Processus d’alignement des grains

Sur la base des observations d’Hiltner, Chandrasekhar & Fermi (1953) interpr`etent le patron de polarisation obtenu par polarim´etrie sur des ´etoiles distantes comme celui qui serait caus´e par la pr´esence d’un champ magn´etique dirig´e le long des bras spiraux de notre galaxie. Une ´etude bas´ee sur la dispersion angulaire des vecteurs de polarisation permet alors d’´evaluer l’intensit´e du champ `a quelques µG (Voir section 3.2.3). Cette estimation est par la suite confirm´ee par des mesures de rayonnement synchrotron, de l’effet Zeeman ainsi que par des mesures de la rotation Faraday `a l’´emission `a partir de pulsars proches (Manchester, 1974). Or, comme nous l’avons pr´ec´edemment mentionn´e la polarisation n´ecessite la pr´esence d’une dissym´etrie dans la ligne de vis´ee. Plusieurs sc´enarii sont alors propos´es afin d’expliquer la pr´esence d’une telle dissym´etrie.

Comme nous allons le voir dans ce qui suit, et comme nous l’avons d´ej`a mentionn´e au- paravant, ces dissym´etries peuvent ˆetre expliqu´ees par la pr´esence de grains non sph´eriques

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align´es. Le type de l’alignement peut quant `a lui ˆetre d´efini par l’une des trois classes sui- vantes : m´ecanique, magn´etique ou radiatif. Dans ce qui suit nous ne pr´esentons qu’une br`eve revue des d´eveloppements de cette th´eorie, et nous renvoyons le lecteur int´eress´e par plus de d´etails `a la revue r´edig´ee par Lazarian (2003).

Alignement par des processus m´ecaniques

La premi`ere tentative pour expliquer l’alignement de la poussi`ere par un processus pu- rement m´ecanique et consid´erant l’interaction des grains avec un flux gazeux a ´et´e propos´e par Gold (1952). Dans ce cas, chaque impact d’un atome du gaz avec un grain produit un changement dans le moment cin´etique du grain. Le moment cin´etique total r´esultant est per- pendiculaire `a la vitesse relative du gaz, et est pr´ef´erentiellement perpendiculaire `a l’axe le plus long du grain. Il r´esulte statistiquement de cette succession d’impacts, que la surface projet´ee sur le plan du ciel des grains va ˆetre align´ee avec la direction du flot gazeux. Par la suite, la diffusion ambipolaire fˆut une modification apport´ee au m´ecanisme de Gold (1952) et ´elabor´ee par Lazarian (1994) et Roberge et al. (1995). Ce m´ecanisme tend `a aligner l’axe de rotation des grains avec le plan form´e par les vecteurs ~B et ~vrel× ~B, o`u ~vrel est le vecteur

de la vitesse relative entre le gaz et les grains. Dans ce cas, le profil moyen des grains sur le plan du ciel est allong´e dans la direction perpendiculaire au vecteur ~B. D’autres travaux ont ´et´e d´evelopp´es dans ce domaine mais globalement toutes ces possibilit´es ne permettent pas de consid´erer que ce processus soit universellement applicable (Cho & Lazarian (2005)).

Alignement par des processus magn´etiques

La possibilit´e d’aligner des grains ferromagn´etiques comme le seraient des aiguilles de boussoles a tout d’abord ´et´e consid´er´ee par Spitzer & Tukey (1951), mais dans ce cas l’´energie magn´etique comparativement aux ´energies cin´etiques rotationnelles mises en jeu par les chocs, n’est pas suffisante pour maintenir l’alignement.

Un autre proc´ed´e parmi les plus remarqu´es a ´et´e propos´e par Davis & Greenstein (1951). Dans ce cas, l’interaction avec le champ magn´etique ext´erieur sugg`ere que les grains compos´es de quelques % de fer, vont avoir tendance `a se relaxer vers un ´etat de plus faible ´energie. Le champs magn´etique ext´erieur produit par induction un champ ´electrique `a l’int´erieur des grains. Ces grains n’´etant pas au repos, les champs ´electriques induits ne se retrouvent jamais align´es avec celui ext´erieur au grains. Cela a pour effet de cr´eer un couple dissipatif qui lentement va r´eduire les composantes rotationnelles perpendiculaire `a la direction du champ magn´etique ext´erieur. Ce processus tend donc `a aligner l’axe le plus court du grain, c’est `

a dire celui pour lequel le moment d’inertie est maximal, avec le champ magn´etique. Ce m´ecanisme d’alignement correspond `a un processus dissipatif dˆu essentiellement `a la diff´erence de temp´erature entre celle du gaz (Tgaz) et celle des grains (Tgrains), et la temp´erature attendue

des grains est de l’ordre de 10K.

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susceptible d’ˆetre perturb´e par des collisions avec le gaz si les vitesses de rotation de ces grains ´etaient augment´ees, ind´ependamment du fait que l’alignement soit toujours produit avec la mˆeme efficacit´e. Il introduisit alors le concept de rotation suprathermique revenant ainsi `a supposer l’existence de processus `a mˆeme d’augmenter de fa¸con consid´erable la vitesse de rotation des grains. A cet effet, il proposa (1) l’existence de sites actifs `a la surface des grains. Dans ces sites, les atomes d’hydrog`ene se combinent et forment du dihydrog`ene qui une fois ´eject´e va fournir un moment de rotation ´elev´e au grain, (2) l’absorption de photons UV par les grains, ce qui a pour effet d’entrainer l’´emission de photo´electrons. A priori, ce second processus s’adresse plus particuli`erement `a des grains situ´es dans un environnement proche d’´etoiles actives mais n’est probablement pas g´en´eralisable aux r´egions o`u la formation stellaire n’en est qu’au stade embryonnaire, voir inexistante.

Un apport important des travaux de Purcell (1979) aura aussi ´et´e d’avoir identifi´e un processus de relaxation (effet Barnett) suffisamment rapide ayant pour effet d’aligner l’axe de rotation du grain avec l’axe de moment d’inertie maximal du grain. D`es lors, l’id´ee que les grains sont toujours en rotation autour de leur axe de moment d’inertie maximal devint alors ‘universellement’ accept´ee. Une cons´equence plus g´en´erale de ces travaux aura ´et´e d’ouvrir le champ `a des recherches plus particuli`eres sur les mouvements internes des grains.

Pour r´esumer, les mod`eles d´evelopp´es r´ecemment prennent en compte le fait que puisque les grains interstellaires sont de petites tailles et interagissent avec leur environnement (photons absorb´es et ´emis, formation d’hydrog`ene mol´eculaire `a leur surface, etc...), ils sont soumis `a des vitesses de rotation tr`es importantes souvent suprathermiques. A cause de cela, l’effet dominant n’est plus la simple interaction des inclusions paramagn´etiques dans le grain en rotation avec le champ magn´etique ext´erieur (m´ecanisme de Davis et Greenstein), et des m´ecanismes plus complexes comme la dissipation r´esonnante des quantas de rotation du grain avec la transition de type Zeeman des spins non appair´es du grain (´electrons ou noyaux) peuvent devenir pr´epond´erant (e.g. Lazarian, 2000). Des mod`eles assez complets existent donc maintenant (e.g. Draine & Flatau, 1994) et rendent compte `a la fois de la rotation du grain et de son interaction dissipative avec le champ magn´etique, en fonction de l’environnement stellaire.

Alignement par des processus radiatifs

Un autre sc´enario propose l’augmentation de la rotation des grains par des couples radiatifs. Dans ce cas, des grains de formes irr´eguli`eres peuvent avoir une h´elicit´e non nulle. Cette g´eom´etrie particuli`ere leur permet de diffuser des photons ayant une polarisation circulaire droite ou gauche diff´eremment, ce qui comme dans le cas du m´ecanisme propos´e par Purcell (1979) va cr´eer une augmentation de la rotation des grains (Dolginov & Mitrofanov (1976), Lazarian (1995)). L’´etude r´ecemment men´ee par Draine & Weingartner (1996, 1997) r´ev`ele que sous certaines conditions, il est possible d’obtenir des taux de rotation sup´erieurs `a ceux estim´es par Purcell (1979), mais aussi que dans la plupart des cas les grains tendent `a s’aligner avec leur axe le plus long orient´e dans une direction perpendiculaire `a celle du champ magn´etique,

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et ce mˆeme en l’absence de processus de relaxation paramagn´etique.

Facteur de r´eduction de la polarisation

Dans le cas de grains align´es magn´etiquement, puisque l’alignement n’est pas n´ecessairement parfait, Draine (1985) a d´efini le facteur de r´eduction de la polarisation,

φ ≡ RF cos2(γ), (2.12)

exprimant les effets combin´es des facteurs individuels qui tendent `a r´eduire la valeur qu’aurait la polarisation maximale id´eale pour une forme et une composition donn´ee. Le terme cos2(γ) traduit la r´eduction due `a l’inclinaison du champ magn´etique par rapport au plan du ciel. Le facteur de r´eduction de Rayleigh,

R ≡ (3₂)(hcos2(β)i − 1₃), (2.13) d´efini par Greenberg (1968), donne la r´eduction due `a l’inclinaison, β, avec laquelle le grain pr´ecesse autour de la direction du champ magn´etique. Ainsi pour un alignement parfait, hcos2(β)i = 1 et R = 1 et pour un alignement al´eatoire hcos2(β)i = 13 et R = 0. Quant

au terme,

F ≡ (3₂)(hcos2(θ)i/1₃), (2.14) il traduit la r´eduction due `a la composante turbulente du champ magn´etique o`u θ est l’angle entre le champ local et le champ ordonn´e.

Dans les faits, le facteur de r´eduction n’est jusqu’`a pr´esent contraint que de fa¸con globale seulement `a l’aide de la valeur maximale moyenne de la polarisation `a l’´emission Pe,max ≈ 10%

d´etermin´ee statistiquement par des observations dans le submm (voir section 3.2.1).

Conclusion

Tous les m´ecanismes d’alignement pr´esent´es dans cette section sont parmi les plus retenus et permettraient d’expliquer les patrons de polarisation observ´es en consid´erant que des grains non sph´eriques align´es localement cr´eent une dissym´etrie dans la ligne de vis´ee. Comme le font remarquer Hildebrand (1988), ainsi que Lazarian (2003), il est important de noter que pour chacun de ces processus (m´ecanique, magn´etique ou bien radiatif) des niches peuvent exister quelque part dans la galaxie en fonction des conditions environnementales locales. Ainsi, si par exemple l’alignement magn´etique des grains situ´es dans le MIS diffus est attest´e `a l’aide de diverses m´ethodologies observationnelles convergentes (polarim´etrie optique sur des ´etoiles de champ, mesure de rayonnement synchrotron et mesures de la rotation Faraday sur des pulsars proches), ce m´ecanisme n’est peut-ˆetre plus valable dans les r´egions plus denses ou

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les probabilit´es de collisions sont statistiquement plus ´elev´es et ou les effets probables de la turbulence ne sont peut ˆetre pas n´egligeables.