celle de la forsterite (Mg2SiO4) et celle de la fayalite (Fe2SiO4). On constate que la longueur d'onde des pics augmente quand la teneur en fer des olivines augmente elle-aussi. L'intensite relative des bandes est semblable quelle que soit la composition, a l'exception de l'epaulement a 19.71 m de la forsterite qui devient plus intense et de la bande a 33.89 m qui dispara^t lorsque la teneur en fer augmente. Les epaulements presents dans le spectre de la forsterite (a 10.90, 24.81, 26.12, 31.42 et 36.39 m) disparaissent si un peu de fer est present dans l'olivine. Les decalages des positions des bandes avec les mesures de Koike et al. (1993) sur les m^emes echantillons sont inferieurs a 0.1 m pour 25 m et peuvent atteindre 0.3 m pour les bandes a plus grandes longueurs d'onde. Ces decalages sont dus a la di erence de composition des matrices utilisees pour fabriquer les pastilles : du CsI pour les spectres presentes ici et du KBr pour25m et du PE au-dela dans le travail de Koike et al. (1993). Entre le CsI et le KBr on constate donc que le decalage des bandes est faible alors qu'il est plus important entre le PE et le CsI. Les decalages observes entre les pastilles de CsI et de KBr sont semblables a ceux mesures par Colangeli et al. (1995) pour des olivines cristallines.
Le jeu de pyroxenes presente ici n'est pas aussi complet que celui des olivines. Les spectres d'un ortho- et clinopyroxene magnesien (moins de 10 % de fer) sont presentes pour comparaison de l'e et de la structure sur le spectre infrarouge ainsi que les spectres de clinopyroxenes de di erentes compositions (diopside : CaMgSi2O6
et hedenbergite : CaFeSi2O6). Parce que la structure du mineral determine la posi-tion des bandes, les spectres des ortho- et clinopyroxenes de m^eme composiposi-tion sont tres di erents (structure monoclinique par rapport a orthorombique). Par contre, les spectres des clinopyroxenes sont similaires mais les bandes sont decalees du fait des variations de la composition.
2.10 Conclusion
Les principaux parametres libres pour modeliser l'extinction de la poussiere sont les distributions de forme et de taille des grains. Une fois ces parametres choisis, on peut modeliser la composition des grains : grains recouverts d'un manteau, contenant des inclusions, poreux ou compacts etc..
Dans certains cas on peut diminuer le nombre de parametres libres. Par exemple,
82 Interaction de particules solides avec la lumiere
on peut negliger la distribution de taille des grains si l'on est, a toutes
les longueurs d'onde etudiees, dans la limite de Rayleigh, c'est-a-dire si
2
a/
1 et
jm
j2
a/
1 (ce qui est toujours le cas pour les silicates dans
l'infrarouge)
. On est dans la limite de Rayleigh, par exemple, dans ces di erents cas de gures : a 0.25 m pour 3 m, a 0.85 m pour 10 m, a1.15 m pour 18m. Si on considere que la taille maximale des grains est de
0.25 m, on est donc dans la limite de Rayleigh si l'on n'etudie que les bandes des silicates a 10 et 20 m mais on n'y est plus si on etudie les spectres aux longueurs d'onde inferieures a 3m.
La forme des grains modi e les bandes spectrales quelle que soit leur
taille, il faut donc toujours en tenir compte
. La facon dont la composition des grains est modelisee (inclusion, addition de l'extinction des di erentes composantes, manteaux) altere plus ou moins le spectre suivant les caracteristiques spectrales, et donc la composition, des di erentes composantes. Il est donc necessaire d'evaluer les erreurs induites par l'utilisation de ces di erentes methodes. Cependant l'accord en-tre les observations et les modeles rend le plus souvent ces erreurs negligeables et ne permet pas toujours de bien contraindre la distribution de forme des grains.L'extinction des grains, plut^ot que d'^etre modelisee, peut ^etre mesuree en labora-toire. Les spectres infrarouges d'echantillons broyes, sous forme de pastilles, donnent ainsi acces a l'extinction d'une distribution de particules de formes et d'orientations quelconques et de tailles inferieures a une limite que peut choisir l'experimentateur.
Le bon accord entre les spectres experimentaux et les spectres modelises
justi e l'utilisation des uns et des autres pour l'etude des spectres
as-tronomiques.
Chapitre 3
Composition et structure des
silicates jeunes
Les enveloppes des etoiles evoluees riches en oxygene constituent les principaux sites de formation de la poussiere refractaire riche en oxygene, c'est-a-dire des silicates et des oxydes interstellaires. On verra dans ce chapitre qu'une modelisation simple des spectres permet d'identi er rapidement les silicates cristallins, mais qu'il est necessaire de tenir compte du transfert radiatif et de la distribution de temperature des grains pour e ectuer une analyse quantitative plus complete. L'etude de la poussiere dans ce type d'environnement donne acces a sa composition physico-chimique peu apres, voire pendant sa formation, avant que les grains n'aient evolue suite a leur sejour dans le MIS. On peut esperer egalement, a l'aide de ces etudes, veri er et/ou contraindre les modeles de nucleation et de croissance des grains.
3.1 Les etoiles evoluees
Le terme \etoiles evoluees" designe les etoiles de type spectral M. Elles ont, dans la representation de Hertzsprung-Russel, quitte la sequence principale. Tout l'hydrogene
84 Composition et structure des silicates jeunes
du noyau a ete consomme et les reactions nucleaires s'e ectuent a partir des elements plus lourds tels que He ou C, N et O, selon le stade d'evolution apres la sequence principale. L'evolution des etoiles depend de leur masse dans la sequence principale (MSP). Les etoiles de masse MSP inferieure a 5 M , c'est-a-dire 95 a 98 % des etoiles, passent par la phase AGB puis deviennent des nebuleuses planetaires tandis que les etoiles plus massives evoluent tres rapidement et explosent en supernova (par exemple Habing (1996)).
Les etoiles AGB sont caracterisees par leur perte de masse. Des mouvements de convection amenent a la surface de l'etoile les elements synthetises en leur cur. Ces elements vont participer a la formation de la poussiere qui est ensuite ejectee dans le MIS par les vents stellaires. Le taux de perte de masse, qui varie entre 10 7 et 10 3
M /an, re ete le stade d'evolution de l'etoile ainsi que sa masse dans la sequence principale : une forte perte de masse indique un stade d'evolution avance de l'etoile et/ou une masse elevee.
Les etoiles OH/IR sont des etoiles AGB caracterisees par un fort taux de perte de masse (jusqu'a 10 4 M /an), une epaisse enveloppe de poussiere riche en oxygene et une emission maser OH a 1612, 1665, 1667 MHz. Ce sont des objets tres eteints et le mode d'elongation des silicates a 9.8m est observe en absorption dans leurs spectres (voir Habing (1996) et references citees). On pense que les etoiles Mira, etoiles AGB de faible perte de masse ( _M 10 7 M /an ), sont les precurseurs des etoiles OH/IR (van der Veen & Habing, 1988).