Variation des déplétions entre le halo et le disque

En fonction de la vitesse du gaz

1978ApJ...225..887C

Figure 1.10 – Abondance fractionnelle de Si relativement aux abondances solaires dans différents nuages, en fonction de la vitesse de ces nuages mesurée dans le Référentiel Local Standard (Cowie, 1978). Les lignes de visée sont indiquées par des points ; le trait plein présente les résultats du modèle de choc correspondant à la vitesse du nuage avec destruction des grains par érosion et vaporisation ; les pointillés correspondent au même modèle mais pour un choc à plus grande vitesse que celle du nuage, suivi d’une décélération progressive du nuage par friction avec le gaz environnant jusqu’à la vitesse mesurée (cf. § 1.3.2).

Les déplétions des éléments chimiques varient fortement en fonction des lignes de visée. Les observations montrent une corrélation entre les abondances en phase gazeuse des éléments réfractaires composant les poussières et la vitesse des nuages sur la ligne de visée mesurée dans le Référentiel Local Standard (Routly & Spitzer,1952;Cowie,1978). Certains éléments sont très fortement déplétés dans les nuages à basse vitesse (cf. Fig. 1.3), tandis que les abondances sont presque solaires dans les nuages à haute vitesse (' 100 km s−1) des restes de la supernova Vela. L’abondance de Si dans les nuages à haute vitesse du groupe d’étoiles

1.4. Contraintes observationnelles sur le traitement des poussières 27

14

Figure 3. Gas phase abundances for the major (Mg, Si and Fe), minor (Ni) and trace (Cr and Mn) dust-forming elements and S for diffuse lines of sight lines through cool clouds in the Galactic disk (filled circles) and warm clouds in the Galactic halo (open squares) for Solar reference abundances. The vertical bars indicate the ranges of the observed values; data taken from Savage and Sembach [1996]. For the Mg data we have adopted the current best estimate for the Mg+oscillator strength from Fitzpatrick [1997].

Figure 1.11 – Abondances en phase gazeuse des éléments chimiques constituant les pous-sières le long de lignes de visée traversant des nuages froids du plan galactique (cercles pleins) et les nuages chauds du halo galactique (carrés vides), relativement aux abondances solaires prises pour référence. Extrait deJones (2000), d’après les données de la figure 1.12 (Savage

& Sembach, 1996).

OB d’Orion est même solaire pour des vitesses de 40 - 50 km s⁻¹, comme montré sur la figure 1.10. Cowie (1978) démontre que cette augmentation du silicium en phase gazeuse peut être interprétée comme le produit de la destruction des grains silicatés dans des chocs interstellaires de vitesse supérieure à∼ 75 km s−1.

En fonction de la densité du gaz

Il est également bien établi que la déplétion des éléments chimiques réfractaires est corré-lée avec la densité (Spitzer, 1985;Savage & Sembach, 1996). La figure1.11, qui compare les déplétions moyennes des éléments réfractaires dans les nuages diffus du disque galactique et les nuages ténus du halo, illustre cette dépendance. Les déplétions des éléments réfractaires sont plus faibles dans le milieu inter-nuages tiède que dans les nuages froids. Ces différences s’expliquent également relativement bien par un modèle d’érosion des poussières dans les chocs interstellaires qui traversent régulièrement la phase tiède et ténue du milieu interstel-laire (Cowie,1978;Draine & Salpeter,1979b,a;McKee et al.,1987;Jones et al.,1994,1996). La corrélation des déplétions avec la densité est attribuable à la composition statistique des déplétions des phases denses et ténues sur la ligne de visée (Spitzer, 1985).

Composition et structure chimique de la partie la plus réfractaire des poussières La figure 1.12 (Savage & Sembach, 1996) fournit les mesures d’abondances dans les poussières sur plusieurs lignes de visée, selon deux jeux d’abondances de référence.Sembach

28 Chapitre 1. Evolution des poussières dans le milieu interstellaire

INTERSTELLAR ABUNDANCES 315

abundances measured by Copernicus and the GHRS cannot be attributed to problems with the oscillator strength of the weak line. If the solar O abundance

is used as the reference abundance, then ∼ 450 O atoms per 106H atoms must

reside in the dust. The only other atoms with cosmic abundances adequate to combine chemically with this much O are H and possibly C. However, the

interstellar H₂O ice feature at 3.1 µm is not seen in absorption along paths

through diffuse interstellar clouds. For example, toward VI Cyg No. 12, the absence of the ice band (Sandford et al 1991) implies that less than 0.02% of O is in the form of ice. This problem of the “missing” O can be eased substantially, but not completely eliminated, if a B-star reference abundance of 0.20 dex less

than the solar abundance is adopted. In this case, ∼ 170 O atoms per 106 H

atoms could be chemically incorporated into silicates and various oxides of Mg and Fe in the grains. If we adopt the full 0.25-dex difference between the B-star and solar O abundances given in Table 4, the problem of the missing O is resolved. The values of O/Si in the grains toward ζ Oph are 13 and 8 for solar and B-star reference abundances, respectively. If the grains were pure silicates, the expected value would be between three and four. Some of the O is evidently in the form of oxides (see Section 12.2). In the C1 carbonaceous chondrites, the value of O/Si is eight (Whittet 1984; Wasson & Kallemeyn 1988). Correcting for the O combined with H in the meteoric material, which presumably is in

Table 7 Dust-phase abundancesa

106(X/H) 106(X/H)d 106(X/H) 106(X/H)d

X Sun ζOph _{ξ Per} Halo B-Star ζOph ξPer Halo

(core + mantle)b (core)c (mantle)d (core+ mantle)b (core)c (mantle)d

aDust-phase element abundances are listed in the units 106(X/H)dfor solar reference abundances (left side of table; see Table 1) and B-star reference abundances (right side of table; see Section 8). The reference is to the amount of H in the gas. Therefore, the value 106(X/H)d= 360 listed for C means there are 360 C atoms in the dust for every 10⁶H atoms in the gas.

bDust-phase abundances in grain cores + mantles are based on the abundances listed in Table 5 for the cool, diffuse clouds toward ζOph and ξ Per. The sources of the data are referenced in the footnotes to Table 5.

cDust-phase abundances in grain cores are based on the average halo cloud abundances from Sembach & Savage (1996). The listed values of 106(X/H)drefer mainly to atoms in the resilient cores of interstellar dust.

dDust-phase abundances in grain mantles are derived by subtracting the listed dust core abundances from an average of the ζ Oph and ξ Per (core + mantle) abundances.

Annu. Rev. Astro. Astrophys. 1996.34:279-329. Downloaded from arjournals.annualreviews.org

by Observatoire de Paris on 07/25/06. For personal use only.

Figure 1.12 – Reproduction de la table 7 de ^{Savage & Sembach (1996). Abondances} frac-tionnelles, exprimées en partie par million relativement à H, mesurées sur les lignes de visée de deux nuages diffus en direction de ζ Oph et ξ Per (b), et moyenne des abondances des nuages du halo (c), pour deux jeux de références, solaire (partie gauche du tableau) et étoile B (partie droite). Dans le modèle de Savage & Sembach (1996), les abondances du halo (c) représentent la composition du cœur des poussières, et la différence entre les abondances moyennes dans les nuages diffus (b) et celles du halo (c) représente la composition du man-teau (d) de ces poussières, indépendante des abondances de référence choisies.

& Savage (1996) montrent que les abondances fractionnelles de Mg, Si, Fe, Cr, Mn, et Ni

sont presque les mêmes dans tous les nuages situés à une distance de 7-10 kpc du centre galactique. Ces poussières contiennent∼ 70 % des abondances solaires de Mg, 45 % de celles de Si et 77 % de celles de Fe (cf. Fig. 1.12). Cette uniformité dans un environnement où les poussières sont fortement sujettes à la destruction par les chocs interstellaires suggère selon ces auteurs que les grains du halo révèlent la partie la plus réfractaire des poussières, celle qui résiste le mieux au passage des chocs. Mais selon Fitzpatrick (1996), ces résultats peuvent s’interpréter de deux manières différentes :

1. Soit nous sommes effectivement en présence de cœurs réfractaires très résistants, voire indestructibles vu que presque aucune ligne de visée n’a permis d’observer, même dans des conditions extrêmes, des abondances solaires pour Fe et Mg. Nous serions alors peut-être en présence des authentiques poussières d’étoiles formées dans les géantes rouges riches en oxygène.

2. Soit les abondances de référence solaires surestiment les abondances élémentaires dans les régions observées, et la déplétion mesurée est alors purement artificielle. Sur cer-taines lignes de visée, tous les grains auraient en fait été détruits.

Dans la première hypothèse, le rapport d’abondance (Mg+Fe)/Si vaut 3,3 pour des abon-dances solaires de référence ou 8,6 pour des abonabon-dances des étoiles B (cf. Fig.1.12). Il vaut 2,0 pour l’olivine et 1,0 pour le pyroxène. Une fraction non négligeable de Mg et Fe se trouverait alors dans une phase non silicatée, sous forme d’oxydes ou de grains métalliques¹. 1. Cette dernière hypothèse est jugée peu probable car les grains de fer métallique sont plus efficacement détruits dans les chocs par érosion inertielle que les poussières moins denses à base de silicates ou d’oxydes

1.4. Contraintes observationnelles sur le traitement des poussières 29

Composition et structure chimique de la partie la moins réfractaire des poussières

Si les poussières des nuages ténus du halo représentent leur partie la plus réfractaire, les poussières des nuages diffus du disque contiennent en supplément une phase moins réfractaire qui est détruite dans les chocs traversant le halo, ou d’un point de vue inverse, formée par accrétion dans les nuages denses du disque. Suivant l’analyse de Jones (2000), il n’est pas indispensable de raisonner en termes de cœur et de manteau car rien dans les observations de déplétion n’indique de manière univoque une telle structure. Les phases plus réfractaires et moins réfractaires peuvent aussi bien former une seule population de grains de type cœur-manteau que deux populations séparées.

Information très importante, la composition chimique de cette phase moins réfractaire des poussières du disque, obtenue en calculant la différence entre les mesures d’abondances dans les nuages du disque et les nuages du halo, est indépendante des abondances de ré-férences choisies (Savage & Sembach, 1996). Le rapport stœchiométrique (Mg+Fe)/Si de cette phase moins réfractaire vaut 0,94 (cf. Fig.1.12). Cette phase, plus riche en silicium (et également en magnésium, cf. Fig.1.12) que la phase plus réfractaire du halo, a une composi-tion stœchiométrique qui se rapproche du pyroxène, sans que l’on puisse exclure la présence d’oxydes.

Erosion préférentielle du silicium dans les chocs - quel modèle ?

L’évolution des abondances chimiques entre les nuages du halo et les nuages diffus du disque montre que le silicium est plus facilement érodé que le fer, et même que le magnésium (cf. Fig. 1.12). Le bilan de destruction des poussières silicatées dans les chocs ne reproduit donc pas la stœchiométrie de leur composition chimique dans les nuages diffus. Si l’érosion est la cause majeure de la destruction des poussières, un modèle mécanique simple prédit que les éléments les plus légers devraient être érodés préférentiellement aux éléments les plus lourds. Ces prédictions sont en accord avec les observations pour tous les éléments déplétés sauf Si qui, plus lourd que Mg, devrait être moins érodé, contrairement à ce qui est observé

(Jones, 2000). Un modèle mécanique d’érosion n’est donc pas capable d’expliquer seul les

faibles déplétions du silicium observées dans les nuages du halo. L’érosion est-elle également chimiquement sélective (Jones,2000) ? Une partie du silicium est-t-il présent dans une phase moins réfractaire que les silicates, avec une énergie de liaison de 1-2 eV (au lieu de 5 eV dans les silicates) comme suggéré par Tielens (1998) et confirmé semble-t-il par l’observation de SiO dans une PDR (Walmsley et al., 1999; Schilke et al., 2001) ? Comment alors expliquer l’intensité de la bande d’absorption à 9,7 µm sans la totalité du silicium dans des phases silicatées ?

(Jones et al.,1994,1996). Cependant, le fer pourrait être protégé s’il est présent sous forme de billes de fer dans les silicates amorphes (Davoisne et al.,2006).

30 Chapitre 1. Evolution des poussières dans le milieu interstellaire