1.4 L'apport de mon travail de these
2.1.1 Gaz et grains de poussiere
Le gaz, essentiellement ompose d'hydrogene dans le milieu interstellaire, se trouve sousplusieursphases:nuagemole ulaire(
H2
),milieuatomiqueneutre(HI)froidet haud, milieuionise(HII) haud. La omposantemole ulaireaune temperaturede l'ordre de 10 Ketunedensitesuperieurea102
m
−3
;la omposantefroideneutreaunetemperaturede l'ordrede 80 Ketune densitede l'ordre de 40 m
−3
; la omposante haudeneutre aune temperatureentre5000 Ket8000Ketune densitede l'ordrede 0.4 m
−3
;la omposante ionisee haudea une temperaturede 8000 Ket une densiteele tronique de l'ordre de 0.1 m
−3
; en n,une omposantetres haude, ionisee, possede une temperaturede l'ordre de 10
6
K et une densite ele tronique autour de 0.005 m
−3
et o upe 70% du volume de la galaxie. Le modele de M Kee et Ostriker (1977), de rit es omposantes en equilibre de pression, ave l'in uen e des explosions de supernova.
Lesobservations de laraie a21 mde l'hydrogeneatomiqueneutreontpermisl'etude la plus omplete du milieu interstellaire, des premieres observations (Ewen et Pur ell, 1951; Muller et Oort, 1951) aux grands sondages realises ave des teles opes de
∼
25m de diametre. Elles revelent que le HI est globalement on entre dans le plan gala tique et que son emission de roit aux hautes latitudes, (b
), proportionnellement a∼ 1/sin(b)
. Le soleil serait pla e dans une bulle lo ale de gaz haud et peu dense, de 100-200 p de diametre(CoxetReynolds,1987).L'etudeapluspetitee hellesefaitparinterferometrie. On observe des stru tures en lamentsjusqu'a des e helles de l'ordrede laminute d'ar .2.1.1.2 Les dierentes omposantes de grains
Dans le milieu interstellaire, la poussiere qui est presente partout represente environ un entieme de sa masse. Elle est intimementliee augaz. Depuis lamise en eviden e de lapoussiereparTrumpler(1930), elle- is'estreveleejouerun role apitalpourla himie et la thermodynamique du milieu interstellaire. On s'en est d'autant plus rendu ompte gra eauxobservationseninfrarougeetauxdernieres experien es spatiales,asavoirIRAS (Infrared Astronomi al Satellite), COBE (COsmi Ba kground Experiment) et ISO (In-frared Spa e Observatory).L'energielumineusedes etoiles dela galaxieest absorbee dans lespartiesUV,visibleetIRpro he, etreemisedans l'infrarougemoyen etlointainpar les grains de poussiere. Apres avoir de ouvert que l'extin tion interstellaire, produisant les fameux trous dans le iel de WilliamHershel, etait due a la diusion et a l'absoption delalumierepar desparti ules detailleinferieureouegaleaux longueursd'ondevisibles, on a pu mesurer plus pre isement leur distribution en taille et estimer leur omposition himique.Latailledesgrains depoussieres'etend du nanometre(
10−9
m)aumi rometre (
10−6
m).
Lesgrainsseformentdanslesregionsdefortedensiteetdansleszonesde ompression dugazetondede ho :enveloppesd'etoilesgeantesfroides,novae,supernovae,nebuleuses proto-planetairesetlorsdel'eje tionduventstellaire.Lespro essusen auselorsdela for-mationdes grainssontla ondensationnaturelledes elementslourdsainsi quel'a retion et la oagulation. Ils sont detruits lors des ho s de supernovae, par fragmentation ou vaporisation. Ainsi,la poussiere suit le y le du milieu interstellaire : refroidissement du gaz donnant des nuages mole ulairesdenses, formation d'etoiles, vent stellaire et photo-disso iation,supernovae, MIS enri hi en elements lourds, gaz haud, ionise et peu dense et refroisissement a nouveau. L'e helle de temps de formation des grains est estimee a
∼ 3 × 109
ans (Jenkins, 1989). Saduree de vie, d'apresJones etal. (1994),est de 2.2 a4
×108
annees (en fon tionde la omposition himique : sili atesou parti ules arbonees). Les parti ules de poussiere peuvent arreter ompletement le rayonnement visible et UV des etoiles. La raison physique de ette opa ite tres e a e repose sur le simple fait que les stru tures liees de es petits solides permettent a ertains ele trons d'etre plus mo-bilesqu'au sein d'atomes simplesoude petitesmole ules:par exemplelesele trons dans les anneaux de arbone aromatique et les ele trons libres dans les ristaux metalliques. L'eet photo-ele trique sur les grains est un pro essus majeur de hauage pour le gaz. Par ailleurs, les grains servent de atalyseurs pour de nombreuses rea tions himiques. En parti ulier la formation de l'hydrogene mole ulaire a lieu a la surfa e des grains de poussiere. Eneet, laformationde H
2
en phasegazeuse est trop peu e a e pourrendre omptede son abondan e (Gould etSalpeter, 1963).fusiondesrayons X,emissioninfrarouge,proprietesdepolarisationdelalumiereabsorbee et reemise, et abondan es elementaires des elements lourds. Ces modeles sont omposes de grains de arbone et de sili ate ave un degre de ristallisation variable : diamant, graphite, arbone amorphe; sili ates ristallins ou amorphes. Selon le modele ouram-ment utilise de Desert et al. (1990), il y aurait trois populations de grains de poussieres de tailles dierentes : les mole ules d'hydro arbures poly y liques aromatiques ou PAH (pour 'Poly y li Aromati Hydro arbon'), qui sont de grosses mole ules d'une entaine d'atomes, les tres petits grains (ou VSG, pour 'Very Small Grains') et les gros grains (BG, pour 'Big Grains'). La distribution en tailleest dominee par les tres petits grains, ave une loien :
n(a) ∝ a−3.5
(2.1)'a'etant lediametre du grain et'n(a)' lenombre de parti ules en fon tion de la taille. Lesgros grains sont essentiellement omposes de sili ates,etlestres petits grains de ar-bone etd'hydrogene, ommelesPAH. LesPAH, apresavoirabsorbe unphotonvisibleou UV, se desex itent en reemettant l'energie absorbee sous forme de transitions de vibra-tion, essentiellement dans l'infrarouge pro he (5-12
µm
); les tres petits grains emettent hors d'equilibre(prin ipalementapresavoirabsorbeun photon) surtoutdansl'infrarouge moyen(15-80µm
)etlesgrosgrainssontdete tesdansl'infrarougelointain(80-1000µm
) etsont en equilibre de temperatureave lerayonnement (entre 20et 30K).2.1.1.3 La orrelationIR/HI
A hautes latitudes, la determination de la omposante gala tique de la poussiere re-pose sur l'existen e d'une orrelation spatialeentre le gaz et lapoussiere. La orrelation qui a le plus ete etudiee relie l'emission IR et la raie a 21 m de l'hydrogene atomique. Cette orrelationfutanalyseepourl'ensembleduspe tredelapoussiere,ave desdonnees de COBE (FIRAS et DIRBE) (Boulanger et al.,1996a; Arendt et al., 1998). L'emission infrarougedelapoussiere,etudiee au ours ette these,est traduiteen unitesde brillan e pour une densite de olonne de N
HI = 1020 Hcm−2
. La gure 2.1 montre la orrelation IR / HI qui existe pour une longueur d'onde infrarouge de 240
µm
. Pour al uler la orrelation, don l'emissivite,on n'a garde que les points ayant une densite de olonne: NHI < 4.5 1020 Hcm−2
, qui orrespondentauxpointslesmieux orreles. Cesfaibles den-sitesde olonne orrespondentaux irrus,lesnuagesdiusoptiquementmin es,objetsde notre etude; tandis qu'une densite de olonne plus forte orrespondra a des nuages plus epais,voirades nuages mole ulaires, ontenant de lapoussiereplus froide,...Lestravaux de Boulanger etal. (1996a);Laga he et al.(1998) tendent amontrer es resultats.
Fig.2.1:Correlationentre l'emissiona240
µm
(DIRBE)delapoussiereetlegazatomique,HI. La ligne ontinuerepresente l'ajustementaux donnees pourNHI < 4.5 1020 Hcm−2
(Laga heet al., 1998).atomique,HI :
I100µm
NHI
= 1.10−20MJy/sr
(2.2)Un ex es en infrarouge par rapport a ette orrelation peut etre du au fait que les pro-prietes du gaz et/ou des poussieres hangent : presen e de gaz mole ulaire (H
2
, CO,...), variation du rapport gaz sur poussiere, variation de l'abondan e, de la temperature, des proprietes d'emission et de la stru ture des grains, variation des onditions de hauage (presen ed'etoiles)homogenesahautelatitude,presen e degaz atomiquefroid,presen e de poussiere froide(15 K) dans des omplexes mole ulaires( f. Laga he etal., 1998).2.1.2 Les ouleurs des irrus