7.2.1 Mol´ecule SO
Afin de mesurer l’impact des taux de collisions de la mol´ecule SO que nous avons calcul´es sur l’interpr´etation de donn´ees astrophysiques, nous avons simul´e l’excitation de la mol´ecule SO `a travers un code LVG en utilisant nos taux de collisions et ceux de Green (1994).
La Figure 7.1 compare, en fonction de la densit´e de H2 les rapports de temp´erature
de brillance obtenus avec nos taux de collisions et ceux de Green (1994) pour plusieurs transitions fr´equemment observ´ees, et plusieurs valeurs de la densit´e de colonne de SO.
On remarque tout d’abord que les temp´eratures de brillance sont insensibles aux taux
de collisions `a haute densit´e de H2. Ceci est attendu car les niveaux sont alors thermalis´es,
donc insensibles aux d´etails des ´equations d’´equilibre statistique. Par contre, lorsque la densit´e d´ecroit, les temp´eratures de brillance diff`erent notablement (un facteur 2 `a 3 pour
la plupart des transitions et beaucoup plus pour la transition 01− 10). En particulier,les
temp´eratures de brillance obtenues avec les taux de collisions de Green (1994) sont sous estim´ees `a basse densit´e, ce qui conduit `a surestimer la densit´e de colonne de SO et/ou
la densit´e de H2 d´eduites des observations. Il est aussi important de noter, que quelle que
soit la transition utilis´ee, les erreurs commises sur l’interpr´etation seront du mˆeme ordre de grandeur. Ce r´esultat n’est pas surprenant puisque l’on a vu qu’il y avait une diff´erence d’un facteur 2-3 entre les taux de collisions de Green (1994) et nos taux de collisions.
Le cas de la transition 01 − 10 est particuli`erement int´eressant puisque nous avons
obtenu des ´ecarts sur les temp´eratures de brillance pouvant atteindre un facteur 10, voire sup´erieur. Mˆeme s’il est vrai que cette transition est rarement observ´ee dans les nuages avec des temp´eratures sup´erieures `a 50 K, certains diagnostics de l’abondance de SO dans des nuages mol´eculaires ont ´et´e bas´es sur l’observation de cette transition (Rydbeck et al. 1980), si bien que la densit´e ou l’abondance obtenue, comporte une erreur tr`es importante. Les importantes diff´erences obtenues sont directement li´ees aux diff´erences existant entre les constantes de vitesse correspondantes (transitions de d´esexcitation avec ∆N > 0).
L’utilisation des taux de collisions de Green (1994) peut donc conduire `a d’importantes erreurs dans l’interpr´etation d’observations de SO provenant de nuages mol´eculaires.
A plus basse temp´erature, les mˆemes diff´erences entre les temp´eratures de brillance existent si l’on utilise les taux de collisions pr´esent´es ici ou les taux de collisions de
Figure 7.1: Rapport de temp´erature de Brillance TB(TB(taux de collisions de Green) /
TB(taux de collisions de ce travail)) pour les raies 01 − 10, 22 − 11, 23 − 12, et 65 − 54
de SO `a 50, 100 et 150 K. La densit´e de colonne de SO varie de 3 1012 `a 3 1015 cm2 par
facteur 10 (respectivement courbe bleue, verte, rouge et noire)
Green (1994) extrapol´es (en adoptant une extrapolation lin´eaire du logarithme des taux de collisions). La comparaison est pr´esent´ee en d´etail dans l’article V.
7.2.2 Mol´ecule CS
Nous avons simul´e l’excitation de la mol´ecule CS `a travers un code LVG en utilisant nos taux de collisions et ceux de Green & Chapman (1978) pour les basses temp´eratures (≤ 20 K) et ceux de Turner et al. (1992) pour les plus hautes temp´eratures.
La Figure 7.2 montre une comparaison entre les temp´eratures d’excitation et les rap-ports de temp´erature de brillance obtenus avec nos taux de collisions et ceux de Green &
Chapman (1978).
Figure 7.2: Temp´erature d’excitation TEX(en utilisant les taux de collisions de Green
& Chapman (1978) : courbe pointill´ee; en utilisant les taux de collisions de ce travail :
courbe pleine) et rapport de temp´erature de Brillance TB(TB(taux de collisions de Green
& Chapman) / TB(taux de collisions de ce travail)) pour les raies 1 − 0, 2 − 1, 3 − 2, 4 − 3
de CS `a 10, 15 et 20 K. La colonne densit´e de CS varie de 3 1012`a 3 1015cm2 par facteur
10 (respectivement courbe bleue, verte, rouge et noire).
Les temp´eratures d’excitation obtenues pour les raies j −j′ = 1 −0 `a 4−3 ont un
com-portement similaire bien que celles obtenues avec nos taux de collisions soient l´eg`erement sup´erieures `a celles obtenues avec les taux de Green & Chapman (1978). Ceci se remarque plus facilement lorsque l’on repr´esente les rapports de temp´erature de brillance qui in-diquent des diff´erences de l’ordre de 20-30% pour les quatre raies. De plus, les diff´erences semblent s’accroˆıtre avec la temp´erature puisque les diff´erences sont plus importantes `a 20 K qu’`a 10 K. Les effets d’excitation suprathermique pour les faibles opacit´es dans la raie 1 − 0 sont assez similaires avec les deux s´eries de taux de collisions. Cependant, on sait que les prochaines observations avec ALMA ou Herschel vont pouvoir fournir des observations d’une qualit´e encore jamais atteinte (moins de 5% d’erreur de calibration) si bien que les l´eg`eres diff´erences constat´ees entre les spectres simul´es avec les deux s´eries de taux de collisions vont conduire `a une surestimation de la densit´e ou de l’abondance de CS dans les nuages mol´eculaires froids si les taux de Green & Chapman (1978) sont utilis´es pour l’interpr´etation de ces futures observations.
La Figure 7.3 pr´esente les mˆemes comparaisons `a plus haute temp´erature `a partir des taux de collisions de Turner et al. (1992).
On constate ici que les diff´erences deviennent importantes quand j et la temp´erature augmentent (voir le panneau en bas `a droite). De plus, alors que la comparaison avec
Figure 7.3: Temp´erature d’excitation TEX(en utilisant les taux de collisions de Turner et al. (1992) : courbe pointill´ee; en utilisant les taux de collisions de ce travail : courbe
pleine) et rapport de temp´erature de Brillance TB(TB(taux de collisions de Turner et al.)
/ TB(taux de collisions de ce travail)) pour les raies 1 − 0, 2 − 1, 3 − 2, 4 − 3 de CS `a
40, 60 et 150 K. La colonne densit´e de CS varie de 3 1012 `a 3 1015 cm2 par facteur 10
(respectivement courbe bleue, verte, rouge et noire).
les taux de Green & Chapman (1978) indiquait une tendance syst´ematique au niveau des rapports de temp´erature de brillance, les temp´eratures de brillance d´eduites des taux de collisions de Turner et al. (1992) sont syst´ematiquement surestim´ees `a haute densit´e
de H2 et sous estim´ees `a faible densit´e de H2 pour les niveaux rotationnels les plus bas,
ce qui conduit `a une sous-estimation de la densit´e de colonne de CS pour n(H2) < 105
cm−3 et une surestimation pour les plus hautes densit´es. Les r´esultats s’inversent pour les
transitions entre plus grands niveaux j (voir la raie 4−3 en comparaison avec la raie 1−0). Les diff´erences, non montr´ees sur cette figure, sont mˆeme encore plus importantes pour les raies entre niveaux rotationnels plus grands. L’utilisation des taux de collisions de Turner et al. (1992) peut conduire `a d’importante erreurs dans l’interpr´etation d’observations de CS provenant de r´egions plus chaudes telles que les r´egions de formation d’´etoiles.