Résumé des principaux résultats en français

Dans ce premier article, j’ai à la fois regroupé la plus grande étude des cas de coreshine au travers de la Galaxie et identifié des régions où le

coreshine semble particulièrement présent (voir Partie 2.2). Pour étudier

ces régions propices à l’apparition du coreshine, j’ai construit deux modèles de nuage représentatifs des observations, et qui, combinés à une grille de modèles de poussière, m’ont permis de tester le comportement de différents types de poussière, en fonction de la longueur d’onde. Nous avons développé une méthode afin de déterminer les valeurs de Ibg pour chaque ligne de visée afin d’être en mesure de comparer nos observations aux modélisations. Nous avons ainsi pu confirmer l’absence de cas de coreshine dans le plan galactique à cause de la brillance du fond de ciel. En utilisant à la fois les observations du coreshine (à 3.6 et 4.5 µm) et les observations en NIR, j’ai

pu démontrer plusieurs effets :

— Les sources enfouies influencent l’intensité absolue et relative (entre les deux bandes) qui sont observées pour le coreshine. Nous avons pu tester, en plaçant une source interne mimant une proto–étoile au sein du nuage, que le rapport se trouve modifié comme attendu. D’une part la présence d’une source de rayonnement supplémentaire favorise notre capacité à détecter le coreshine, d’autre part si le rayonnement de la source et le cocon de poussière qui l’entoure et redistribue ce rayonnement sont bien caractérisés, alors cette déter-mination peut atténuer partiellement les autres sources d’incertitude. En effet, le flux absolu diffusé devenant plus important, l’impact de l’évaluation précise de I_bg est plus faible.

— Pour les nuages ne contenant pas de protoétoiles, un champ de rayonnement incident tel qu’il a été présenté dans la Partie 3.1.2 est suffisant pour expliquer les observations en faisant varier les propriétés des poussières. Ce résultat est important car des travaux simultanés ont choisi de laisser ce paramètre libre. En effet, d’autres études autorisent une multiplication (L260 – Andersen et al. 2013, 12 globules cométaires14– Launhardt et al. 2013, ainsi que L1506C, L1439, et L1498 – Steinacker et al., A&A, sous presse) ou une di-vision (L1498 – Shirley et al. 2005, L1512, L1544 et L1689B Evans et al. 2001) du champ de rayonnnement de manière globale. Nous sommes convaincus qu’il est bien plus prudent de fixer le champ de rayonnement par rapport aux observations DIRBE et de ne relâcher cette contrainte que dans des cas particuliers où l’éclairement local domine. Nous marquons ici notre volonté d’entreprendre la modéli-sation au travers de la variation des propriétés des poussières, sans

toucher au champ de rayonnement sans justification préalable. Nous

visons ainsi à lever, au moins partiellement, la dégénérescence sur le contenu en grains des nuages par l’approche multi–longueurs d’onde. — Les petits grains . 50 nm n’influencent pas les observations du

core-shine.

— La taille des grains et leur croissance par coagulation permet d’aug-menter à la fois l’intensité absolue et relative du coreshine avec une saturation du rapport de coreshine (4.5/3.6 µm) au delà d’une taille maximale pour la distribution de 1 micron.

— Les agrégats sont plus efficaces à produire de la diffusion que les grains compacts sphériques, y compris ceux pour lesquels on inclut artificiellement de la porosité. Cependant, ils ne semblent pas pou-voir reproduire le rapport K/3.6 µm sans un mélange avec d’autres types de grains. Cette vision est probablement compatible avec une 14. Ces sources font partie du projet Herschel avec temps d’observation garanti : The

Early Phases of star formation. Il s’agit de CB4, CB6, CB17, CB26, CB27, BHR12, CB68, B68, CB130, B335, CB230 et CB244.

coagulation progressive des grains en pénétrant dans le nuage. — Les manteaux de glaces semblent décroître le rapport de coreshine

tandis qu’ils ont tendance à augmenter le rapport K/3.6 µm , pour une distribution en taille similaire. La glace pourrait donc elle aussi aider à rendre les agrégats compatibles avec les observations NIR. — De la même façon, une transition plus progressive du bord au centre

(modèle en 10 couches, GRAD) a tendance à augmenter le rapport K/3.6 µm, tout en gardant un rapport de coreshine comparable à une distribution unique avec la même taille maximale. Ce résultat pourrait aller dans le sens d’une visualisation progressive des petits grains contenus dans les couches externes aux plus gros grains pré-sents dans les couches internes en passant du NIR au MIR.

Figure 3.5 – Exemple de rapports J/K et K/3.6 µm pour L1506C. Toutes les

images sont soustraites des étoiles et du fond d’après la méthode décrite Annexe C.2. De gauche à droite, en haut : images soustraites en J, K, et I1, au milieu rapport J/K et K/3.6 µm, en bas histogramme de ces rapports.

— Les rapports J/K, K/3.6 µm et 4.5/3.6 µm ont pu être contraints par les observations. Le rapport J/K adopte des valeurs allant de 0.3 à 3 avec une grande variation spatiale et une apparence bimodale (voir Figure 3.5), les parties les plus externes étant celles présentant le

plus grand rapport. Cependant, la bande J est à la fois plus sensible aux petits grains et dépend plus de la structure du nuage. En effet, la brillance de surface des nuages due à la diffusion dans le NIR suit une relation simple avec la densité de colonne de poussière (Nakajima et al. 2003, Foster et Goodman 2006, Padoan et al. 2006) jusqu’à un seuil d’environ AV≥ 15 magnitudes.

— Le rapport K/3.6 µm est plus homogène spatialement et varie entre 3.5 et 6. Il permet d’évaluer une limite en taille pour une distribu-tion de grains (Andersen et al. 2013) ou plus vraisemblablement de placer une limite sur la proportion de gros grains compatible avec les observations (articles I et II). Cette limite en abondance des gros grains se retrouve dans la contrainte d’une carte globalement en absorption à 5.8 µm ainsi qu’à 8 µm.

— Le rapport de coreshine (4.5 µm/3.6 µm) plafonne à une valeur de 0.5 à cause des propriétés des grains combinées au rayonnement incident. En effet, les grains ont une efficacité de diffusion plus faible à 4.5 µm qu’à 3.6 µm et le champ de rayonnement standard est lui aussi moins intense à 4.5 qu’à 3.6 µm (en l’absence de sources enfouies). Ce rapport trace les gros grains et les parties les plus enfouies et il est relativement peu sensible au modèle de nuage en lui–même.

L’ensemble de cette étude a permis d’appréhender les méthodes de mo-délisation de la diffusion, comme les propriétés des poussières susceptibles de reproduire au mieux nos observations. Le modèle de nuage aura alors vocation à être modifié dans le cadre de la modélisation d’une source indi-viduelle, tout en tirant parti des enseignements de ce premier article.

Article I

Propriétés des poussières dans les