Désertetal.(1990)ontproposéunmodèleave lavolontéderendre ompteàlafoisdel'émis- sion infrarouge et de l'extin tion interstellaire en utilisant un minimum de omposantes. Elles sont au nombres detrois :les grosgrains (BGs, BigGrains), les trèspetitsgrains (VSGs,Very Small Grains) etles PAHs. Les auteurs pré isent que leur but n'est pasde trouverla véritable nature des grains du milieu interstellaire, mais (1) de trouver le minimum de omposantes de poussières, (2)lesparamètres appro hésdespropriétésoptiques desgrainsrequispourexpliquer à lafoisl'extin tion etl'émissiondumilieu diuset(3)insister surles onséquen es dumodèle lorsqu'onl'applique àd'autres environnements astrophysiques.
3.2.1 Contraintes observationnelles
Le modèle de Désert et al. (1990) s'appuie fortement sur les deux ontraintes observation- nelles que sont la ourbe d'extin tion du milieu interstellaire dius etl'émission infrarouge des poussières.
La ourbe d'extin tion a déjà été présentée se tion 2.1.2 page 16. J'en rappelle i i les prin- ipales ara téristiques qui ont mené à lamodélisation de Désert et al. (1990). Elle roît de l'infrarougeversl'ultraviolet ave une bosse vers2175 .La ourbe peut être s indéeen trois omposantesanalytiques :(1)une roissan elinéaire dansl'ultravioleten fon tionde l'inverse de la longueur d'onde, (2) une bosse que l'on peut bienajuster ave un pro l de Drude et(3) uneremontéenon-linéaire dansl'ultraviolet lointain (
λ & 0.17µ
m).Lesauteurs interprètent es ara téristiquesde lamanière suivante:
(1) D'une part, pour expliquer la remontée de l'extin tion du visible à l'ultraviolet, une seule et unique taille de grain n'est pas su sante. Des grains de
∼
0.1µ
m sont requis pour interpréter l'extin tion visible, tandis que des grains de∼
0.01µ
msont né essaires à la roissan e linéaire vers l'ultraviolet. La on lusion qu'en tirent les auteurs est qu'il faut une distribution de taille de grains dont le rayon est ompris entre une dizaine et une entaine de nanomètres pour expliquer ette partie de la ourbe d'extin tion. Des hangements dans ette distribution sont alors responsables desvariations observées dans la ourbe d'extin tion. D'autre part, laprésen e des bandes d'absorption à 9.7 et 18µ
m attestedelaprésen edesili atesdansles grains.Mais,étant donnés(a)l'albedoélevé des grains de sili ates nus et(b)le faitquela omparaison entre les largeursdesbandes à9.7 et 18µ
m mesurées en laboratoire et elles observées suggère la présen e d'impuretés, les auteurs proposent que esgros grains sont omposés de oeuren sili ateetd'unmanteaude matériau plus sombre, sans doute à base de arbone. Cela permet de n'avoir qu'une seule famille de grains au lieu de deux. De plus, la présen e de sili ates ouverts fournit une expli ation à labanded'absorption à3.4
µ
mattribuée auxliaisonsCH.(2)L'unedesprin ipales ara téristiquesdelabosseà2175 estd'êtreinvarianteenposition tandis que sa largeur hange. Plusieurs propositions ont été faites pour interpréter ette observation, parmi lesquelles : de petits (
a < 20
nm) grains ovales en graphite (Draine 1988),detrèspetits(a < 5
nm)grainsde arbonedéshydrogénés(He ht1986).Lesauteurs du modèledé ident don d'utiliser destrès petits grains arbonésen tant queporteurs de labosse dela ourbed'extin tion.(3) LesPAHsne peuventproduire unegrande partiede la ourbe d'extin tion arilssont onnus pour présenter des bandes ara téristiques dans le visible et l'ultraviolet. Cepen- dant, les auteurs du modèle suggèrent d'interpréter la remontée non-linéaire dansl'ultra- violet lointain parune olle tionde PAHs, don lespe treestlisse, arles ara téristiques individuelles vont se ompenser sileur nombreestsu sant.
L'émissioninfrarouge aétéprésentéese tion 2.2page 18.Elleest dominéepar (1)unelarge omposante entrée au-delà de 100
µ
m dans le voisinage solaire et qui se dépla e vers les plus ourtes longueurs d'onde lorsqu'on se rappro he d'une sour e de hauage. Une deuxième omposante (2)émet à plus ourte longueur d'onde, en-deçà de 80µ
m. (3) Les bandesinfrarougesentre3et13µ
msontunetroisièmeetdernière ara téristiqueduspe tre d'émission despoussières.Les auteurs interprètent es ara téristiquesde lamanièresuivante:
(1) L'émission infrarouge lointaine est mal ontrainte dans le sens où les émissivités (
∼
-1.5 à-2)etlenombre exa t de omposantes(1 ou2) sontmal onnus. Ils'agit ependant d'une émissionà l'équilibreproduite par degros grains.(2) L'émission à des longueurs d'onde voisines de 12
µ
m est sans doute due en partie aux PAHs, étant donnéelaforte orrélationentre émissionà 3.3et12µ
m. Àplus grande longueurd'onde,vers25et60µ
m,l'émissionapouroriginedetrèspetitsgrains.L'émission à25µ
mnepeutêtreexpliquéeparunpro essusàl'équilibrethermiquetandisqu'à60µ
m, au moins une partie de l'émission se fait hors équilibre. Si l'on onsidère l'hypothèse des PAHspourjusti erl'émissionà25µ
m,ilfaudrait desmolé ulespossédant∼
1000atomes de arbone. Les auteurs proposent don d'utiliser des très petits grains tri-dimensionnels pour rendre ompte de l'émission à 25µ
metune partie de elle à 60µ
m. La présen e de sili ates ou d'autres omposés dans es VSGsn'est pasex lue, maisles auteurs préfèrent suggérer des VSGs à base de arbone, qui sont en meilleur a ord ave les ontraintes énergétiques surl'extin tion etl'émissiondanslemilieu dius.(3)Lesporteursprobablesdesbandesinfrarougesontétéidenti és ommeétantdesPAHs. Le modèle ne dépend en faitpastropde lanature exa tedesporteurs,danslamesure où eux- i sont de trèspetitsgrains qui peuvent u tuer en température.
Composante Abondan e
α
(nm)amin
(nm)amax
ρ
β
PAH4.3 × 10
−4
3 0.4 1.22.4 × 10
−7
g.cm−2
0 VSG4.7 × 10
−4
2.6 1.2 152.3 g.cm
−3
0 BG6.4 × 10
−3
2.9 15 1103.0 g.cm
−3
0.61Tab. 3.1 Paramètres du modèle. Abondan e donnée en masse, relativement à l'hydrogène.
α
est l'exposant de la distribution de taille entreamin
etamax
.ρ
est la densité de masse.β
est l'albedo maximum.D'après es observations, les auteurs se limitent don à 3 omposantes pour leur modèle. Chaque omposante est asso iée d'un té à une partie de la ourbe d'extin tion et d'unautre téà une partie del'émission infrarouge.
(1)Une seule familledegros grains(BGs) estutiliséedanslemodèlepour rendre ompte de l'émission infrarouge lointaine et l'extin tion dans le visible. Cette omposante est dominée en massepar des sili ates ave unmanteau (ou un iment)prin ipalement fait de arbone,a n de justi erlabande en absorption à3.4
µ
m.(2) Les porteurs de la bosse en extin tion sont asso iés à l'émission infrarouge moyenne qui né essite des très petits grains (VSGs) de quelques nanomètres de rayon etessentiellement omposés de arbone.
(3)La omposante non-linéaireen extin tiondansl'ultravioletlointainest asso iée àl'émis- sionpro he infrarougedesPAHs. Celaest renfor é parla orrélation entre esdeuxobservables tant sur des données astrophysiques que sur des données de laboratoire, et par l'absen e de orrélationentre lesbandesaromatiques etlabosse à2175 .
3.2.2 Propriétés optiques des grains
Enutilisant la ourbe d'extin tion mesurée par Fitzpatri k & Massa (1988), les auteurs du modèleestimentl'énergieabsorbéeparlesPAHs,enselimitantauxlongueursd'ondeplus ourtes que 170 nm. Celle- i est inférieure à l'énergie émise dans le pro he infrarouge, e qui suggère une ontributiondesPAHségalement à l'extin tionvisibleet ultraviolettepro he.L'abondan e en masse des PAHs est al ulée a n de justi er la omposante de l'extin tion due aux PAHs, expriméedefaçonanalytique,ainsiquelesmesuresdese tionse a esee tuéesenlaboratoire. Les propriétés infrarouges des PAHs sont adaptées de travaux antérieurs et ombinent trois omposantes:(1)un ontinuuméle tronique,extensiondesse tionse a esvisibleetultraviolet, (2)les prin ipalesbandesà3.3, 6.2, 7.7,8.6et11.3
µ
mpourlesquellesles nombresd'atomes de arbone etd'hydrogène sont donnés parNC
= 120(a/1 nm)
2
et
NH
=
√
6NC
et (3) unpseudo ontinuumsous-ja entà esbandesau-delàde 10µ
mdûà laprésen edenombreusesbandesde faiblesintensités dont lapositiondépenddu PAHen question.LesVSGssontresponsablesdelabosseà2175 enextin tion,modéliséeparunpro ldeDrude. Les porteurs potentiels de ette bosse produisent tous un ontinuum sous-ja ent, modélisé par un a roissement linéaire. À nouveau, la omparaison entreénergie absorbée (dansla bosse)et
énergie émise (entre 20 et70
µ
m) permet d'ajuster la ontribution des VSGsà la omposante ontinue.L'énergieémiseen moyenne danslabosse,pour lemilieuinterstellaire permetquant à ellede ontraindre l'abondan een massedesVSGs.L'e a ité d'absorption de sili ates mélangés ou re ouverts par du arbone sera plus éle- vée que elle de sili ates purs. Les auteurs hoisissent une modélisation simple des e a ités d'absorption etde diusion.Aux longueursd'ondepetitesrelativement àlataille desgrains,ils imposentque
Σabs+ Σdif f
= 2
.Entenant omptedeladistributiondetailleutilisée(voirse tion suivante), l'albedo maximum desBGsestd'environ0.6, ontre 0.9pourdessili ates purs.3.2.3 Distribution en taille
Cha une des omposantesdumodèleestreprésentéepar une loi depuissan e :
dn
da
∝ a
−α
entre
amin
etamax.
(3.2) A nde ontraindre aumieuxles abondan esetlesparamètres de ettedistributionpour les PAHs, les VSGs et les BGs, les auteurs ont her hé à ajuster à la fois la ourbe d'extin tion etl'émission infrarouge du milieu interstellaire lo al. Ils ont pro édé de manière itérative : (1) ajustementde la ourbed'extin tion ave unjeu deparamètres,(2) al ulde l'énergieabsorbée parlapoussière,del'ultraviolet àl'infrarouge,dansun hampderayonnementlo al, (3) ompa- raison entrele spe tre infrarouge produitet l'émission observée et (4)optimiser les paramètres etre ommen erau (1).Les paramètres obtenus sont donnésdanslaTable3.1.Pour lesPAHs,latailleminimumest ontrainte parlaphoto-thermo-disso iation despetites parti ulesdansle hamp derayonnement lo al, autour de 4. Le rapport d'intensité entre 25et 12
µ
mobservé danslemilieu lo al limitelataillemaximumautour de12 .Les uxà 25 et60
µ
msont duspour moitié auxVSGsetauxPAHs(à 25µ
m)ou auxBGs (à 60µ
m). Le rapport d'intensité auquel doivent alors s'ajuster les VSGs né essite une taille moyenne de 7 nm.Lesparamètres restantssont xés,en supposant que ladistribution en taille desgrains est ontinue :amin(V SG) = amax(P AH)
etamax(V SG) = amin(BG)
.LadistributionentailledesBGsestessentiellementdé nieparla ourbed'extin tion.D'une part, la montée linéaire dans l'ultraviolet lointain ontraint bien la taille minimum (
∼
10 à 20 nm).D'autre part, lataille maximumdoit êtreau moinsde 100 nmetl'exposantα ≃ 2.7
à 3.5 a n de rendre ompte de la forme et l'amplitude de l'extin tion dans l'infrarouge et le visible. Cesdeux paramètres dépendent dire tement duparamètreR
dela ourbed'extin tion.3.2.4 Con lusions sur le modèle originel
Le modèlede Désertetal. (1990) utilise unnombreminimumde omposantea n de rendre omptesimultanément de l'extin tiondespoussièresetdeleurémissioninfrarouge. Lesproprié- tésdes grains sont déduites des observations (astronomiques etlaboratoires) dansle but d'être ohérentes ave l'extin tionetl'émissiondespoussièreset non onstruites àpartir d'hypothèses
sur la omposition des grains. Cela peut parfois onduire à des désa ords entre grains astro- physiques et grains de laboratoire. Ainsi, la bosse à 2175 des VSGs est plus étroite que elle produiteparn'importequel andidat arboné.En n,lemodèleestena ordave lesabondan es osmiques.Les abondan es desPAHset desVSGs orrespondent ha uneà 8%de l'abondan e osmique du arbone, tandis que les BGsen ontiennent 24 %. Le sili ium, le magnésium et le fersont utilisésà 70%pourles BGs.
Lespe tred'émission de lapoussièretel qu'ilestdé nipar lemodèleestdonné par la gure 3.1( ). Les gures 3.1(a) et3.1(b) montrent les ourbesen extin tion danslevisible/ultraviolet etdansl'infrarouge.La gure3.1(d) représenteladistributionenmassestandarddelapoussière tellequ'elleest utiliséedanslemodèle.
(a)Courbed'extin tiondelapoussièredanslemi- lieu dius aux longueurs d'onde du visible et de l'ultraviolet.
(b)Courbed'extin tiondelapoussièredanslemi- lieudiusauxlongueursd'ondedel'infrarouge.
( )Spe tred'émissiondelapoussièredanslemo- dèle d'origine. La ontribution des trois ompo- santes(PAHs,VSGs etBGs)estvisible.Les roix sont des observations infrarouges et submillimé- triques.
(d)Distribution enmasse de lapoussière utilisée danslemodèled'origine.