des pro essusde photoionisation,de re ombinaisonéle tronique,d'atta hement éle tronique etde photodéta he- ment éle tronique (Le Page et al. 2001). Lesparamètres libres sont don a prioriles suivants : l'intensité du hamp de rayonnement
G
( ux ultraviolet lointain intégré entre 6 et 13.6 eV), exprimé en unité de Habing (normalisation au voisinage solaire), la température du gazT
, la densitééle troniquene
etl'exposantdelaloidepuissan edeladistributiondetailledesPAHsα
. Leparamètrequirégitl'équilibreentrePAH ationsetneutresvialespro essusdephotionisation et re ombinaison éle tronique est en fait le rapportG
√
T /ne
.D'autre part, nous onvertissons l'exposantα
en taille moyenne desPAHs expriméeen nombrede arboneen intégrant ladistri- bution detaille desPAHsentre4 et12 Ået àl'aide dela relationa = 0.9
√
(a) Se tions e a es d'absorption par atomede arbonepourunPAHneutreetio- nisé.L'ionisationrenfor elesmodesd'élon- gationC-C(6.2et7.7
µ
m)etdepliageC-H (8.6µ
m)maisatténuelemoded'élongation C-H(3.3µ
m).D'aprèsLi &Draine(2001).(b) Émissivitépar atomede arbonepour des PAHs ations de taille diérente sous unrayonnementinterstellairestandard.Les PAHslespluspetitsémettentrelativement plus d'énergie aux longueurs d'ondes les plus ourtes.D'aprèsDraine&Li(2001).
Fig.4.1VariationsdespropriétésdesPAHsenfon tiondeleurétatde harge(a)oudeleurtaille(b) tellesqu'ellessontmodéliséesparDraineetses ollaborateurs.
d'unPAHetlenombred'atomesde arbone
NC
delamolé ule.S'ajoutentà esdeuxparamètres latempératurede ouleuretl'intensitédu ontinuumpro heinfrarougequin'étaitalorspasune omposante in luse danslemodèle depoussières.A nde ontraindre esparamètres,j'aiutilisédeuxdiagnosti s:lerapport
R
7.7/11.3
entrelesbandesPAHs à 7.7 et11.3