1.2 Le fond dius infrarouge extragala tique
1.2.3 Le FDIE et ses avant-plans
Il existe diverses sour es de rayonnement en infrarouge : ertaines sont gala tiques, d'autres extragala tiques, ertaines sontpon tuelles,d'autres diuses. On peut re enser: les nuages de gaz et de poussiere qui se trouvent dans notre propre galaxie, la Voie La tee;les rayonnements syn hrotron etfree-free quiproviennent des ele trons libres du gazgala tiqueetdesamasdegalaxies,lesgalaxiesresoluesetlefonddiusextragala tique ompose de sour es que la resolution des instruments a tuels ne permet pas de separer (on ditque les sour essont noyees dans lebruit de onfusion).
1.2.3.1 La separation des omposantes
Pour extraire le fond dius extragala tique et ses u tuations, il faut onnatre les omposantesd'avant-planetpouvoirlessoustraire.Unemethode tresemployee onsistea etablirun'Template', 'est-a-direune artedeladistributionspatialede ette omposante. Cette arte est etablie a une longueur d'onde o u l'emission etudiee domine le iel. Il est possibleensuited'extrapoler ette artealalongueurd'ondealaquelleonveut soustraire la omposante, en modelisantauprealableson spe tre d'emission. Lerapport d'emission entre deux longueurs d'ondeest appele ' ouleur'.
Une autremethode de separation de omposantes onsiste aformer des ombinaisons lineaires des observations a plusieurs frequen es de maniere a eliminer une omposante de spe tre donne.Cettemethode ne essiteune bonne onnaissan eaprioridu spe tre de la omposante d'avant-plan, mais elle ne fait au une hypothese sur l'intensite du signal et sa distribution spatiale. Cette methode de ombinaison multi-frequen es peut aussi etre asso iee aux spe tres de puissan e angulaire etainsi etre generalisee a un espa e de frequen es adeux dimensions, spatialeset temporelles.
Ces deux typesde te hniques onteteappliqueesave su essur lesdonnees de COBE (Kogut etal., 1996).Nous utiliserons dans ette these lapremiere methode.
1.2.3.2 Le de des mesures du FDIE
LeFDIE possedequelques ara teristiquesobservablessur lesquellespeutreposer une dete tion. Le rayonnement est d'origine extragala tique et on s'attend don a e qu'il soit isotrope a grande e helle. Il n'a pas de signature spe trale parti uliere. Le spe tre dependra d'une maniere omplexe des ara teristiques des galaxies, de leur histoire os-mique,de l'histoirede laformationde lapoussiere etdesadistribution danslesgalaxies. Par e que des sour es dis retes ontribuent - au moins en partie - aufond IR extragala-tique,lefond,s'iln'estpas ompletementresoluensour esdis retes,aurades u tuations superposees ausignal isotrope.
veau de zero bien de ni. L'emissiondu teles ope, des omposantes instrumentales, ainsi que de l'atmosphere de la Terre doivent etre eliminees. La lumiere diusee et dira tee des sour es tres brillantes lo ales (Soleil, Terre et Lune) doit egalement etre rejetee. En pratique, ela requiert la onduite des observations ave des instruments refroidis pla es au-dessus de l'atmosphereterrestre, etun tempsd'observation su sant pour identi eret eliminerlessour es potentielles d'erreurs systematiques.
Le de astrophysique pour une mesure dire te du FDIE est essentiellement de pou-voir dis riminer entre le FDIE et les innombrables fortes ontributions a la brillan e du iel. Celain lut lessour es dis retes,telles que lesetoiles etlesautressour es ompa tes de la galaxie, ainsi que les sour es diuses, telles que la lumiere diusee etemise par la poussiere interplanetaire et elle emise et diusee par la poussiere interstellaire. A des longueurs d'onde plus grandes que 400
µm
, le fond dius osmologique (FDC) devient omparableauFDIE etdoitetresepare de lui.Meme auxhauteslatitudesgala tiqueset e liptiques, la plus grande ontribution a la brillan e du iel entre 1.25 et 140µm
vient de lapoussiereinterplanetaire (voir la gure 1.5). La lumiere des etoiles est signi ative entre 1.25 et3.5µm
, etlapoussiereinterstellaireemetfortement ades longueursd'onde plus grandes que 60µm
. Il y a deux fenetres spe trales plus favorables pour trouver un fond extragala tique faible : (1) le pro he infrarouge, autour de 3.5µm
, qui est le mini-mum entre leslumieresdiusee etemise par lapoussiereinterplanetaire,et (2) lafenetre submillimetrique entre∼
100µm
(le pi de l'emission de la poussiere interstellaire) et le FDC.Apres avoiridentife et soustraitles dierentes omposantes d'avant-plan, le andidat potentielpour une dete tion du FDIEdevra presenter un signal residuelpositif,en ex es su sant par rapport aux in ertitudes aleatoires et systematiques asso iees aux mesures et a la separation des avant-plans. Ce signal residuel doit etre isotrope et ne doit pas pouvoir etre asso ie a une quel onque ontribution quasi isotrope du systeme solaire ou de lagalaxie.Lestrois imperatifspour unedete tion du FDIEsontdon :un signal posi-tifsigni atif,isotropeetd'origineextragala tiqueplausibleauvu des autres ontraintes (par ex. lapropagation des rayons gamma de hauteenergie).
1.2.3.3 Les omposantes d'avant-plan
Quelques details sur les emissions d'avant-plan sont donnes par Giard et Laga he (2003).Lapartieauxhautesfrequen esduspe tre,
ν > 90
GHz,estdomineeparl'emission thermiquedes grainsde poussieresquiontdes temperaturesentre 10et100 K.Lesbasses frequen es sont dominees par le rayonnement thermique du gaz haud ionise (rayonne-ment defreinage)etlerayonnementsyn hrotrondesele tronsenergetiques piegees parleque lesdeux autresemissions diminuent.
Le rayonnement de freinage (ou Bremsstrahlung ou free-free) :
C'est l'une des prin ipales emissions thermiques du plasma astrophysique. Il resulte des intera tions oulombiennesentre lesele trons libres et les ions. Sa distribution d'energie s'etenddemaniere ontinuedupro heinfrarougeaudomaineradioduspe treele tromagnetique. Une artographie de l'emission free-free peut etre obtenue a partir des sondages du iel de laraie d'emission de l'hydrogene, H
α
.Ellemontre des points brillants on entresdans le plan gala tique, orrespondant au gaz dense ionise autour des etoiles nouvellement formees (regions HII), et une emission diuse des surfa es ionisees des nuages neutres remplissantune grande partie de la Voie La tee.L'emission syn hrotron :
Les etoiles tres massives (> 8 masses solaires) meurent dans des explosions de super-novae qui sont apables d'a elerer des ele trons et des ions a des vitesses relativistes. Ceux- i sontpris aupiege dans le hamp magnetique gala tique.L'emissionsyn hrotron est dominee par l'emission des ele trons tournant en spirale autour des lignes de hamp magnetique gala tique. L'emission syn hrotron vient egalement des ele trons osmiques repandus atravers lagalaxie. L'a elerationde es rayons osmiques prendsurtoutpla e dans les restes de supernovae de type Ib et II, bien que d'autres evenements violents puissent jouerun role.
L'emission zodia ale :
L'emissionzodia aleprovientde la lumieredu soleilreemisepar un nombre inimaginable depoussieresmi ros opiques.LeurdensitemoyenneauvoisinagedelaTerreestd'environ 10parti ules par km
3
etla massetotale de poussierea l'interieurde l'orbite terrestre est omprise entre 10
19
et 10
20
g. Ces poussieres sont onstituees prin ipalement de sili ate et de matiere organique. Elles sont les debris de ometes et d'asterodes. Ces grains de poussiere sont a une temperatured'equilibreinferieure a300 K etleur emission en infra-rouge pique autour de 25
µm
.La poussiere interstellaire :
Les rayonnements syn hrotron et free-free sont tres faibles dans le domaine IR par rap-port a l'emission thermique des poussieres, tant dans notre galaxie que dans les galaxies a ambee de formationd'etoiles.Sur la gure1.5,onteterepresentees, en bleu,l'emission zodia ale,en noirl'emissiondes irrus pour une densite de olonnede 10
20
atomes d'hy-drogene par
cm2
et en rouge l'estimation du spe tre du fond dius infrarouge. Le fond zodia al sera, par la suite, soigneusement soustrait en IR lointain. Clairement, le signal d'avant-plan quidomine en infrarougereste elui de lapoussieredans notre galaxie. Une partie de mon travailde these s'est don on entree sur une meilleure omprehension de
et en parti ulier son omportement aux dierentes longueurs d'onde en fon tion de sa brillan e. Je me suis interessee plus parti ulierement a ette omposante interstellaire provenant des milieuxlesplus dius, onnussous lenom de irrus (nuages interstellaires dius appeles ainsi par analogie ave les nuages observes dans la haute atmosphere ter-restre),une emissionde ouverte par lesatellite IRAS en 1984.
Fig.1.5:Spe tresd'emissiondelalumierezodia ale( ourbebleue),des irrus,pourunedensite de olonne de 10
20cm−2
( ourbe noire)et du fonddius infrarouge ( ourbe rouge).