Nébuleuses par réexion

5.1.2 Modèledeu tuations entempératuredepetitsgrains . . . 88 5.1.3 Émissionhorséquilibredegrandesmolé ules. . . 90 5.2 Couleursdes galaxies. . . 91 5.3 Lumièrediusée. . . 91 5.4 Fluores en edes aromatiques. . . 92 5.5 Originede la bandeà 3.3

µ

m . . . 93

L'un des prin ipaux résultats de e travail porte sur la déte tion d'un ontinuum pro he infrarouge,sous-ja entàlabandePAHà3.3

µ

m.Auparavant, ette omposanteavaitétédéte tée d'abord dansdesnébuleusespar réexion(Sellgren etal. 1983)puisdansdesgalaxies(Luet al. 2003). Sa présen e dans le milieu dius, où le hamp de rayonnement est plusieurs ordres de grandeur plus faible, est pour le moins surprenante. De plus, la ontribution de e ontinuum s'élève à plus de 50% dans le anal IRAC à 3.6

µ

m etest pratiquement de 100% dans le anal IRACà4.5

µ

m.

5.1 Nébuleuses par réexion

Un ontinuum pro he infrarougesous-ja ent àlabande PAH à 3.3

µ

maété dé ouvert dans desnébuleusespar réexion(NGC7023,NGC2023etNGC2068)parSellgrenetal.(1983).Cette omposante est relativement bien dé rite par un orps noir modié dont la température de ouleur, déduite de mesures photométriques entre 2 et 5

µ

m, est voisine de 1000 K. Sellgren et al. (1983)ont toutd'abord é arté plusieurs interprétations.

5.1.1 Les interprétations rejetées

 L'émission libre-libre ne peut ontribuer qu'à hauteur de 1% au maximum, d'après les mesuresee tuées à 6 m.

 Entenant omptedessour esderayonnementprésentesdanslesnébuleusesparréexion,le al uldelalumièreréé hiedansNGC2023nepeutatteindreque1/3et1/20del'émission du ontinuum à2.2 et3.8

µ

mrespe tivement.Ces valeurssont deslimitessupérieures.  Des étoiles faibles, membres des amas asso iés aux nébuleuses, ne peuvent pas non plus

êtreà l'origine de ette émission, qui apparaît uniformément étendue dansdesouvertures de6

′′

et60

′′

.

 La onstan e de la température de ouleur en fon tion de l'éloignement à l'étoile ex ita- tri eposeproblème si l'on souhaiteinterpréter e ontinuum par l'émissionthermique de la poussière. De plus, la température ee tive de la poussière devrait être pro he de la température de ouleur observée (

∼ 1000 K

) qui est bien plus grande que elle attendue dans e type de régionsurtout àdesdistan es supérieures à quelquesfra tions de parse s del'étoile.

 La uores en e peut être à l'origine de l'émission dans les bandes PAH à 3.3 et 3.4

µ

m ommel'ontproposéAllamandolaetal.(1979)maisseraitin apabledeproduireun onti- nuumsurl'intervalledelongueursd'ondeoùilestobservéetdemanderait unee a itéde onversiondesphotons ultraviolets eninfrarouges qui paraît peu raisonnable.

5.1.2 Modèle de u tuations en température de petits grains

Plustard,Sellgren(1984)adéveloppéunmodèleselonlequelle ontinuumestdûàl'émission thermique de grains de très petite taille (

∼ 10

). Étant donnée leur faible apa ité thermique,

ils sont haués très brièvement à très haute température (

∼ 200 − 500K

, Allen & Robinson 1975)par l'absorption d'unphotonultraviolet unique oupar laformation de liaisons himiques àleursurfa e.Dans lalimite despetitestempératures, relativement àlatempérature de Debye, la apa ité thermique

CV

∝ T

3

. Dans lalimite desgrandes températures,

CV

∼ 3NkB

est une approximationraisonnable pour une température en fait aussibasse que1/5 de la température de Debye. Cette température ara téristique (voir Éq. 5.1) atteint 2200 K pour lediamant qui estl'undesmatériauxàhautetempérature deDebye.L'approximation deshautestempératures estdon appli able.Lenombre

N

seralenombredemolé ulesou d'atomesdugrainenfon tion dudegréd'ex itation atteint aux températures observées(

∼ 1000 K

).

TD

=

hcs

2LkB

×

3

r 6N

π

(5.1)

Parmi les pro essus d'ex itation des grains à l'origine de u tuations en température, nous pouvonsajouterles ollisionsgaz-grainetgrain-grain,l'éje tiondemolé ulesforméesàlasurfa e du grain et l'intera tion ave des rayons osmiques à l'absorption de photons ultraviolets et aux réa tions himiques à la surfa e des grains ités plus haut. L'e a ité de es diérents pro essusva dépendrede leur probabilitéet de l'énergie qu'ilsdéposent pour hauer legrain. Pour atteindre la température de 1000 K observée dans les nébuleuses par réexion, pour des densités d'hydrogène omprises entre

10

2

et

10

4

_cm−₃

,le taux minimum d'o urren e doit être omprisentre

7 × 10

−6

et

7 × 10

−8

_s−1

.Une tellefréquen eélimine for ément despro essustels que l'intera tion ave les rayons osmiques, les ollisions grain-grain et l'éje tion de molé ules forméesàlasurfa edugrain.Laformationdemolé ulesliéesàlasurfa edesgrainsnefournitpas assez d'énergie.Parmi les pro essus les plus énergétiques,les ollisions gaz-grain sont éliminées arpour que es dernières soient susamment énergétiques, il faut sepla er dans une zone de ho alors que le ontinuum est observé dans des zones bien plus étendues. L'absorption de photons ultraviolets est don le pro essus sur lequel Sellgren (1984) s'est on entrée. Pour un photonultraviolet de10eVetpour unetempérature aupi de1000 K,ilfaut ompterplusieurs dizaines de molé ules dans le grain.Cela orrespond à desrayons inférieurs à 10 (9 pour des sili ates,6 pour du graphite).

L'undesavantages de e modèleestd'obtenirune température maximalequi nedépendque de lataille des grains etde l'énergie desphotons ultraviolets. Il explique don naturellement le faitquelatempérature de ouleur du ontinuumpro he infrarougene dépend pasdeladistan e àl'étoile entrale.Deplus,sil'on onsidèreladistributiondetaillestandarddesgrainsdeMathis et al. (1977, i-après MRN) et qu'on l'étend jusqu'aux tailles de l'ordre de 10 , on obtient un bon a ord entre les observations et les valeurs prévues par la distribution MRN on ernant la fra tionenmassede espetitsgrainsetlafra tionderayonnementqu'ilsabsorbentetréémettent eninfrarouge.

5.1.3 Émission hors équilibre de grandes molé ules

Dansles observations,la bande à3.3

µ

matrès souvent étéasso iée à e ontinuum entre2 et 4

µ

m.C'estpourquoilaquestion del'originedu ontinuumestreliéede trèsprèsà ellede la bande.

Faisant suiteauxtravauxdeSellgren(1984), Leger&Puget(1984)ont proposéd'interpréter labande à 3.3

µ

mparl'émission thermiquehorséquilibre d'hydro arbures aromatiquespoly y- liques, haués de manière transitoire à très haute température (

∼

1000 K) par l'absorption d'unphotonultraviolet, etont obtenu un très bon a ordspe tros opique ave les observations de Sellgrenet al.(1983).Puget etal. (1985) ont ensuiteprédit l'émission d'un ontinuum entre 1et3

µ

màpartirdetransitions éle troniquesde esmêmesPAHs,traités ommedessolides et non desmolé ules.

Contrairement à es derniers, Allamandola et al. (1985) ont traité l'émission desmolé ules PAHs non pas omme un phénomène thermique mais en utilisant un pro essus d'ex itation mono-photon. Enprenant exemple surle hrysène, ils obtiennentégalement unbon a ordave les données. Dans e adre, le ontinuum pourraitavoir pour origine la uores en e etlaphos- phores en e de es espè es à partir de leur plus bas niveau éle tronique ou par l'émission du quasi- ontinuum vibrationnel.

Enn,An &Sellgren(2003) ont menéune étudedétailléede l'émissionpro he infrarougede lanébuleuseparréexionNGC7023.En omparantdes artesdel'émissionà2.18

µ

metà3.3

µ

m qui tra ent respe tivement le ontinuum etla bande plus le ontinuum, ils ont mis en éviden e des distributions spatiales distin tes. Le ontinuum à 2.18

µ

m a un maximum d'intensité plus pro hedel'étoile,tandisquel'émissionà3.3

µ

mestlaplusintensedansleslamentsmolé ulaires déte tésen

H2

.Cetteséparationspatialesuggèrequelesporteursdu ontinuumetdelabandeou queleursmé anismesd'ex itation dièrent.Deplus,lerapportobservéentre esdeuxémissions vérielarelation

I2.18/I3.3

∝ r

−2

,où

r

estladistan eprojetéeàl'étoile.Celasuggèreunerelation dire teentrelaluminosité del'étoileetladiéren ede distributionspatiale de es omposantes de l'émission. An & Sellgren (2003) proposent trois interprétations à e phénomène, que nous détaillons i-dessous.

Un eet de taille Il est ommunément admisque les porteursde labande à 3.3

µ

msont des PAHs de petite taille et que es mêmes PAHs sont plus fa ilement détruits par un fort hamp de radiation ultraviolet. Dans l'hypothèse où le ontinuum serait produit par des PAHs ou d'autres parti ules arbonées plus grosses et don plus résistantes, elles- i ne seraient pasdétruites à proximité del'étoile et ela justieraitlesobservations.

Un eet d'ionisation La densité éle tronique et le hamp de rayonnement varient en sens opposé lorsqu'on s'éloigne de l'étoile. Le paramètre d'ionisation

G

√

T /ne

dé roît don fortement ave la distan e à l'étoile et la fra tion de PAHs ionisés également. De plus, omme elaaétéditauparavant,lesPAHsneutres émettentplus fortementdanslabande à 3.3

µ

m que les PAHs ionisés. Dans l'hypothèse où les porteurs du ontinuum ne sont pasae tés par les variations de

G

√

expliquer les observations.

Un eet d'ex itation Plusons'éloignedel'étoile,etplusle hampderayonnementseramollit (DoleetCompiègne, ommuni ationprivée). Sil'émissiondu ontinuumné essitel'ex ita- tion des porteurs par des photons ultraviolets (Sellgren 1984) alors que les porteurs de la bandeà3.3

µ

mabsorbenttoutaussie a ementdanslevisiblequedansl'ultraviolet, ela permettrait de justier l'é art entre le pi d'émission du ontinuum et elui de la bande. Cependant,Sellgrenetal.(1996)n'ontpastrouvéderelationévidenteentrelatempérature de l'étoile ex itatri e etla ouleur pro he infrarougede l'émission étendue.

Onpeutajouterà estrois interprétations lapossibilitéd'uneet d'hydrogénation, puisque la bande à 3.3

µ

m est attribuée à une liaison CH, ainsi que des eets liés aux altérations himiques des porteurs du ontinuum et de la bande. Notons également que la mesure de

I3.3

n'estpas orrigéedela ontributiondu ontinuumsous-ja entàlabande.Ce inevapasremettre en auseladis ussion pré édente danslamesureoù le ontinuuma unetempérature de ouleur relativement onstante.Larelation

I2.18/I3.3∝ r

−2

traduitdon bienunerelationentrel'intensité du ontinuumet elledela bandeen fon tion de ladistan eà l'étoile.

Dans le document Propriétés et évolution des poussières du milieu interstellaire. (Page 106-110)