Nouvelle étude de nuages moléculaires à hautes latitudes galactiques

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Nouvelle étude de nuages moléculaires à hautes

latitudes galactiques

Mémoire Pierre Fortier Maîtrise en physique Maître ès sciences (M.Sc.) Québec, Canada © Pierre Fortier, 2014

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Résumé

Bien cerner le rôle des processus liés à la formation et l’évolution des nuages moléculaires est essentiel à notre compréhension globale du milieu interstellaire (MIS) et de la formation stellaire. Les complexes gazeux à haute latitude galactique sont des laboratoires parfaits pour étudier la physique du MIS puisque n’entre en jeu que la turbulence, les champs magnétiques et le champ de radiation interstellaire. Utilisant des indices fournis par des raies d’absorption du H2 dans l’UV et la variation de couleur des grains de poussière, nous avons fait une recherche

systématique de lieux de formation de molécules dans l’espoir de trouver des sites à différentes étapes d’évolution.

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Abstract

Understanding the processes related to the formation and evolution of molecular clouds is essential to our understanding of the interstellar medium (ISM) at large and of star formation. High galactic latitude clouds are ideal laboratories for studying the physics of the ISM as only turbulence, magnetic fields and the interstellar radiation come into play. Using clues from H₂ absorption lines in UV and by comparing dust emissions to HI column density, we have probed the morphology and dynamics of many molecular clouds, in the hopes of identifying regions at different stages of evolution.

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Table des matières

Résumé iii

Abstract v

Table des matières vii

Liste des tableaux ix

Liste des figures xi

Remerciements xix

Introduction 1

1 Un survol du milieu interstellaire de la Voie lactée 3

1.1 Hydrogène neutre. . . 3

1.1.1 Détection . . . 3

1.1.2 Présence dans la Voie lactée . . . 5

1.2 Hydrogène moléculaire . . . 6 1.2.1 Détection . . . 7 1.2.2 Formation et destruction. . . 7 Modèles de formation . . . 8 Modèles de destruction. . . 9 1.3 Poussière . . . 10 1.3.1 Origine de la poussière . . . 11 1.3.2 Composition de la poussière . . . 11 1.3.3 Détection de la poussière . . . 11

Propriétés spectrales de la poussière . . . 12

Émission infrarouge . . . 14

1.4 Synthèse du HI, du H2 et de la poussière . . . 14

1.4.1 Excès infrarouge . . . 15

1.5 Études précédentes à hautes latitudes galactiques . . . 16

2 Observations et méthodologie 19 2.1 Observations DRAO . . . 19

2.2 Observations GBT . . . 20

2.3 Données combinées DRAO-GBT . . . 21

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2.5 Observations IRIS . . . 22

2.5.1 Télescope IRAS. . . 22

2.5.2 Données IRIS . . . 22

2.6 Méthodologie . . . 24

2.6.1 Création des cartes IRIS . . . 24

2.6.2 Recadrement des données DRAO-GBT. . . 24

2.6.3 Régions d’intérêt du HI . . . 25

2.6.4 Calcul de l’excès infrarouge . . . 26

3 Analyse et résultats 29 3.1 Régions contenant peu d’excès infrarouge . . . 29

3.1.1 Région H1821 . . . 29 3.1.2 Région MKR9 . . . 30 3.1.3 Région MKR205 . . . 32 3.1.4 Région MKR290 . . . 33 3.1.5 Région MKR421 . . . 34 3.1.6 Région MS0700 . . . 35 3.1.7 Région PG0804 . . . 38

3.1.8 Utilisation comme calibration . . . 39

3.2 Champs contenant de l’excès infrarouge . . . 41

3.2.1 Région Ursa. . . 41 3.2.2 Région LOOP1-2 . . . 47 3.2.3 Région LOOP4 . . . 50 3.2.4 Région 1H0717 . . . 53 3.2.5 Région HS0624 . . . 56 3.2.6 Région MBM23 . . . 59 3.2.7 Région NGC 3310 . . . 64 3.3 Analyse . . . 67

3.3.1 Résumé des résultats . . . 67

3.3.2 Comparaison aux observations FUSE. . . 67

3.3.3 Régions sans excès particuliers . . . 68

3.3.4 Régions avec excès . . . 69

3.3.5 Régions de sous-excès . . . 77

Conclusion 79

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Liste des tableaux

2.1 Champs observés . . . 22

2.2 Caractéristiques IRIS à 100 µm . . . 23

3.1 Paramètres de corrélation pour la région H1821.. . . 29

3.2 Paramètres de corrélation pour la région MKR9. . . 31

3.6 Paramètres de corrélation pour la région MS0700.. . . 36

3.7 Paramètres de corrélation pour la région MS0700.. . . 38

3.8 Paramètres des champs sans excès IR . . . 40

3.9 Paramètres de la corrélation des champs H1821, MKR9, MKR205 et MKR421. . . 40

3.10 Paramètres physiques de la région Ursa. . . 42

3.11 Paramètres physiques de la région LOOP1-2. . . 47

3.12 Paramètres physiques de la région LOOP4. . . 50

3.13 Paramètres physiques de la région 1H0717. . . 53

3.14 Paramètres physiques de la région HS0624. . . 56

3.15 Paramètres physiques de la région MBM23. . . 59

3.16 Paramètres physiques de la région NGC 3310. . . 64

3.17 Paramètres des champs observés avec excès infrarouge. . . 67

3.18 Champs observés sans excès infrarouge. . . 67

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Liste des figures

1.1 Exemples typiques de spectres en vitesse (dans le référentiel du Soleil) de l’émission et absorption à 21 cm dans le plan de la Galaxie, tous centrés à (l = 55.6◦, b = 2.3◦) (Dickey and Lockman, 1990). . . 4

1.2 Exemple typique d’un spectre en vitesse (dans le référentiel du Soleil) de l’émission à 21 cm à haute latitude galactique, ici le nuage Spider (l = 134.69◦, b = 40.49◦) (Barriault et al., 2010). . . 5

1.3 Densité de colonne de l’hydrogène moléculaire en fonction de l’intensité à 100µm. La densité de colonne de l’hydrogène moléculaire a été obtenue des données du télescope FUSE dans la direction de 45 AGNs. L’intensité à 100 µm provient du télescope IRAS. Figure tirée de Gillmon and Shull (2006). . . 10

1.4 Le ciel IRAS à 100µm. L’émission en infrarouge de la poussière dévoile les structures à grande échelle du milieu interstellaire. . . 10

1.5 Spectre d’extinction de la poussière interstellaire A_λ/AIC selon la bande IC =

8020Å pour des valeurs de Rv simulés différents en fonction de l’inverse de la longueur d’onde, λ−1. Figure tirée de Draine (2003). . . 12

1.6 Bandes diffuses interstellaires Aλ/AIC selon la bande IC = 8020Å entre 5700 et

6670 Åen fonction de l’inverse de la longueur d’onde, λ−1. Figure tirée de Draine (2003). . . 13

1.7 Plusieurs bandes d’émission vibrationelle des PAH dans la nébuleuse NGC 7023. Figure tirée de Draine (2003). . . 13

1.8 Émission de la poussière interstellaire. Figure tirée de Draine (2003). . . 14

1.9 Densité de colonne de l’hydrogène atomique en fonction de l’intensité à 100µm. L’intensité à 100 µm mesuré par le télescope DIRBE en fonction de la densité de colonne totale N(HI) de deux régions du ciel. La relation linéaire entre la poussière et le gaz atomique est tracée en noir. Seuls les points à gauche des traits noirs sont conservés pour le calcul de la relation linéaire. Tiré de Arendt et al. (1998). . . 15

1.10 Vue de l’ensemble du ciel pour (a) la pente et (b) l’ordonnée à l’origine de la relation linéaire entre le gaz atomique et l’intensité à 100µm. Pour créer ces cartes, les auteurs ont divisé le ciel en cellules de 10◦ et ont moyenné sur l’espace. Tiré de Reach et al. (1998).. . . 15

2.1 Illustration de la configuration des antennes du télescope DRAO. Les séparations sont en unités de L = 4.286m. (Landecker et al. 2000) . . . 20

2.2 Schématisation de la combinaison des données à haute et basse résolution pour une direction (u = 0) dans le plan u − v. . . 21

2.3 Exemple des améliorations apportées par IRIS. Plaque 81 à 12 µm. (Miville-Deschênes & Lagache 2005). . . 23

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2.4 Spectre HI moyen pour la région Ursa. . . 25

2.5 Sélection des intervalles dans le spectre HI moyen pour la région Ursa. . . 26

3.1 Spectre HI moyen pour la région H1821 . . . 30

3.2 Relation entre l’émission à 100µm et la densité de colonne totale du HI pour la région H1821. . . 30

3.3 Spectre HI moyen pour la région MKR9. . . 31

3.4 Relation entre l’émission à 100µm et la densité de colonne totale du HI pour la région MKR9. . . 31

3.6 Relation entre l’émission à 100µm et la densité de colonne totale du HI pour la région MKR205, composante locale. . . 32

3.8 Relation entre l’émission à 100µm et la densité de colonne totale du HI pour la région MKR290. . . 34

3.10 Relation entre l’émission à 100µm et la densité de colonne totale du HI pour la région MKR421, composante locale. . . 35

3.11 Spectre HI moyen pour la région MS0700. . . 36

3.12 Relation entre l’émission à 100µm et la densité de colonne totale du HI pour la région MS0700. . . 36

3.13 Sous-excès dans le champ de MS0700. . . 37

3.14 Spectre HI moyen pour la région PG0804. . . 38

3.15 Relation entre l’émission à 100µm et la densité de colonne totale du HI pour la région PG0804. . . 39

3.16 Relation entre l’émission à 100µm et la densité de colonne totale des champs sans excès rogné à 4 × 1020cm−2. . . 40

3.17 Spectre HI moyen pour la région Ursa. . . 42

3.18 Relation entre l’émission à 100µm et la densité de colonne totale du HI pour la région Ursa. En rouge, la corrélation moyenne des champs sans excès. . . 43

3.19 Carte de l’excès infrarouge pour le champ Ursa. . . 44

3.20 Carte d’intensité intégré du CO pour la région d’Ursa étudié par Pound and Good-man (1997). Le CO a été intégré entre -2 et −3.5kms−1. . . 45

3.21 Sous-excès dans le champ d’Ursa. . . 46

3.22 Spectre HI moyen pour la région LOOP1-2. . . 47

3.23 Relation entre l’émission à 100µm et la densité de colonne totale du HI pour la région LOOP1-2. En rouge, la corrélation moyenne des champs sans excès. . . 48

3.24 Carte de l’excès infrarouge pour le champ LOOP1-2. . . 49

3.25 Spectre HI moyen pour la région LOOP4. . . 50

3.26 Relation entre l’émission à 100µm et la densité de colonne totale du HI pour la région LOOP4. En rouge, la corrélation moyenne des champs sans excès. . . 51

3.27 Carte de l’excès infrarouge pour le champ LOOP4. . . 52

3.28 Spectre HI moyen pour la région 1H0717. . . 53

3.29 Relation entre l’émission à 100µm et la densité de colonne totale du HI pour la région 1H0717. En rouge, la corrélation moyenne des champs sans excès. . . 54

3.30 Carte de l’excès infrarouge pour le champ 1H0717. . . 55

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3.32 Relation entre l’émission à 100µm et la densité de colonne totale du HI pour la région HS0624. En rouge, la corrélation moyenne des champs sans excès. . . 57

3.33 Carte de l’excès infrarouge pour le champ HS0624. . . 58

3.34 Spectre HI moyen pour la région MBM23. . . 59

3.35 Relation entre l’émission à 100µm et la densité de colonne totale du HI pour la région MBM23. En rouge, la corrélation moyenne des champs sans excès. . . 60

3.36 Carte de l’excès infrarouge pour le champ MBM23. . . 61

3.37 Carte du CO intégré pour la région de MBM23 tiré de Gir et al. (1994). . . 62

3.38 Excès isolé pour chacune des régions en vitesse du HI pour la région de MBM23. Haut : le HI centré à -5 km s−1. Bas : le HI centré à 15 km s−1 . . . 63

3.39 Spectre HI moyen pour la région NGC 3310. . . 64

3.40 Relation entre l’émission à 100µm et la densité de colonne totale du HI pour la région NGC 3310. En rouge, la corrélation moyenne des champs sans excès. . . 65

3.41 Carte de l’excès infrarouge pour le champ NGC 3310. . . 66

3.42 Haut : coupure en HI selon b du champ URSA. Bas : excès infrarouge selon la coupure en b. . . 70

3.43 Haut : coupure en HI selon l du champ LOOP1-2. Bas : excès infrarouge selon la coupure en l. . . 70

3.44 Haut : coupure en HI selon b du champ LOOP4. Bas : excès infrarouge selon la coupure en b. . . 71

3.48 Haut : coupure en HI selon l du champ HS0624. Bas : excès infrarouge selon la coupure en l. . . 75

3.49 Haut : coupure en HI selon b du champ MBM23. Bas : excès infrarouge selon la coupure en b. . . 75

3.50 Haut : coupure en HI selon l du champ HS0624. Bas : excès infrarouge selon la coupure en l. . . 76

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In an interstellar burst, I am back to save the Universe

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Remerciements

This is the one place in this whole thing where I get to be Pierre the human, and not Pierre the scientist, so here goes !

I certainly couldn’t have written this memoir by myself, and I have many people to thank for helping me reach the finish line along the way. First and foremost I want to thank my supervi-sor, Gilles Joncas. Incredibly personable, sharp and talented, he gave me great opportunities, and showed much support and patience. For all that and more, I am very grateful.

To all my friends and colleagues in the astrophysics department, thank you for all the good times, interesting conversations and help over the past two years. I’m going to miss that office ! To all the friends I made over the past five years during college. . . I don’t know what to say. They say the time spent during college are the best years of your life, and well so far I can’t disagree with that. I wouldn’t have had it any other way, you guys and gals rock. Thanks for all the good times, I don’t think any of us would have made it out sane without each other. I wanted to list you all alphabetically, but I’m mortified of leaving anyone out, so instead I’ll say this : you all know who you are, and you’re all awesome. Truly, it was the best of times. Finally, I’d like to thank my family, who were there every step of the way (some of them from my very first, in fact !). Thank you for always believing in me.

Oh, I suppose I should thank whoever invented coffee. Good job on that one, civilisation owes you big time.

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Introduction

Le milieu interstellaire (MIS) joue un rôle dans pratiquement tous les domaines de recherche en astrophysique. Le gaz et la poussière qui compose le MIS régulent la formation stellaire et l’évolution galactique. Le cycle d’interaction complexe entre les étoiles et le MIS est fonda-mental à la création de la diversité chimique que l’on observe aujourd’hui dans l’univers. L’étude du MIS est donc fondamentale à notre compréhension de l’univers. L’origine et l’évo-lution des structures que l’on retrouve dans le MIS (les nuages de gaz atomique, de gaz molé-culaire, la dispersion de la poussière, etc.) est encore un sujet à débat. Bien sûr, les modèles de formation des structures du MIS sont intrinsèques aux modèles de formation stellaire. Ce mémoire synthétise les recherches faites au cours de ma maîtrise sur la détection de nuages moléculaires à hautes latitudes galactiques. Des observations de 16 régions à hautes latitudes furent prises par Gilles Joncas au radiotélescope du DRAO et au radiotélescope du GBT. La relation linéaire connue entre la densité de colonne HI et l’émission infrarouge est exploitée pour détecter des régions d’excès infrarouge désignant la présence de molécules. C’est pourquoi la majorité des régions observées ont été choisies parce que la molécule H₂y a déjà été détectée ponctuellement grâce à une étude faite avec le télescope FUSE. Ces régions sont des candidates potentielles pour explorer la morphologie de nuages moléculaires à différents stages évolutifs. Cette étude exploite la relation linéaire connue entre la densité de colonne du HI et l’émission infrarouge à hautes latitudes galactiques pour détecter des régions d’excès infrarouge corres-pondant à des nuages moléculaires, dans le but de trouver des sites de formation de jeunes nuages moléculaires. Même si le H2a été détecté dans tous les champs observés précédemment

par FUSE, ce n’est pas tous les champs qui auront de l’excès. Ces champs sans excès seront utilisés comme calibration pour les autres. Le reste des champs sont analysés pour leur contenu et leur étendue de gaz moléculaire. La dynamique en vitesse du gaz neutre est aussi étudiée pour ces champs.

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Chapitre 1

Un survol du milieu interstellaire de la

Voie lactée

1.1 Hydrogène neutre

Notre Galaxie, la Voie lactée, a une masse d’environ 1011M, dont ∼ 5×1010Mest composée

d’étoiles, ∼ 5×1010Mest composée de matière sombre, et 7×109Mest du gaz interstellaire.

De ce gaz, 60% est composé d’atomes d’hydrogène neutre (HI), 20% est composé d’hydrogène ionisé et l’autre 20% est composé de la molécule H2 (Draine, 2010). L’hydrogène neutre est

donc la contribution en matière visible la plus importante de la Voie lactée, après les étoiles. L’hydrogène neutre joue un rôle important et complexe dans l’évolution galactique, étant l’élément de base sur lequel tout le reste se soutient. Les structures atomiques sont le lieu de création des nuages moléculaires, où vont ensuite se former les étoiles, qui elles-mêmes durant leurs vies actives et leurs morts retourneront une partie de leur gaz enrichi en métaux au MIS pour permettre la création de nouvelles étoiles.

1.1.1 Détection

Le HI se détecte directement en radio via la raie d’émission à 21 cm, grâce au phénomène de structure hyperfine de l’atome d’hydrogène. Ce phénomène quantique provient de l’interaction entre le champ magnétique de l’électron et le champ électrique du nucléon. L’hydrogène neutre est composé d’un proton et d’un électron, ayant chacun un spin respectif. Deux combinaisons de l’atome sont donc possibles : soit le spin du proton est aligné avec le spin de l’électron (position parallèle), soit le spin du proton est à l’inverse du spin de l’électron (position an-tiparallèle). Un atome d’hydrogène neutre en configuration parallèle a plus d’énergie qu’un atome en configuration antiparallèle, et peut tomber spontanément au niveau d’énergie plus bas, émettant de l’énergie à 1420.4 MHz, ou à une longueur d’onde d’environ 21 cm. Cette transition est interdite, et se produit avec une probabilité de l’ordre de 10−15s−1. Cependant,

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la quantité énorme d’hydrogène atomique dans le milieu interstellaire rend cette transition facilement détectable.

Aux grandes échelles, le HI peut être cartographié avec un radiotélescope à antenne unique, dévoilant une morphologie à la fois diffuse et filamentaire où se superposent des coquilles où fragments de coquilles à des échelles variables, sensiblement similaires dans toutes les directions. Depuis la découverte de l’émission galactique du HI dans les années 1950, plusieurs cartographies du ciel en HI ont été faites, toujours avec une meilleure résolution, dévoilant encore plus de détail sur les structures du gaz. Maintenant, les techniques interférométriques permettent d’aller encore plus loin, à des résolutions angulaires se rapprochant des télescopes visibles.

Figure 1.1 – Exemples typiques de spectres en vitesse (dans le référentiel du Soleil) de l’émission et absorption à 21 cm dans le plan de la Galaxie, tous centrés à (l = 55.6◦, b = 2.3◦) (Dickey and Lockman,1990).

Observationellement, l’émission HI se présente en spectre de vitesse, souvent corrigé pour être dans le repère inertiel local du Soleil dans la Voie lactée. La figure1.2présente un cas typique de spectres à haute latitude. Le HI galactique a une certaine vitesse radiale autour du centre

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Figure 1.2 – Exemple typique d’un spectre en vitesse (dans le référentiel du Soleil) de l’émis-sion à 21 cm à haute latitude galactique, ici le nuage Spider (l = 134.69◦, b = 40.49◦) (Barriault et al.,2010).

de la Voie lactée qui se mesure en calculant l’effet Doppler sur la raie à 21 cm. Un autre observable utile dans le cas de l’hydrogène neutre est la densité de colonne totale sur la ligne de visée, la principale caractéristique physique que l’on peut déduire. Si l’on suppose que le gaz observé est optiquement mince sur la ligne de visée, il est possible de calculer la densité de colonne totale du gaz en sommant sur tous les canaux du spectre :

η_H cm−2 ≈ 1.82 × 1018 Z _T b(v) K d v km s−1 , (1.1)

où T_b est la température de brillance observée à la vitesse radiale v. L’approximation du gaz optiquement mince est plus acceptable en hautes latitudes galactiques (Reach et al.,1998), où la ligne de visée croise moins de gaz que dans le plan de la Galaxie.

1.1.2 Présence dans la Voie lactée

Contrairement au gaz moléculaire, l’hydrogène neutre est en majorité dispersé au travers de la Galaxie de manière très diffuse et filamenteuse, sauf au centre galactique. Les structures de HI se retrouvent à toutes les échelles, avec des variations spatiales d’une dizaine de parsecs (Lazio et al.,2009) à des coquilles provenant de restes de supernovae faisant des centaines de parsecs de diamètre (Heiles, 1979). La structure spatiale en 3D du HI reste difficile à cerner. La nature filamenteuse du HI observée indiquerait que le gaz se comporte plutôt sous la forme

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de cylindres. Les filaments observés pourraient être des coquilles observés en projection, ou plus simplement des objets linéaires produits par des ondes de choc.

La structure du HI aux plus petites échelles est moins évidente, nécessitant une haute résolution angulaire. Des analyses à 21 cm devant des sources étendues présentent souvent des structures en absorption de l’ordre de la résolution des données. Plusieurs études ont été faites pour sonder la dynamique du HI aux échelles du parsec,Diamond et al. (1989),Davis et al.(1996) etFaison et al. (1998), et semblent avoir confirmé la présence de structures à ces échelles. De plus, les structures observées à ces échelles sont de la même nature que les structures à grande échelle, soit des filaments étendus. Des variations à ces échelles indiqueraient que les nuages HI ne sont pas isothermes.

Le gaz atomique dans le milieu interstellaire est traditionnellement modélisé comme étant dans deux phases distinctes : la phase chaude et la phase froide (Clarke 1965). La phase chaude a des températures caractéristiques de l’ordre de 5000 K, avec une densité autour de 0.6 cm−3. La phase froide a plutôt des températures de l’ordre de 100 K, mais est plus dense, autour de 30 cm−3 (Draine,2010). Dans ce modèle, l’équilibre thermodynamique est possible lorsque le gaz froid est autour de 80 K et le gaz chaud à 8000 K (Goldsmith et al.,1969), mais souvent ces conditions assez spécifiques seront impossibles dans un milieu dominé par des chocs. Le HI tel qu’observé dans la Voie lactée se retrouve dans trois régimes de vitesses. La grande majorité du HI se retrouve à des vitesses dites locales, en dessous de 40 km s−1, et le reste se retrouve à des vitesses dites intermédiaires allant jusqu’à -90 km s−1 ou à des vitesses dites hautes pouvant atteindre -500 km s−1. Le gaz à haute vitesse provient de structures dans le halo de la Galaxie, tandis que les vitesses locales et intermédiaires sont plutôt caractéristiques du gaz du disque. Le gaz à vitesses intermédiaires serait le résultat de collisions entre les nuages à vitesses locales.

1.2 Hydrogène moléculaire

Environ 20% de l’hydrogène du milieu interstellaire se trouvent sous la forme de molécules (Draine,2010). Ce gaz moléculaire se trouve principalement dans de grands nuages qui sont constitués d’une hiérarchie de régions de plus haute densité (ou grumeaux), où le lien relati-vement fragile entre les deux atomes d’hydrogène est protégé de la lumière ionisante ambiante du milieu interstellaire par de l’autoprotection, ou self-shielding et les grains de poussière. Cette molécule est la plus répandue dans l’univers et joue un rôle important dans le milieu interstellaire en régulant la formation stellaire et l’évolution galactique.

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1.2.1 Détection

La détection de la molécule H2 est plus problématique que l’hydrogène neutre. La difficulté de

sa détection est due au fait que cette molécule est diatomique et a deux noyaux identiques, elle est donc symétrique et ne présente aucun moment dipolaire permanent. Le H2 peut exister

sous deux formes indépendantes, soit le ortho-H2 (le spin des nucléons H parallèle) et le

para-H2 (le spin des nucléon H anti-parallèle), et il n’existe aucune transition radiative entre les

deux états, comme pour le HI.

La détection directe de l’hydrogène moléculaire nécessite qu’il soit excité via une source ex-terne, par exemple un AGN, pour permettre l’observation de raies d’absorption. Ce genre d’événement est singulier, et ne dévoile aucune information spatiale ou morphologique sur le nuage, donnant uniquement la densité de colonne de la molécule H2 en un point. Le champ UV

d’étoiles chaudes ou des régions à haute température causées par des ondes de choc peuvent aussi exciter la molécule H₂ via ses raies vibrationnelles, dévoilant la structure des nuages mo-léculaires avoisinants. Outre ces cas particuliers, pour cartographier la présence de la molécule H₂ de manière exhaustive il est nécessaire d’utiliser des traceurs, telles que d’autres molécules (CO, OH) qui sont mesurables directement et dont le ratio du mélange avec la molécule H₂ est relativement bien connu. La molécule CO, par exemple, émet collisionellement avec la mo-lécule H₂. Il est aussi possible d’observer le mélange entre la poussière et l’hydrogène neutre, puisque ceux-ci sont bien corrélés en hautes latitudes galactiques (Reach et al.,1998).

1.2.2 Formation et destruction

L’hydrogène moléculaire peut se former à de basses températures dans le milieu interstellaire à partir du gaz d’hydrogène neutre. Cependant, la molécule H₂se fait aussi détruire via le champ UV ambiant du MIS. La quantité totale de la molécule H2 présente dans un nuage diffus sera

régulée par le taux de formation et de photodissociation dans le nuage. À l’équilibre, cette relation prend la forme (Le Page et al.,2009) :

β0n(H2) = Rntn(HI) (1.2)

où β₀ et R sont les coefficients de photodissociation et de formation de la molécule H₂, res-pectivement, et n_t, n(HI) et n(H₂) sont les densités totales, de l’hydrogène atomique et de l’hydrogène moléculaire respectivement.

Cependant, on trouve que l’hydrogène atomique seul n’est pas suffisant pour former et main-tenir les molécules H₂ tel qu’observé. Le taux de formation simple via collisions entre atomes d’hydrogène,

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est improbable à basse température (Gould and Salpeter,1963), et toute molécule formée via ce processus simple se ferait rapidement détruire par le champ UV ambiant avant de pouvoir gagner un volume remarquable. Pour expliquer la formation de la molécule H2 correctement,

il faut faire intervenir un catalyseur, pour essentiellement contrebalancer la destruction via photodissociation.

Modèles de formation

Le catalyseur considéré depuis le début de l’étude sur la formation de la molécule H₂ est la poussière interstellaire. Le mécanisme exact qui régit la catalyse via les grains de poussière est encore débattu. Le modèle principal est celui du mécanisme de Langmuir-Hinshelwood. Ce mécanisme propose que les atomes d’hydrogène diffus aillent se lier aux grains via des forces faibles, préférentiellement dans des puits de potentiel à la surface des grains. Ces atomes faiblement liés peuvent ensuite se déplacer à la surface du grain soit en diffusant au-dessus de la barrière de potentiel du puits, ou même en la traversant via effet tunnel. Lorsque deux atomes d’hydrogène se retrouvent dans le même puit de potentiel, il y aura formation d’une molécule H2.

La formation de la molécule H2 via ce processus sera efficace seulement dans un certain

in-tervalle de température. La limite inférieure est donnée par la vitesse à laquelle l’hydrogène atomique peut se déplacer à la surface du grain. Si l’effet tunnel est considérable, les atomes pourront se déplacer même à de très basses températures. Cependant, si les caractéristiques du grain rendent l’effet tunnel difficile voir impossible, l’atome d’hydrogène devra se déplacer purement par diffusion, qui est exponentiellement sensible à la température. La limite supé-rieure arrive si la désorption des atomes d’hydrogène du grain est plus grande que la diffusion à la surface. Dans ce cas, les atomes d’hydrogène quittent la surface du grain plus rapidement que le temps de formation du H2. Cette limite se trouve autour de 20K (Chang et al.,2005).

Dans le cas où la température est trop basse pour former les molécules, le mécanisme de Eley-Rideal peut permettre la formation de molécules. Dans ce mécanisme, les atomes d’hydrogène à la surface des grains sont bombardés par les atomes d’hydrogène gazeux du nuage.

Cependant, ces mécanismes n’expliquent pas comment la molécule H₂ peut se former à de plus hautes températures que 20K. Un modèle récent propose qu’à ces températures, la molécule H₂ puisse être catalysée, non par les grains de poussière, mais par des macromolécules dé-nommées hydrocarbure aromatique polycyclique (HAP).Le Page et al.(2009) proposent que les molécules HAP puissent servir de catalyseur pour la molécule H2 en forme gazeuse. Les

atomes d’hydrogène viendraient se lier chimiquement à la périphérie de la molécule HAP, qui relâcherait par la suite une molécule H2 par recombinaison dissociative. Ce mécanisme prend

(29)

HAP++ H → HAP+ +H (1.4) HAP+ +H+ H → HAP +_{+ H} 2

Ces molécules ont été observées dans le milieu interstellaire (Vijh et al.,2004), donnant bon fondement à cette théorie. Les HAP sont aussi des candidats potentiels comme précurseurs aux acides aminés, et donc des fondements moléculaires de la vie.

Il est hypothétisé que les régions de croisement entre les filaments de HI du milieu interstellaire peuvent produire les conditions nécessaires à la formation de gaz moléculaire (Barriault et al.,

2010).

Modèles de destruction

La radiation UV ambiante du milieu interstellaire peut facilement détruire les molécules H2

nouvellement formées, via photodissociation de la forme (H2+ hν → H + H + KE), où KE est

l’énergie résiduelle de la réaction. Si la molécule H₂absorbe un photon d’énergie de résonance, elle sera excitée à un niveau supérieur. Environ 85% du temps la molécule retombera vibratio-nellement au niveau inférieur. Cependant, il y a une certaine probabilité que le niveau excité retombe spontanément dans le continuum vibrationel de l’état fondamental de la molécule, ce qui détruit la molécule en la séparant en deux atomes H.

Cependant, si la densité des molécules H2 devient suffisamment importante, elles pourront

survivre à la radiation ionisante via le processus d’autoprotection. Dans ce processus, les molécules à la surface du nuage viennent protéger celles de l’intérieur de la radiation UV. Ceci produit un effet cumulatif : plus le nuage sera dense, plus il y aura de molécules. La figure 1.3

démontre ce phénomène.

Le taux de photodissociation peut aussi être atténué par la présence de poussière. La poussière jouerait donc un rôle double : de catalyser la formation de molécules, et de ralentir leur destruction.

(30)

Figure 1.3 – Densité de colonne de l’hydrogène moléculaire en fonction de l’intensité à 100µm. La densité de colonne de l’hydrogène moléculaire a été obtenue des données du télescope FUSE dans la direction de 45 AGNs. L’intensité à 100 µm provient du télescope IRAS. Figure tirée deGillmon and Shull(2006).

1.3 Poussière

Figure 1.4 – Le ciel IRAS à 100µm. L’émission en infrarouge de la poussière dévoile les structures à grande échelle du milieu interstellaire.

La poussière joue un rôle très important dans notre compréhension du milieu interstellaire, fondamentalement lié à son évolution. Comme indiqué plus haut, la poussière sert de catalyseur à la formation de la molécule H2, mais elle contribue aussi aux processus de réchauffement et

(31)

de refroidissement du milieu interstellaire et régule le taux de formation stellaire.

1.3.1 Origine de la poussière

La poussière diffuse observée dans le milieu interstellaire provient principalement de l’éjecta produit lors de l’explosion de supernovae. Les grains sont formés dans l’atmosphère des étoiles géantes vers la fin de leur vie, lorsque les éléments lourds produits par l’étoile atteignent une certaine densité critique pour permettre la formation de coeurs réfractionaires. La création des grains se fait en deux étapes, premièrement avec la formation d’un groupe critique, suivi de l’accrétion sur ces groupes pour former des grains macroscopiques. Lorsque l’étoile géante meurt, elle propulse la poussière dans le milieu envoisinant, ainsi que la grande majorité de son gaz enrichit (Dwek and Scalo,1980).

La détection de la poussière a été confirmée lors de l’observation fortuite de supernovae (voir SN1987A, Moseley et al. (1989)). Les étoiles évoluées, telles que les étoiles M, les étoiles carbonées, ou les étoiles Wolfe-Rayet contribuent aussi à l’enrichissement en poussière du milieu interstellaire, mais en moins grande partie.

1.3.2 Composition de la poussière

La nature exacte de la poussière interstellaire est encore débattue, mais plusieurs modèles réussissent à reproduire les observations de la poussière. La taille des grains peut varier énor-mément, d’un assemblage d’une dizaine d’atomes à des structures complexes de quelques microns de diamètre. Nos seuls indices quant à la composition des grains proviennent de leur spectre d’absorption et d’émission observée, ainsi que de la poussière retrouvée dans notre sys-tème solaire. Cependant, la poussière contenue dans notre syssys-tème solaire n’est probablement pas parfaitement représentative de la poussière interstellaire.

La composition chimique de la poussière serait fait de silicates, de matériaux carbonacés comme le diamant, le graphite ou des hydrocarbones, de SiC, qui est retrouvé dans les météo-rites, et autres carbonates.

1.3.3 Détection de la poussière

La poussière interstellaire fut observée pour la première fois comme phénomène obstructif de la lumière des étoiles. Mais avec l’avancée des télescopes infrarouges, il est devenu possible de capter l’énergie réémise par la poussière chauffée par la radiation environnante, permettant de mesurer certaines caractéristiques de la poussière. En caractérisant les propriétés d’absorption et d’émission de la poussière, il est possible de tirer des conclusions quant à la composition physique des grains.

(32)

Propriétés spectrales de la poussière

Tout comme pour les étoiles, il est possible d’analyser les spectres d’absorption de la poussière pour tenter d’identifier sa structure chimique. Figure 1.5 présente un exemple de spectre d’extinction produit par la poussière. R_V est un paramètre sans dimension qui donne la pente de la courbe d’extinction dans le régime optique et est donnée par RV = _(AAV

B−AV). Il y a

plusieurs caractéristiques des spectres d’absorption de la poussière qui permettent d’identifier sa composition chimique.

Figure 1.5 – Spectre d’extinction de la poussière interstellaire Aλ/AIC selon la bande IC =

8020Å pour des valeurs de Rv simulés différents en fonction de l’inverse de la longueur d’onde,

λ−1. Figure tirée deDraine(2003).

L’indice spectral le plus évident est celui à 2175Å, ce qui correspondrait à de la poussière constituée de carbone sous la forme de graphite. Le meilleur candidat connu qui puisse repro-duire cet indice spectral est l’hydrocarbure aromatique polycyclique (HAP). Un autre indice spectral apparait à 9.7µm, qui correspondrait à des minéraux de silicate, qui ont une résonance d’absorption à 10µm. Il y a aussi plusieurs autres indices, moins intenses, dénommés collec-tivement les bandes diffuses interstellaires. La figure 1.6 présente un exemple de ces bandes diffuses, qui correspondent possiblement à des HAP. Un indice spectral à 3.4µm apparait dans des régions de gaz diffus et correspondrait à des molécules en chaîne de C-H. Les molécules HAP possèdent aussi plusieurs modes d’émission vibrationelles à 3.3µm, 6.2µm, 7.7µm et 8.6µm. L’observation de ces bandes est présentée dans la figure1.7.

(33)

Figure 1.6 – Bandes diffuses interstellaires Aλ/AIC selon la bande IC = 8020Å entre 5700 et

6670 Åen fonction de l’inverse de la longueur d’onde, λ−1. Figure tirée deDraine(2003).

Figure 1.7 – Plusieurs bandes d’émission vibrationelle des PAH dans la nébuleuse NGC 7023. Figure tirée deDraine (2003).

(34)

Émission infrarouge

L’émission des grains de poussière provient principalement de l’absorption et de la réémission de la lumière d’étoiles avoisinantes, contribuant au réchauffement du milieu interstellaire. La Figure1.8présente le spectre d’émission de la poussière tel que mesuré par plusieurs relevés. L’émission λ < 12µm est identifiable aux HAP, l’émission à λ > 50µm est identifiable à des grains de l’ordre de 0.01µm de diamètre qui sont maintenus à une température constante de 15 à 10 K par les étoiles avoisinantes et l’émission à λ > 120µm restante correspond à des gros grains de l’ordre de 50Å de diamètre qui se refroidissent et émettent en corps gris.

Figure 1.8 – Émission de la poussière interstellaire. Figure tirée deDraine(2003).

1.4 Synthèse du HI, du H

2

et de la poussière

L’hydrogène neutre, l’hydrogène moléculaire et la poussière coexistent tous dans le milieu interstellaire et il est souvent loin d’être trivial de séparer ces composantes pour analyser leur évolution et interaction dans le plan de la Galaxie. À hautes latitudes galactiques, cependant, il est plus simple de faire cette analyse.

Depuis les observations de tout le ciel par le satellite IRAS, il est connu que la densité de colonne du HI et l’émission de la poussière corrèlent bien à hautes latitudes galactiques, tel qu’illustré dans la figure1.9. La conclusion principale de ceci est que la poussière et le HI sont bien mélangés dans le milieu interstellaire à hautes latitudes, rendant ces régions de presque parfaits laboratoires pour l’étude des nuages moléculaires en formation. La relation linéaire observée semble tenir à toute échelle, ayant comme variation spatiale uniquement la pente et

(35)

l’ordonnée à l’origine. La variation de la pente, et donc du ratio du mélange gaz-poussière, est due aux propriétés des grains de poussière. La valeur non nulle de l’ordonnée à l’origine est explicable par la présence du fond de rayonnement cosmique infrarouge. La figure 1.10

présente une vue du ciel où les variations spatiales de la pente et de l’ordonnée à l’origine sont notées.

Figure 1.9 – Densité de colonne de l’hydrogène atomique en fonction de l’intensité à 100µm. L’intensité à 100 µm mesuré par le télescope DIRBE en fonction de la densité de colonne totale N(HI) de deux régions du ciel. La relation linéaire entre la poussière et le gaz atomique est tracée en noir. Seuls les points à gauche des traits noirs sont conservés pour le calcul de la relation linéaire. Tiré deArendt et al. (1998).

Figure 1.10 – Vue de l’ensemble du ciel pour (a) la pente et (b) l’ordonnée à l’origine de la relation linéaire entre le gaz atomique et l’intensité à 100µm. Pour créer ces cartes, les auteurs ont divisé le ciel en cellules de 10◦ et ont moyenné sur l’espace. Tiré deReach et al.(1998).

1.4.1 Excès infrarouge

Outre utiliser l’émission des molécules comme le CO, une méthode indirecte pour détecter le H2 est d’analyser la corrélation entre l’intensité infrarouge et la densité de colonne HI. Pour

des hautes latitudes galactiques, il est connu que le HI et l’émission infrarouge de la poussière corrèlent bien linéairement jusqu’à une certaine densité de colonne du HI (Boulanger et al.

(1985),Boulanger and Perault(1988)), indiquant que ceux-ci sont bien mélangés. La transition de l’hydrogène atomique à l’hydrogène moléculaire peut être identifiée selon une déviation de cette relation linéaire. Sur une ligne de visée quelconque d’un nuage moléculaire, il y aura un mélange de HI, de poussière et de H2. L’emplacement des molécules H2 sera remarquable

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localement via une déviation non linéaire de la corrélation HI-IR. En identifiant les points qui sont en excès de la pente initiale, il sera possible de trouver les régions spatiales identifiées à la formation de H2.

Généralement, des densités de colonne faibles indiquent que le HI est dispersé et donc chaud (WNM). Cependant, pour permettre la formation de molécules le gaz doit être plutôt froid. Pour un nuage uniforme,Reach et al. (1998) prévoient que les conditions propices à la forma-tion de la molécule H2 devraient arriver lorsque

NHI > 2.5 × 1020 n 100cm−3 −2 T 80K −1 cm−2, (1.5) correspondant généralement à une densité de colonne du HI de ∼ 3 × 1020cm−2. C’est à cette densité que l’excès infrarouge apparait typiquement, et donc où il y a des molécules d’hydrogène.

1.5 Études précédentes à hautes latitudes galactiques

Plusieurs études ont été faites dans le but d’analyser les régions moléculaires à hautes latitudes galactiques. Une des premières fut par Savage et al.(1977), qui ont détectés la molécule H₂ en absorption sur la ligne de visée d’étoiles pour la première fois à hautes latitudes. Par la suite,Blitz et al.(1984) ont fait une étude détectant plusieurs nuages moléculaires contenant du CO à hautes latitudes galactiques. Ces résultats préliminaires indiquant la présence de molécules loin du plan de la galaxie ont poussé à des recherches plus systématiques de nuages moléculaires dans ces régions. Une contribution importante à ces études furent les observations de tout le ciel l du télescope spatial IRAS en 1983, qui ont permis la découverte des grandes structures filamenteuses émettant à 60µm et 100µm (Low et al. (1984)), et que l’émission de la poussière à ces longueurs d’onde corrèle avec la densité de colonne du HI (Boulanger et al.

(1985)).

Depuis, plusieurs autres études à hautes latitudes ont été faites. de Vries et al. (1987) ont identifié des nuages moléculaires dans la région d’Ursa pour la première fois en comparant le CO, N(HI) et l’émission infrarouge et ont trouvé que la relation entre N(H₂) et N(CO) était différente dans les nuages diffus à hautes latitudes que dans les nuages du plan galactique.

Boulanger and Perault (1988) on fait une analyse de tout le ciel à hautes latitudes pour la première fois, trouvant que la relation linéaire entre le N(HI) et l’émission de la poussière tient partout à hautes latitudes. Joncas et al. (1992) ont analysé avec une haute résolution (25 fois supérieure aux études précédentes) le HI et l’émission infrarouge d’une section de la North Celestial Loop. Ils y ont trouvé des régions moléculaires et une dynamique du HI plutôt complexe. Boulanger et al. (1996) ont mesuré une corrélation entre l’émission infrarouge tel que mesuré par FIRAS et la densité de colonne du HI tel que mesuré par le relevé

(37)

Leiden-Dwingeloo dans tout le ciel à hautes latitudes.Magnani et al.(1996) ont produit un catalogue de plus de 100 nuages moléculaires à hautes latitudes galactiques où le CO a été détecté. PuisReach et al.(1998) ont catalogué les régions d’excès infrarouge dans tout le ciel à hautes latitudes Nord et Sud avec des données infrarouges du télescope COBE et des données en HI du relevé Leiden-Dwingeloo, identifiant plusieurs nouveaux nuages d’excès infrarouge.

Par la suite Dame et al.(2001) ont produit des cartes de tout le ciel de la molécule CO à plus haute résolution, corroborant la relation entre l’excès infrarouge et la présence de CO. Plus récemment, les travaux de Barriault et al.(2010) ont tenté de comparer l’excès infrarouge à l’émission de la molécule CO dans deux nuages en hautes latitudes galactiques, trouvant un certain décalage spatial entre l’excès infrarouge et l’émission de la molécule CO, ainsi que du cisaillement dans les profils de vitesse du HI, indiquant possiblement que la dynamique a un rôle à jouer. Finalement, Röhser et al. (2014) ont analysé les propriétés du gaz et de la poussière dans deux nuages à vitesses intermédiaires à hautes latitudes et identifient des régions de transition du HI au H₂causés par la pression dynamique dû à l’entrée de ces nuages dans le plan de la galaxie.

Les recherches présentées dans ce document constituent la suite de ces études, en utilisant de nouvelles observations du HI à haute résolution (de l’ordre d’une minute d’arc) de plusieurs régions à hautes latitudes galactiques. Des nuages moléculaires seront identifiés et analysés en utilisant la méthode de l’excès infrarouge à l’aide des données HI et des données IRAS à 100µm, dans le but d’identifier des nuages à différentes étapes d’évolution et d’approfondir notre connaissance de l’évolution et de la dynamique de ces nuages. Entre autres, la morphologie et la distribution du gaz en vitesse seront analysées.

(38)

(39)

Chapitre 2

Observations et méthodologie

Au total, 14 champs différents à hautes latitudes galactiques ont été observés et analysés pour détecter la présence d’hydrogène moléculaire. Les observations en HI proviennent de données combinées du télescope à antenne unique du Green Bank Telescope (GBT) et du télescope à synthèse du Dominion Radio Astrophysical Observatory (DRAO). Les observations de la poussière en infrarouge proviennent des données du Infrared Astronomical Satellite (IRAS). Le présent chapitre détaille ces instruments et les méthodes d’analyse.

2.1 Observations DRAO

Le télescope à synthèse du Dominion Radio Astrophysical Observatory (DRAO), localisé à Okanagan Falls en Colombie-Britannique, est un radiotélescope conçu spécifiquement pour l’étude de l’hydrogène atomique. Opérant à la fréquence de 1420MHz le télescope du DRAO peut atteindre une résolution d’une minute d’arc via la technique de synthèse d’ouverture1. Le télescope est composé de sept antennes uniques, dont cinq de 8.53m de diamètre et deux de 9.14m de diamètre.

Le télescope possède trois antennes mobiles (antennes 2, 3 et 4 sur la figure 2.1), montées sur des plateformes motorisées qui roulent sur un rail. La séparation minimale entre les antennes mobiles est de L = 4.286m, soit environ la moitié d’un diamètre d’antenne. Cependant des limitations pratiques imposent une ligne de base minimale de 3L ∼ 12.86m. À 1420 MHz cette ligne de base minimale permet de bien représenter des structures de l’ordre de 40 minutes d’arc, tandis que la ligne de base maximale de 144L ∼ 617.1m permet d’atteindre la résolution désirée d’une minute d’arc. La configuration standard du télescope est de positionner les antennes mobiles à une distance de 12L entre elles et de faire varier la séparation entre l’antenne 1 et 2 de 3L à 14L. Ce faisant, une couverture totale allant de 3L à 144L est possible avec 12 configurations. La configuration est-ouest du télescope nécessite que l’objet observé soit suivi

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Figure 2.1 – Illustration de la configuration des antennes du télescope DRAO. Les séparations sont en unités de L = 4.286m. (Landecker et al. 2000)

durant 12 heures, et pour obtenir une couverture totale de toutes les lignes de base offertes par le télescope, il faut répéter l’observation 12 fois. L’observatoire possède aussi une antenne unique supplémentaire de 26m. Celle-ci la permet de combler les lignes de base manquantes (0L à 3L).

Les télescopes sont équipés de spectromètres possédant 256 canaux. Pour cette étude, une plage spectrale allant de −105km s−1 à 105km s−1, par incréments de 0.824km s−1, a été sondé. Le champ de vue du radiotélescope à synthèse a un diamètre de 2.65◦. (Landecker, T.L. et. al 2000)

2.2 Observations GBT

Le Green Bank Telescope (GBT) est le plus gros radiotélescope à antenne unique orientable au monde, avec un diamètre d’antenne de 100m. Le télescope peut opérer sur une grande plage spectrale, couvrant de 0.290 à 49.8GHz et de 80 à 100GHz à l’aide de plusieurs instruments. Pour des observations HI à 1420MHz, le GBT a une résolution de 9.1 minutes d’arc. Ici la baisse en résolution par rapport aux données du DRAO est compensée par la grande sensibilité offerte par l’antenne de 100m. Bien que DRAO possède son antenne unique, le GBT a été choisi pour couvrir les petites lignes de base du télescope à synthèse. Le GBT offre une bien meilleur sensibilité sur une plus grande gamme de ligne de base.

Les observations au GBT furent prises en mode On-the-Fly (OTF). Dans ce schéma d’observa-tion, une région rectangulaire d’observation est prédéfinie, et le télescope balaye cette région, une rangée à la fois en acquérant des données de façon continue. Ce mode d’opération est plus rapide que d’autres et est avantageux lors de l’observation d’objets ayant un haut signal par rapport au bruit, tel que le HI galactique. Les champs balayés par le GBT font 4◦× 4◦_{et le}

spectromètre du GBT obtient une résolution en vitesse de 0.807km s−1 sur 1057 canneaux. Le temps d’intégration pour chaque "point" en mode OTF a été de 4 secondes.

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2.3 Données combinées DRAO-GBT

GBT DRAO TOTAL

v

u

Figure 2.2 – Schématisation de la combinaison des données à haute et basse résolution pour une direction (u = 0) dans le plan u − v.

Une conséquence physique de la configuration d’un télescope à synthèse comme celui du DRAO est que les antennes ont une séparation minimale, correspondant à un manque d’information aux très petites bases dans le plan u − v, donc à une insensibilité aux structures étendues. La solution à ce problème est de combiner les données du télescope à synthèse à celles du GBT dans le plan u − v en accordant un poids approprié aux deux de façon à ce que les données du GBT couvrent un maximum du plan u − v (maximum de sensibilité aux grandes structures) d’où les données du DRAO prennent le relais. La pondération est illustrée à la figure 2.2 et assure un recoupement optimal. Ce faisant, la qualité haute résolution des données DRAO est préservée, tout en augmentant la définition des grandes structures et la sensibilité.

Les observations du GBT couvrent un champ de 16 degrés carré afin d’éviter le développement d’artefacts pendant la manipulation des données dans le domaine de Fourrier. Ainsi, puisque les données DRAO ont un plus petit champ de vue que les données GBT, seule la partie centrale du champ GBT est utilisée. Dans des cas où l’étendue du nuage moléculaire pouvait continuer hors du champ restreint du DRAO, des mosaïques de plusieurs observations DRAO ont été faites. Deux des champs étudiés sont des mosaïques, la mosaïque LOOP 4, composée de 3 champs et la mosaïque d’Ursa, une combinaison de 16 champs. Le reste des 12 champs observés sont des observations simples.

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2.4 Champs observés

Une analyse de 14 régions a été faite. Le tableau2.1 présente les caractéristiques de chaque région.

Champ Coordonées (l,b) Taille du champ (degrés carré) Ursa (144.17, 38.53) 8 × 8 LOOP 1-2 (153.30, 36.74) 2.5 × 5 LOOP 4 (156.33, 32.45) 2.5 × 2.5 1H0717 (143.87, 28.02) 2.5 × 2.5 H1821 (93.89, 27.42) 2.5 × 2.5 HS0624 (145.61, 23.35) 2.5 × 2.5 MBM 23 (171.95, 26.84) 2.5 × 2.5 MKR 9 (158.25, 28.75) 2.5 × 2.5 MKR 205 (125.29, 41.67) 2.5 × 2.5 MKR 290 (91.29, 47.95) 2.5 × 2.5 MKR 421 (179.35, 65.03) 2.5 × 2.5 MS0700 (152.37, 25.63) 2.5 × 2.5 NGC 3310 (156.34, 54.06) 2.5 × 2.5 PG 0804 (138.16, 31.03) 2.5 × 2.5

Table 2.1 – Champs observés

2.5 Observations IRIS

Les données infrarouges proviennent du projet Improved Reprocessing of the IRAS Survey (IRIS), qui se veut une réduction plus sophistiquée des données du Infrared Astronomical Satellite (IRAS).

2.5.1 Télescope IRAS

De janvier à novembre 1983 le télescope spatial IRAS a cartographié 98% du ciel dans quatre longueurs d’onde : 12, 25, 60 et 100 µm. Chaque longueur d’onde a été échantillonnée via un filtre à large bande passante (Neugebauer and Habing(1984)). Une collaboration entre les États-Unis, la Grande-Bretagne et les Pays-Bas, IRAS fut certainement un des observatoires les plus importants de l’histoire de l’astronomie moderne, permettant de multiples découvertes dans plusieurs branches de l’astronomie. La découverte la plus importante d’IRAS reste selon l’auteur la détection de l’émission Galactique diffuse des cirrus infrarouges (Low et al. 1984).

2.5.2 Données IRIS

Le projet IRIS est une amélioration des données IRAS développé par Marc-Antoine Miville-Deschênes et Guilaine Lagache en 2005 (Miville-Deschênes and Lagache,2005). L’intérêt

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prin-Figure 2.3 – Exemple des améliorations apportées par IRIS. Plaque 81 à 12 µm. (Miville-Deschênes & Lagache 2005).

cipal d’IRIS était de mettre à niveau les données IRAS en anticipation des données du satellite Planck. Ce satellite a sondé le ciel entre 350 µm et 10 mm, entre autres pour permettre une meilleure compréhension de l’émission due à la poussière afin d’assuer une meilleure soustrac-tion de l’avant-champ au fond de rayonnement cosmique. L’améliorasoustrac-tion d’IRIS apporte une résolution angulaire comparable à celle de Planck pour les hautes fréquences.

Cette amélioration se base sur un effort précédent dénommé IRAS Sky Survey Atlas (ISSA) (Wheelock, 1993) qui a permis d’augmenter la sensibilité des données IRAS par un facteur cinq, obtenu grâce à une meilleure calibration et une meilleure soustraction de la lumière zodiacale. IRIS ajoute un autre niveau d’amélioration, incluant un nettoyage systématique des plaques et une nouvelle suite de calibrations plus raffinées. Particulièrement, les données à 100µm profitent d’une grande amélioration par rapport aux efforts précédents. La figure 2.3

présente un exemple visuel des améliorations apportées aux données IRAS. L’incertitude sur les données IRIS est surtout limitée par le modèle de soustraction de la lumière zodiacale.

100 µm Résolution angulaire (minutes d’arc) 4.3 ± 0.2 Niveau de bruit (MJy/sr) 0.06 ± 0.02 Incertitude sur le gain (%) 13.5 Incertitude d’offset (MJy/sr) 0.027

Table 2.2 – Caractéristiques IRIS à 100 µm

Pour cette analyse, les données d’émission infrarouge à 100 µm seront utilisées, puisqu’elles se trouvent à être bien corrélées avec la densité de colonne du HI aux petites et grandes échelles (Boulanger and Perault, 1988). Le tableau 2.2 présente les caractéristiques des données à 100µm.

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2.6 Méthodologie

Cette section détaille les étapes poursuivies pour réduire et analyser les données. Tout fut pro-grammé et réalisé en IDL avec la librairie de programmes ASTRO de la NASA. La procédure de réduction pour chaque champ observé suit la routine suivante :

– La préparation des données DRAO-GBT par G. Joncas

– Création des cartes IRIS correspondant aux données DRAO-GBT

– Recadrement des données DRAO-GBT pour être compatibles aux cartes IRIS – Calcul de l’excès infrarouge

2.6.1 Création des cartes IRIS

Avant de comparer les données infrarouges et HI, il est nécessaire de construire des cartes infrarouges avec les données IRIS qui correspondent aux données en HI. Ceci est accompli en utilisant une routine IDL écrite par M.A. Miville-Deschenes qui crée une mosaïque avec les données IRIS pour une région du ciel voulue et à la résolution voulue.

Le programme prend comme entrée toute information pertinente à la création de l’image, soit la taille en pixel, les coordonnées dans le ciel du pixel central, la résolution en degré par pixel de l’image et la longueur d’onde désirée, le tout sous la forme d’un en-tête de fichier FITS. Ensuite le programme identifie toutes les cartes IRIS qui ont une région commune avec l’en-tête voulu et les combinent.

2.6.2 Recadrement des données DRAO-GBT

Les données DRAO-GBT sont de plus haute résolution que les données IRIS (une minute d’arc pour DRAO-GBT versus 4.3 minutes d’arc pour IRIS). Pour rendre toute comparaison juste, il est nécessaire d’appliquer une mise à l’échelle des données DRAO-GBT. Ceci est effectué en deux étapes. Premièrement, une fonction gaussienne est convoluée avec chaque pixel de l’image pour créer un lissage. La largeur à mi-hauteur de la gaussienne est choisie de façon à optimiser les données à leur nouvelle résolution tout en préservant le plus d’information possible. Les données DRAO-GBT ont une résolution de largeur de faisceau de synthèse d’une minute d’arc, mais la taille d’un pixel de donnée est de 0.3 minutes d’arc, tandis que les données IRIS ont une résolution de largeur de faisceau de 4.3 minutes d’arc, avec une taille de pixel de 1.5 minutes d’arc. La largeur à mi-hauteur nécessaire pour passer de la résolution DRAO-GBT à celle de IRIS est

F W HM = p(4.3

0₎2_{− (1}0₎2

(45)

Une fois les données lissées, elles peuvent être réduites à la taille appropriée. Dans ce cas, pour passer à la résolution par pixel des données IRIS de 1.50/px il faut réduire l’image par un facteur 5. Une interpolation bilinéaire est utilisée à cette fin. Finalement, les propriétés astrométriques dans l’en-tête des données doivent aussi être mises à jour pour suivre ces changements.

2.6.3 Régions d’intérêt du HI

Les données observationnelles radioastronomiques prennent la forme de cubes, où chaque canal représente une mesure centrée sur une certaine vitesse. L’émission HI provient généralement de trois intervalles de vitesses : à vitesse dite locale, de l’ordre de 0 km s−1, à vitesse dite intermédiaire, de l’ordre de -40 km s−1, et à vitesse dite élevée, de l’ordre de -100 km s−1 . Pour le HI de la Galaxie, la grande majorité du gaz observé sera à vitesse locale, avec des petites contributions de gaz à vitesse intermédiaire et/ou à haute vitesse. Il est important, lorsque possible, de séparer ces composantes en sommant les cubes de données uniquement sur les régions d’intérêt. Les régions d’intérêt ont été sélectionnées en appliquant un critère de sélection au spectre moyen en vitesse pour chaque champ : seuls les régions au dessus du seuil de cinq fois le niveau de bruit ont été conservés. Pour ce faire, une moyenne de chaque canal est fait, donnant un spectre moyen en vitesse pour tout le champ. Tout canal moyen ayant une valeur inférieure à cinq fois le niveau du bruit n’est pas conservé, et le reste donne le ou les régions d’intérêt. Le niveau de bruit est calculé à partir de canaux vides de données au début et à la fin du cube.

La figure2.4 présente un exemple de spectre moyen obtenu pour la région d’Ursa et la figure

2.5 présente un exemple de la sélection des régions d’intérêt pour la même région.

Figure 2.4 – Spectre HI moyen pour la région Ursa.

(46)

Figure 2.5 – Sélection des intervalles dans le spectre HI moyen pour la région Ursa.

contribution avec le champ infrarouge est appliquée pour vérifier que la corrélation tient dans tous les cas. Si oui, une somme de toutes les composantes pertinentes est faite, sinon seul le HI à vitesse locale est conservé. Rappelons que les observations IRAS ne sont pas de type spectroscopique, le flux mesuré provient de l’émission des poussières sur toute la ligne de visée.

2.6.4 Calcul de l’excès infrarouge

Une fois que les données IRIS et DRAO-GBT sont compatibles, il est possible de les comparer. Pour avoir la densité de colonne en HI, il faut sommer les cubes DRAO-GBT. En supposant que le gaz est optiquement mince, on a vu qu’on peut obtenir la densité de colonne totale avec : NH cm−2 ≈ 1.82 × 1018 n X n=1 Tb(n)∆v, (2.2)

où ∆v est l’espacement des canaux, soit 0.824km s−1 pour les données DRAO-GBT, et n est le numéro du canal.

Une analyse point par point est ensuite faite entre les données IRIS et DRAO-GBT, comparant directement la densité de colonne en HI avec l’émission infrarouge pour chaque point du champ. En absence de molécules, une relation linéaire est observée. À partir d’une densité de colonne de ∼ 3 × 1020cm−2une déviation positive à cette relation apparais. Ceci est l’excès infrarouge, et indique la présence de molécules (voir Chapitre 1).

Pour isoler ces points, la relation linéaire observée avant l’intervention de l’excès est extrapolée au reste des données. Tout excès positif se trouvant à plus de 2σ (où σ est l’écart-type moyen

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des points ayant servi à déterminer la droite de corrélation) de la droite est conservé. Le critère de 2σ a été choisi pour bien isoler les points en excès du reste de la corrélation. Ces régions d’excès infrarouge sont ensuite tracées par-dessus les cartes infrarouges d’IRIS pour identifier leur distribution physique.

Finalement, il est possible de calculer la densité de colonne du H₂, en supposant la même émission à 100 µm par nucléon H dans le gaz atomique et moléculaire (Reach et. al 1998). L’excès infrarouge peut donc être converti directement en densité de colonne selon la relation :

I100µm≈ a2N (H2), (2.3)

où a est la pente de la corrélation entre la densité de colonne HI et l’émission infrarouge. Le chapitre suivant présentera les résultats des observations et une analyse approfondie de leurs caractéristiques.

(48)

(49)

Chapitre 3

Analyse et résultats

Le présent chapitre détaille l’analyse de chaque champ observé et les résultats qui en découlent.

3.1 Régions contenant peu d’excès infrarouge

Sept des régions étudiées présentent très peu voir aucun excès infrarouge. Bien que le H2 y

ait déjà été détecté en absorption avec le télescope FUSE (qui avait une résolution spatiale de 30”×30”), il est possible que ce manque d’excès soit dû à une limitation en résolution spatiale. Pour l’analyse de ces champs, tout point au delà de 4 × 1020cm−2 a été ignoré, puisque à ces hautes densités il serait attendu d’y retrouver de l’excès infrarouge, et certains champs ont des comportements particuliers qui seront examinés plus tard.

3.1.1 Région H1821

La figure 3.1présente le spectre HI moyen de la région H1821. Il y a présence de HI à vitesse locale (∼ 0 km s−1) et à vitesse intermédiaire (∼ −20 km s−1), cependant les composantes ne sont pas séparées distinctement alors les données ont été sommées entre 11.71 km s−1 et −35.27 km s−1. La figure3.2présente la corrélation entre l’intensité spécifique IR et la densité de colonne HI du champ et le tableau 3.1présente les paramètres obtenus.

Paramètre H1821

Pente (M J ysr−1/1020cm−1) 0.61 ± 0.05 Ordonnée à l’origine (M J ysr−1) 1.1 ± 0.2

Sigma 0.15

Pearson 0.86

(50)

Figure 3.1 – Spectre HI moyen pour la région H1821

Figure 3.2 – Relation entre l’émission à 100µm et la densité de colonne totale du HI pour la région H1821.

3.1.2 Région MKR9

La figure 3.3 présente le spectre HI moyen de la région MKR9. Seul du HI à vitesse locale est observé, et les données ont été sommées entre 15.83 km s−1 et -17.14 km s−1. La figure

3.4 présente la corrélation entre l’émission IR et HI du champ et le tableau 3.2 présente les paramètres obtenus.

(51)

Figure 3.3 – Spectre HI moyen pour la région MKR9.

Figure 3.4 – Relation entre l’émission à 100µm et la densité de colonne totale du HI pour la région MKR9.

Paramètre MKR9

Sigma 0.19

Pearson 0.77

(52)

3.1.3 Région MKR205

La figure 3.5 présente le spectre HI moyen de la région MKR05. Du HI à vitesse locale et intermédiaire est observé, et les données ont été sommées entre 19.95 km s−1 et -20.44 km s−1 pour le gaz à vitesse locale et entre -39.39 km s−1 et -62.47 km s−1 pour le gaz à vitesse intermédiaire. La figure3.6 présente la corrélation entre l’émission IR et HI du champ et le tableau3.3 présente les paramètres obtenus.

Figure 3.6 – Relation entre l’émission à 100µm et la densité de colonne totale du HI pour la région MKR205, composante locale.

(53)

Paramètre MKR205 Pente (M J ysr−1/1020cm−1) 0.58 ± 0.03 Ordonnée à l’origine (M J ysr−1) 0.94 ± 0.08

Sigma 0.19

Pearson 0.93

Table 3.3 – Paramètres de corrélation pour la région MKR205.

La figure 3.7 présente le spectre HI moyen de la région MKR290. Le HI à vitesse locale est observé, ainsi qu’une contribution insécable du gaz à vitesse intermédiaire. Les données furent sommées entre 10.06 km s−1 et -27.03 km s−1. La figure 3.8 présente la corrélation entre l’émission IR et HI du champ et le tableau 3.4présente les paramètres obtenus.

Paramètre MKR290

Sigma 0.14

Pearson 0.42

(54)

Figure 3.8 – Relation entre l’émission à 100µm et la densité de colonne totale du HI pour la région MKR290.

La figure3.9 présente le spectre HI moyen de la région MKR421. Un profil particulier à trois pics est observé avec du HI à vitesse locale, vitesse intermédiaire et à vitesse élevée, ainsi qu’une intensité assez faible à comparée aux autres régions. Le gaz à vitesse locale ( 0 km s−1) fut sommé entre 3.47 km s−1 et -33.62 km s−1 et le gaz à vitesse intermédiaire fut sommé entre -41.04 km s−1 et -71.54 kms/s. La figure3.10présente la corrélation entre l’émission IR et HI du champ et le tableau3.5 présente les paramètres obtenus.

(55)

Figure 3.10 – Relation entre l’émission à 100µm et la densité de colonne totale du HI pour la région MKR421, composante locale.

Paramètre MKR421

Sigma 0.11

Pearson 0.69

Table 3.5 – Paramètres de corrélation pour la région MKR421.

3.1.6 Région MS0700

La figure 3.11 présente le spectre HI moyen de la région MS0700. Le HI à vitesse locale est observé, avec une petite contribution non significative du gaz à vitesse intermédiaire. Les données furent sommées entre 13.36 km s−1 et -24.56 km s−1. La figure 3.12 présente la corrélation entre l’émission IR et HI du champ et le tableau 3.7 présente les paramètres obtenus.

Une particularité de la corrélation du champ MS0700 est la présence d’une pauvreté en in-tensité IR commençant aux alentours de 4 × 1020cm−2. Ce ”sous-excès” pourrait indiquer des régions pauvres en poussière. La figure3.13présente la disposition spatiale de ces points dans le champ, indiquant que le sous-excès existe dans une région étendue au sud du champ.

(56)

Figure 3.11 – Spectre HI moyen pour la région MS0700.

Figure 3.12 – Relation entre l’émission à 100µm et la densité de colonne totale du HI pour la région MS0700.

Paramètre MS0700

Sigma 0.16

Pearson 0.87

(57)

(58)

3.1.7 Région PG0804

La figure3.14présente le spectre HI moyen de la région PG0804. Du gaz à vitesse locale est ob-servé, ainsi qu’une petite contribution insécable du gaz à vitesse intermédiaire contenant deux composantes et une petite contribution du gaz à haute vitesse. Les données furent sommées entre 13.36 km s−1 et -20.43 km s−1. La figure3.15présente la corrélation entre l’émission IR et HI du champ. La corrélation pour ce champ est très faible, avec une constante de Pearson de 0.65.

Figure 3.14 – Spectre HI moyen pour la région PG0804.

Paramètre PG0804

Sigma 0.16

Pearson 0.65