Méthode

Pour de nombreuses lignes de visée dans la carte d’extinction (§4.2), il existe une distance qui présente une forte extinction. Ces pics d’extinction pourraient être dus à des nuages isolés ou bien à des structures plus grandes telles que les bras spiraux. Aussi, la carte a été créée en balayant le ciel pour avoir un recouvrement sur une grande région contigüe et dont aucun objet n’a été ciblé. L’inspection de cette carte d’extinction n’est donc pas suffisante pour retrouver une population de nuages. Pour caractériser un grand nombre de nuages, il faut d’abord savoir où ils se trouvent. J’ai donc utilisé le catalogue de candidats d’IRDCs de Simon et al. (2006a). Pour chaque nuage, ils donnent ses coordonnées en (l, b), ses axes principaux et secondaires et l’angle de son axe principal par rapport au vertical. Un champ montrant plusieurs exemples d’IRDCs est présenté dans la figure 7.1.

La détermination de l’extinction sur la ligne de visée nécessite un certain nombre d’étoiles (§3.2.2). Le catalogue d’IRDCs utilisé contient des nuages trop petits, et donc un nombre d’étoiles trop faible, pour que la méthode converge vers une solu- tion. C’est pourquoi le catalogue a été limité à tous les nuages ayant une surface avec

un contraste supérieur à 2σsur 10′ _{carré. Ceci définit un sous-catalogue de∼700}

nuages.

Pour chaque nuage dans le sous-catalogue je calcule l’extinction sur la ligne de visée. Les étoiles de 2MASS à l’intérieur de l’ellipse définie par Simon et al. (2006a) sont sélectionnées et comparées avec les étoiles simulées du modèle de Besançon. La

7.1. Caractérisation des nuages sombres en infrarouge

(a) Extinction en fonction de la distance. La mon- tée de l’extinction à∼3 kpc montre la présence d’un nuage dense. Le dernier point met en évi- dence une grande quantité de matière diffuse.

(b) Extinction différentielle en fonction de la dis- tance. La ligne en tirets représente l’extinction diffuse, la ligne en pointillées représente une fluctuation de 3σde l’extinction diffuse.

FIG. 7.2 – Exemple de la détection d’un IRDC en utilisant l’extinction sur la ligne de visée. Ce

nuage ce trouve à (l, b) = (36.673◦_,-0.120◦_{), à une distance de 3.4 kpc et a une masse de 2400}

M_⊙.

taille du champ des étoiles simulées est la même que l’ellipse utilisée pour sélectionner les étoiles observées.

Par exemple, le champ aux coordonnées galactiques (l, b) = (36.673◦_,-0.120◦_{) est}

présenté dans la figure 7.2(a). On remarque tout de suite la montée d’extinction aux alentours de 3 kpc qui montre la distance au nuage. En prenant la dérivée de la dis- tribution de l’extinction en fonction de la distance on a une estimation de la distribution de matière sur la ligne de visée (Eq.4.3).

Chaque ligne de visée est composée d’une extinction diffuse à laquelle sont su- perposées un ou plusieurs nuages. Par conséquent, la distribution de la matière sur la ligne de visée (présentée sous forme d’extinction différentielle) est composée d’une partie qui varie peut ou pas (extinction diffuse), sur laquelle sont superposés un ou plu- sieurs pics (nuages). Je cherche des IRDCs qui sont a priori des nuages très sombres qui présenteront un grand écart par rapport à l’extinction diffuse. Je définis un IRDC

comme un pic dans l’extinction différentielle au-dessus de 3σ. La matière qui compose

l’IRDC inclut tous les points qui relient le pic au niveau de l’extinction diffuse. Deux pics

qui se retrouvent au dessus de 3σpeuvent donc faire partie du même nuage.

L’extinction diffuse est estimée par la médiane de toutes les valeurs sur la ligne de visée ; ses variations sont supposées être représentées par la moyenne de la dé- viation absolue des points de la médiane. Les points utilisés dans ce premier calcul incluent le ou les nuages dont l’extinction diffuse et ses variations seront surestimées. Un deuxième calcul est donc effectué en enlevant les points qui se trouvent à plus de

3σ. Ce calcul est itéré jusqu’au point où la différence dans leσcalculé entre deux ité-

rations est moins de 1%. L’extinction différentielle ainsi que l’estimation de l’extinction

diffuse et son écart type sont montrés pour le nuage à (l, b) = (36.673◦_,-0.120◦_{) dans}

la figure 7.2(b).

définit le nuage. L’extinction totale associée au nuage est : AKs(IRDC) = imax

∑

où iminet imaxreprésentent les éléments minimum et maximum du nuage défini comme

indiqué ci-dessus et AKs(diffuse) est le composant de l’extinction diffuse sur la ligne de

visée.

S’il n’y a pas de pic au dessus de 3σdans l’extinction différentielle pour une ligne

de visée je ne détecte pas de nuage. Ceci peut être dû à 2 raisons :

– Le nuage en question n’est pas un véritable IRDC. Ceci est possible car le cata- logue de Simon et al. (2006a) n’est qu’une liste de candidats d’IRDCs.

– Le nuage est trop filamentaire et la région sur le ciel définie par l’ellipse n’englobe pas une partie suffisamment importante du nuage. Avec une surface non éteinte qui est trop importante, aucune détection de nuage n’est possible à l’intérieur de l’ellipse.

Il n’est pas possible d’enlever les nuages qui sont trop filamentaires pendant la présé- lection des lignes de visée car le catalogue de Simon et al. (2006a) ne contient pas

d’information sur la morphologie du nuage. Sur les_∼700 nuages qui ont été choisis

au départ, 450 détections sont retenues dont 70 paires de nuages sur la même ligne de visée.

Avec la distance déterminée comme expliqué ci-dessus, les dimensions angulaires données dans Simon et al. (2006a) peuvent être transformées en dimensions réelles. La profondeur du nuage ne rentre pas dans la masse du nuage car la densité de colonne à travers le nuage, donné par l’extinction totale du nuage, peux être traduite directement en une estimation de sa masse (§6.4.1). La masse du nuage est :

MIRDC= AKs(IRDC)× mH

mBGσKsΣ (7.2)

où mBG/mHest l’abondance relative à l’hydrogène en masse des gros grains,σKs est

la section efficace des grains dans la bande Ks etΣ est la surface du nuage, donné

par Simon et al. (2006a), qui présente une contraste au dessus de 2σdes fluctuations

de l’arrière plan en infrarouge moyen. Je ne prends en compte que la contribution des gros grains car la masse de la poussière est dominée par ces derniers.

Rathborne et al. (2006) ont déterminé la masse de 38 IRDC du catalogue de Simon et al. (2006a). Sur les 450 nuages retenus dans ma sélection, seulement 8 ont une masse déterminée par Rathborne et al. (2006). Une comparaison entre les distances et les masses déterminées dans les deux études est présentée dans la figure 7.3.

Les distances cinématiques utilisées par Rathborne et al. (2006) proviennent de l’étude de Simon et al. (2006b). Ces distances sont en accord avec les distances que je trouve dans 6 cas. Simon et al. (2006b) ne résolvent pas l’ambiguïté entre les dis- tances cinématiques proches et lointaines - ils sélectionnent la distance proche systé- matiquement en arguant que les nuages sont vus en absorption et donc les nuages proches seraient détectés d’avantage.

Rathborne et al. (2006) ont observé les 38 IRDCs, sélectionnés du catalogue de Simon et al. (2006b), dans le continuum à 1.2 mm avec le télescope de 30m d’IRAM.

7.1. Caractérisation des nuages sombres en infrarouge

(a) Détermination de la distance aux IRDCs (b) Détermination de la masse des IRDCs

FIG. 7.3 – Comparaison entre les caractéristiques des IRDCs calculées et celles déterminées

par Rathborne et al. (2006).

Nuage DExt(kpc) DCin(kpc) MMar(M⊙) MRath(M⊙)

MSXDC G024.33+00.11 5.5 3.8 1153 2603 MSXDC G024.60+00.08 3.4 3.7 5244 1249 MSXDC G025.04-00.02 2.9 3.4 2188 1517 MSXDC G028.23-00.19 8.2 5.1 1085 1574 MSXDC G024.67+00.13 5.4 5.1 4837 939 MSXDC G030.14-00.06 5.4 5.5 1794 798 MSXDC G031.97+00.07 7.1 6.9 7865 14797 MSXDC G036.67-00.11 3.4 3.6 1681 1098

TAB. 7.1 – Comparaison des valeurs attribuées aux IRDCs par la méthode de l’extinction et celle

de Rathborne et al. (2006)

Ils déterminent la masse des nuages en utilisant la relation suivante :

M = FνD

2 κνBν(T )

(7.3)

où Fνest le flux intégré observé, D est la distance,κν l’opacité de la poussière par

gramme et Bνest la fonction de Planck dans laquelle T est la température de la pous-

sière.

Les masses trouvées ainsi montrent plus d’écart avec les valeurs trouvées grâce à

l’extinction. Pour les nuages où M<3000M_⊙les deux techniques trouvent des masses

compatibles, alors que pour les trois nuages avec M>3000M_⊙les écarts sont bien

plus grands. Les deux techniques utilisent des approximations et des suppositions radicalement différentes. Rathborne et al. (2006) suppose une valeur pour l’émissivité de la poussière trouvée dans le milieu interstellaire diffus alors qu’il y a des études qui montrent que l’émissivité des grains dans un nuage dense est plus élevée (Stepnik et al., 2003). La masse déterminée avec les deux techniques est fonction du carré de la distance et toutes les deux supposent une relation gaz sur poussière constante. La détermination de l’extinction ne donne pas de bons résultats quand le nuage n’est pas bien représenté par l’ellipse du catalogue de Simon et al. (2006a). Cependant, la comparaison ne peut pas être concluante avec si peu de points.

FIG. 7.4 – La position des IRDCs dans le plan Galactique. Les rayons Galactocentriques de 3 et

6 kpc sont délimités par les lignes pointillées. Le plupart des IRDCs détectés se trouvent entre ces deux bornes, donc dans l’anneau moléculaire.