Origine de la bande à 3.3 µ m

Eabs,U V

< hν >U V

=

Eemi,IR

< hν >U V

=

R∞

0

Iν,P AHdν

< hν >U V

(5.4)

L'e a ité de onversionrequise est alors de 120%. Chaquephoton ultraviolet absorbé doit don fournir au moins un photon infrarouge à l'émission. Une telle e a ité est di ilement on evable.Par omparaison,Gordonetal.(1998)ontestiméquel'émissionrougeétendue(ERE, voirse tion 2.2.5 page 26)né essitait une e a ité au moinsde l'ordre de 10%. Cependant, ils onsidéraient que les porteurs de l'ERE absorbaient l'ensemble des photons ultraviolets. Étant donné que les PAHs absorbent en fait un quart seulement de l'énergie rayonnéepar les étoiles, leur limite inférieure orrespond don à une e a ité de onversionde 40%. Celareste tout de même un fa teur 3 en dessous de notre estimation pour le ontinuum pro he infrarouge. Si je onsidère non pasla uores en e des PAHs mais la photolumines en e desVSGs omme étant responsable de l'émission de ette omposante, le résultat est le même ar l'énergie émise par les VSGs est quasiment lamême que elle émise par les PAHs(

∼ 25

%de l'émission infrarouge totale).

Onpeutégalementexprimerl'e a itéde onversionrequisepourle ontinuumpro heinfra- rougeentermed'énergie,pluttqu'entermedephotons.Dans e as,lauores en emolé ulaire oulaphotolumines en e solidené essiteune e a ité de8.5%.

5.5 Origine de la bande à 3.3

µ

m

Le questionnement sur l'origine du ontinuum pro he infrarouge soulève un problème au- trement plus important.S'il existe des matériaux apables d'émettreave une grandee a ité auxlongueurs d'onde omprises entre 2 et 5

µ

m,pourquoi esmatériaux ne laisseraient-ils pas d'autres signatures spe trales? Plus pré isément, pourquoi la bande à 3.3

µ

m ne pourrait-elle pasêtredue auxmêmesporteurs?

En fait, d'après nosobservations et nosrésultats, l'émission dansla bande IRACà 3.6

µ

m et elle dansla bande IRACà 4.5

µ

msemblent orrélées. Or, on a vu quesur laligne de visée prin ipale,le ontinuum sous-ja ent àlabande à 3.3

µ

mreprésentait environ70%de l'émission dansle premier anal IRAC. Si l'on regarde alors les valeurs de

R3.6/8.0,f eat

. et

R3.6/8.0,cont

de nosdiérentes observations, on se rend ompte quele ontinuum etla bande à 3.3

µ

mne sont pasdutout orrélés.Celatendraitàmontrerquelesporteursdu ontinuumet euxde labande nesont pasles mêmes. Iln'est toutefoispasex luquele mé anismed'émission soitle même ou quelesporteurssoient stru turellement pro hes.

Con lusions

En ombinant des donnéesinfrarouges Spitzer/IRAC, ISOCAM/CVFetAROMEou IRTS, j'ai her hé à ara tériser l'émission infrarougepro he à moyenne du milieu interstellaire dius gala tique.Mesrésultats sont lessuivants :

L'émissiondiuse estvisible surtousles hamps Spitzer(saufàlaplus hautelatitudegala - tique de32

◦

)età toutes les longueursd'onde.

Les ouleurs infrarouges de l'émission diuse sont obtenues en traçant les graphes de or- rélation pixel à pixel des données Spitzer/IRAC. Sur une ligne de visée parti ulière, la distribution spe trale d'énergie est omplétée par lesdonnées IRISet DIRBEjusqu'à 240

µ

m. Cette ligne de visée onstitue laréféren e du milieu diusgala tique. D'un hamp à l'autre, les ouleursmontrentdesvariationsimportantes,saufen equi on ernelerapport IRAC5.8/IRAC8.0.

Les PAHs dominent l'émission dansles anaux IRAC à 5.8 et8.0

µ

m, essentiellement via les bandes d'émission à 6.2 et 7.7

µ

m, d'après les données spe tros opiques ISOCAM/CVF. En ombinant es données ave les mesures AROME ou IRTS de la bande à 3.3

µ

m, je déduis que ette signature d'émissiondes PAHs ne ontribue qu'à25% de l'émissiondans le analIRACà 3.6

µ

m.

Un ontinuum pro he infrarouge est requispour rendre ompte de latotalitéde l'émission dans le anal IRAC à 4.5

µ

m et de 75% de elle- i dans le anal IRAC à 3.6

µ

m. Ce ontinuum, d'abord déte té dansdesnébuleuses par réexion, est également présent dans le milieu diusetson intensité hange peu relativement auux dansle analIRACà 8.0

µ

m. Cette intensité est ompatible ave elle mesurée dans les galaxies. L'origine de e ontinuumrestein onnue:sonintensité n'estpas orrélée à ellede labandeà3.3

µ

m, e qui tendrait à prouverque ses porteurs ne sont pas les PAHs. Il ne s'agit pas de lumière diusée. Enn, le taux de onversion de photons né essaire estau-delà de 100% (8.5% en énergie) pour justier l'existen e de e ontinuum par des pro essus de uores en e de PAHsou de photolumines en e de VSGs.

danslepro he infrarougeetles donnéesspe tros opiquesont étéajustéesenfaisantvarier la taille moyenne et l'état d'ionisation des PAHs. Pour e faire, j'ai mis à jour le modèle an qu'il tienne ompte de se tions e a es infrarouge diérentes pour les PAHs neutres et ations, en m'appuyant sur les observations de la nébuleuse NGC7023 et le pré édent travail de Rapa ioli et al. (2005). Le rapport d'intensité des bandes à 7.7 et 11.3

µ

mme permetalors de ontraindreleparamètre

G

√

T /ne

quirégit l'équilibreentrePAHs ations et neutres. L'intensité relative de la bande à 3.3

µ

m par rapport à l'intensité du anal IRACà 8.0

µ

mme permet alors de ontraindre lataille moyenne desPAHs. Les ouleurs dans l'infrarouge moyen etlointain m'ont permis de ontraindre les abondan es relatives desVSGs etdesBGsainsique l'intensité du hamp derayonnement.

Le spe tre de référen e orrespondàunparamètred'ionisation

G

√

T /ne≃ 1350 K1/2.cm−3

, ena ordave lavaleurattendue surune lignedeviséedominéepar laphaseneutrefroide du milieu interstellaire et à proximité de l'anneau molé ulaire de la Galaxie. La taille moyenne desPAHsestde60atomesde arbone etlafra tiondePAHs ationsestde42%. Les abondan es relatives desPAHset BGssont elles du modèle original de Désert etal. (1990)tandis que elledesVSGsestdoublée.Enn,le hampderayonnement requispour justierles observations dansl'infrarougelointain estde 20%supérieurà elui de Mathis.

Les variations à grande é helle, d'un hampàunautreoud'uneligne deviséeàune autre, sontsurtoutmesurablessurles ouleursIRACetnonsurlerapportdebande7.7/11.3.Sous ertaines hypothèses peu ontraignantes par rapport au paramètre

G

√

T /ne

, j'en déduis une dispersionsigni ative de lataille moyenne des PAHs, de 38 à80 atomesde arbone. Des PAHs de taille molé ulaire, dont une fra tion non négligeable est ionisée, sont don requis pour interpréter lesobservations infrarouges.

Les ouleursmesuréesgrâ eauxdonnéesIRACdevraientêtreutilespourdefuturesanalyses del'émissiondiuse.Danslasuite demathèse,j'ai her hé àquantierleursvariationsàpetites é helles spatialesen m'appuyant sur lesdonnées du NuageMolé ulaire du Taureau (voir partie suivante)and'étudierl'évolutiondeladistributionentailledespoussières.Sidesvariationsdans ettedistributionétaient onrmées,ilseraitintéressantdevoirleur orrélationave l'extin tion an de ontraindre l'impa tdespetitsPAHs sur ette observable.

L'ensemble du travail réalisé dans ette partie a été publié et l'arti le orrespondant est disponible en annexe,se tionA page 209.Lesrésultatsqui ysont dé ritsont depuisétéutilisés (voir par exemple Sellgrenetal. 2007)et onrmés(voirpar exemple Draine&Li2007).

Les grains dans le nuage molé ulaire du

Le Nuage Molé ulaire du Taureau

Sommaire

1.1 Présentationdu Nuage Molé ulairedu Taureau . . . 100

Dans le document Propriétés et évolution des poussières du milieu interstellaire. (Page 112-118)