Modélisation du champ magnétique interstellaire
2.2. DONNÉES OBSERVATIONNELLES
la hauteur d’échelle de 1.83 kpc au lieu des 0.95 kpc de la version initiale et une
valeur de la densité dans le plan de 0.014 cm−3 au lieu des 0.035 cm−3 estimée par
Cordes and Lazio (2002). Suite à cette publication, différents auteurs ont utilisé le modèle Ne2001 en modifiant uniquement les valeurs de ces deux paramètres (Sun and Reich, 2010; Pshirkov et al., 2011; Jałocha et al., 2011). Cependant Schnit-zeler (2012a) a montré que ces seuls changements entraînaient des incohérences à l’intérieur de Ne2001, notamment un recouvrement avec les composants liés aux bras spiraux et au MIS local. Après avoir correctement pris en compte l’ensemble des composants de Ne2001, Schnitzeler (2012a) a proposé une valeur de la hauteur
d’échelle de 1.31 kpc associée à une densité dans le plan de 0.016 cm−3. Ce sont
ces dernières valeurs que nous utiliserons dans nos simulations.
Table2.1 – Ne2001 : paramètres du disque épais
Cordes & Lazio Gaensler Schnitzeler
(2002) (2008) (2012)
H1 (kpc) 0.95 1.83 1.31
n1 (cm−3) 0.035 0.014 0.016
2.2 Données observationnelles
L’observable que nous avons choisie de modéliser ici est la mesure de rotation Faraday. Cependant, une simulation numérique n’a d’intérêt que lorsque ses prévi-sions peuvent être confrontées à des observations ou des mesures réelles. Le premier travail à effectuer est donc la création d’une carte de référence observationnelle que je pourrai utiliser pour estimer la qualité de chaque modélisation.
Avant de nous lancer, je souhaiterais apporter une précision d’ordre technique : dans le paragraphe sur la rotation Faraday, lorsque j’ai présenté les différentes méthodes de mesures du champ magnétique interstellaire, j’ai introduit la notion de mesure de rotation :
RM = 0.81
Z D 0
neBkds hrad m−2i , (2.10)
avec ne la densité d’électrons en cm−3, Bk la valeur de la composante du champ
magnétique parallèle à la ligne de visée (ldv) en µG etds l’élément d’intégration
le long de la ldv en pc. Néanmoins, dans la suite de ce document, j’utiliserai plus largement la profondeur Faraday (FD) dont l’expression mathématique est dans notre cas très similaire à celle de la mesure de rotation :
FD = 0.81
Z D 0
neBkds hrad m−2i · (2.11)
La différence entre ces deux grandeurs est d’ordre conceptuel : RM est une grandeur observationnelle (effectivement mesurée pour une source donnée), alors que FD correspond au concept physique associé (indépendamment de toute source). Le point fondamental à retenir dans notre cas particulier est que lorsque je parlerai
Figure2.4 – Carte du ciel de la profondeur Faraday Galactique FDobs
exprimée en rad m−2. Les zones rouges correspondant à FD > 0 les zones bleues
correspondant à FD<0. Carte en coordonnées galactiques (`, b) issue des données
publiées par Oppermann et al. (2015)
de profondeur Faraday, il s’agira de la contribution de notre Galaxie à la mesure de rotation d’une source extragalactique réelle ou hypothétique, ou en d’autres termes : FD = 0.81 Z bordGalaxie observateur neBkds hrad m−2i · (2.12)
2.2.1 Carte de référence
Notre point de départ pour la construction d’une carte de référence est la carte publiée par Oppermann et al. (2012), dont une évolution (Oppermann et al., 2015) sera par la suite intégrée à nos données. Ces cartes sont elles-mêmes basées sur une compilation d’observations de plus de 41 000 sources extragalactiques étudiées par différents auteurs, dont en particulier les 37 543 sources du catalogue NVSS de Taylor et al. (2009) présentées figure 1.15. Oppermann et al. (2012) utilisent un algorithme de reconstruction sophistiqué, basé sur une analyse bayésienne avancée (Enßlin et al., 2009; Enßlin and Weig, 2010; Oppermann et al., 2011), afin de produire des cartes à haute résolution de la profondeur Faraday de notre Galaxie
(figure 2.4). Dans la suite de ce document, j’utiliserai FDobs pour faire référence à
2.2. DONNÉES OBSERVATIONNELLES o l = 90 o o l = 45 l = 340 to GC WALL LOCAL BUBBLE SUN * * ****** Sco OB2_2
Figure 2.5 – Bulle de Wolleben. A gauche, schéma de la structure responsable de la
perturba-tion :Sco OB2_2. Le schéma indique aussi la limite de la bulle locale, la position du Soleil et la direction du centre Galactique (schéma issu de Wolleben et al. (2010)). A droite, contribution de la bulle magnétisée à la profondeur Faraday d’après les données de Wolleben et al. (2010). Ces valeurs ont été obtenues par la méthode de synthèse de mesures de rotation. Le système de coordonnées et le code de couleur sont identiques à ceux de la figure 2.4, seule l’échelle d’intensité est différente.
Influence du milieu interstellaire local
Il est largement admis que les grandes structures présentes dans la carte de
FDobs (figure 2.4) sont représentatives, du moins en partie, de la structure à
grande échelle du champ magnétique interstellaire (Simard-Normandin and Kron-berg, 1980; Han et al., 1997; Taylor et al., 2009). Cependant, même si elle est de petite taille, une structure cohérente suffisamment proche dans le milieu interstel-laire local peut affecter une grande partie du ciel, s’ajoutant ainsi «faussement» à la contribution des grandes échelles (Frick et al., 2001; Mitra et al., 2003; Wolleben et al., 2010; Mao et al., 2010; Stil et al., 2011; Sun et al., 2015).
La source de perturbation la plus importante est sans doute la bulle magnétisée étudiée par Wolleben et al. (2010). Cette bulle se situe à une distance de l’ordre de
la centaine de parsecs, est centrée sur (`'+10◦, b'+25◦) et s’étend sur environ
5% du ciel (∆` ' 70◦ en longitude et ∆b ' 40◦ en latitude). Elle est constituée
d’une bulle HI magnétisée englobant une région comprenant des étoiles massives
(O, B) et des restes de supernova en expansion qui compriment les lignes de champ. Pour déterminer la contribution de la bulle, Wolleben et al. (2010) ont employé la technique de synthèse de mesure de rotation Faraday. Cette méthode relie la dépendance fréquentielle de l’émission polarisée à sa dépendance en profondeur Faraday au travers d’une transformation similaire à une transformée de Fourier. La présence d’une perturbation (provoquant un changement important dans la direction de polarisation) se traduit alors par l’apparition d’un pic d’émission à la profondeur Faraday correspondante.
J’ai donc commencé par effectuer une correction de la carte d’Oppermann et al. (2015) en soustrayant la contribution de la bulle estimée par Wolleben et al. (2010) que je remercie ici pour m’avoir permis d’utiliser leurs fichiers de données.
CHAPITRE 2. MODÉLISATION DU CHAMP MAGNÉTIQUE