Propriétés et évolution des poussières du milieu interstellaire.

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Propriétés et évolution des poussières du milieu

interstellaire.

Nicolas Flagey

To cite this version:

Nicolas Flagey. Propriétés et évolution des poussières du milieu interstellaire.. Astrophysique

[astro-ph]. Université Paris Sud - Paris XI, 2007. Français. �tel-00196456�

´

Ecole doctorale ”Astronomie et Astrophysique d’ˆ

Ile-de-France”

ED 127

Propri´

et´

es et ´

evolution des poussi`

eres

du milieu interstellaire

TH`

ESE

pr´esent´ee et soutenue publiquement le 10 Octobre 2007

pour l’obtention du

Doctorat de l’Universit´

e Paris Sud XI

(sp´

ecialit´

e astrophysique)

par

Nicolas FLAGEY

Composition du jury

Pr´

esident :

PINEAU-DES-FORETS Guillaume

Professeur, Institut d’Astrophysique Spatiale

Rapporteurs :

DWEK Eli

Staff Scientist, Laboratory for Astronomy and Solar Physics, NASA Goddard Space Flight Center

MONTMERLE Thierry

Directeur de Recherches, Laboratoire d’Astrophysique de Grenoble

Examinateurs :

BERNARD Jean Philippe

Charg´

e de Recherches, Centre d’ ´

Etude Spatiale des Rayonnements

NORIEGA-CRESPO Alberto

Staff Scientist, Spitzer Space Center

Directeur de th`

ese :

BOULANGER Fran¸cois

Directeur de Recherches, Institut d’Astrophysique Spatiale

"Tout hommeest unelune etpossède unefa e a héequ'il ne dévoileàpersonne." SamClemens,akaMarkTwain

L'obtentiondutitrededo teurpeutêtreperçue ommeunaboutissementtrès personnelqui sematérialiseparlaréda tiond'unmanus ritdeplusieurs entainesdepages,etqueje onsidère ave un sentiment partagé entre erté et humilité. Ce titre, je le dois également à toutes es personnesquionttraversé mavie,pouruninstant oupour toujours,etqui ont ontribué, àleur façon,à maréussite.

Si je ne devais remer ier qu'une personne, il s'agirait de mon dire teur de thèse : François Boulanger. Je penseque je n'auraispas putrouver meilleuren adrement que elui quetu m'as fournipendant plus de trois années. Dès lejour où tu m'asprésenté e sujetde stage de DEA, j'ai su que j'aurais beau oup de plaisir à travailler ave toi, et je ne me suis pas trompé. Tout au long de ette thèse, tu as su me donner le sens des responsabilités et me témoigner de la onan e que tu avais en moi. Tu m'as également fait dé ouvrir la réalité de la re her he en astrophysique :souvent di ilemaistoujours ri he enrebondissementsqu'il fautsavoir prendre ave sourire etoptimisme. Grâ e à toi, j'ai énormément appris et progressé.Je saisque j'aurai en orela han ede progresser etapprendre énormément à tes tés.

Jetiens aussiàremer ierLaurent VerstraeteetMoni aRubio.Grâ eàvous,j'aimispourla premièrefoislepiedàl'Institutd'AstrophysiqueSpatiale,danslemilieuinterstellaireetauChili. Mer i de m'avoir fait dé ouvrir et institut où je me suis immédiatement senti à l'aise. Mer i de m'avoir initié à ette thématique de lare her he en astrophysique qui orrespondu si bien à mesattentes. Mer i de m'avoir permisde m'exiler pendant prèsde trois moisàl'autre bout du monde etde dé ouvrir e merveilleux pays. Mer i en parti ulier à Moni apour son haleureux etbienveillant a ueil etpour s'être sibieno upéde moi.

Je remer ie également tous les her heurs de feue l'équipe "Galaxies" de l'Institut d'Astro-physiqueSpatiale, arilsensontl'âmeetl'esprit,ave unementionspé ialepour:Mar -Antoine Miville-Des hênes, Guilaine Laga he, Alain Abergel, Anthony Jones. Mer i à vousd'avoir tou-joursgardévotre porte ouverte pour moi.

J'aimeraisdiremer iauxthèsardsdel'Institutd'Astrophysique Spatiale.Mesremer iements vont d'abord à mes ollègues de bureau de es derniers mois (les plus importants) : Mathieu Compiègne et Pierre Guillard, pour leur bonne humeur inébranlable. Ils vont ensuite à toutes elleset euxquiontfaitunboutde heminave moi,enenparti ulier,NestorFernandezConde, FaustineGrossemy, NathalieYsardetAntoine Gusdorf.

Pour m'avoir permis de travailler pendant six mois au Centre Spatial Spitzer, je suis très re onnaissantenvers AlbertoNoriega-Crespo etSean Carey.Tout d'abord,vousm'avez a ordé votre onan e en a eptant ma venue. Vousavez ensuite su m'intégrer rapidement au sein de votre équipe s ientique et vousm'avez permis de séjourner dans d'ex ellentes onditions sous le soleil de Californie. J'en prote pour remer ier toutes les personnes qui ont parti ipé à leur

Shenoy,Mary-EllenBarba.Jeremer ie également lesautres étudiants duprogrammed'a ueil : Gregory Brunner, Sonali Shukla, Agnes Kospal et Pedro Beirao pour tous les bons moments passés ensembles. Je remer ie tout parti ulièrement Caroline Bot pour sa grande générosité et pour avoir, depuis tant d'années, tra é le hemin que j'arpente maintenant. Grâ eà vous tous, je mesuis sentioutre-atlantique omme hez moi.

Je souhaiterais remer ier les membres de mon jury, pour m'avoir fait l'honneur d'a epter e rle. Je remer ie en parti ulier mes rapporteurs, Thierry Montmerle etEli Dwek, pour avoir lumon manus rit en détail etpour les ollaborations futures que ette le ture aurafait naître. Mer i à Jean-Philippe Bernard pour sa parti ipation etles nombreux é hanges quenous avons eu et auronsen ore.Mer i à GuillaumePineau desForets pouravoir présidé e jury.

Jepenseégalementàdespersonnesdontj'aibrièvement roiséle heminmaisquiontjouéleur rle :Ri hard Monier, pour e premier stage de re her he en astrophysique à l'Observatoire de Strasbourg;AndréBrahi ,pour e oursdeDEApleindevieetdepassion;PhilippeHenarejos, pour deux arti lesparusà plusde 10 ansd'intervalle danslarevue Ciel&Espa e.

Bien entendu, une thèse requiert une grandeintera tion ave l'administration et je me dois de remer ierles personnels del'IAS etdu SSCpour m'avoir biensouvent fa ilité les démar hes administrativesetdon , lavie.

Enn, ette thèseneseseraitpasdérouléedansdetrès bonnes onditions sanslespersonnes qui m'ont a ompagné dans ma vie privée. Je remer ie très haleureusement mes pro hes, en ommençant par Esra. Tum'auras a ompagné, supportéet soutenu pendant toutes esannées ...presquejusqu'aubout.J'espèredufonddu oeurquenousauronsl'o asiondenousrevoir,où que esoit.Jeremer ieensuitemesamislesplusdèles:Ni olas(àtoutdo teur,touthonneur!) et Jérme. Sans vous, la vie serait bien moins passionnante, agréable etdrle. Ni olas,malgré toutes tes dévian es (et tu sais qu'elles sont nombreuses!), j'ai appris à te onnaître et tu es devenul'une de esrares personnesauxquellesje peuxtoutdire.Jérme,nousnous onnaissons depuis si longtemps et pourtant, j'ai souvent regretté que nous ne soyons pas plus pro he. Je sais maintenant que je t'appré ie aussi pour ela. Mer i à Jenny, Mirsad, Thomas, Stéphane, Eglantine. Vousallezme manquer... surtout pour les soirées Singstar/PES endiablées.Mer i à Déborah :pour ton sourire etpour lerayon de soleil que tu m'asapportéen Californie. Je suis à lafois très heureux etassez inquiet d'y repartir en sa hant quetu serasde lapartie. Mer i à Nathalie :pour la rele tri e de harme que tu asété. Je pensais savoir oùj'allais ave toimais, ommeens ien e,j'ai eudroitàmonlotdesurprises.Je remer ie ennmafamille:mamère et ma"petite"soeur.Vousaveztoujoursétéetserez toujoursprésentes.Bienplusquejenelesuis.

Introdu tion xv

Partie I Les poussières du milieu interstellaire 1

Chapitre 1

Lemilieu interstellaire 3

1.1 Dé ouverte etimportan e de lamatière interstellaire . . . 4

1.2 Présentation générale:matière eténergieinterstellaire . . . 4

1.3 Les phasesdu milieu interstellaire . . . 5

1.3.1 Le milieu dius. . . 6

1.3.2 Les régionsHII . . . 7

1.3.3 Les nuages molé ulaires . . . 8

1.4 Évolution dumilieu interstellaire . . . 8

1.4.1 Cy les devie etde mort. . . 8

1.4.2 Abondan es etdéplétions . . . 9

Chapitre 2 Les poussières interstellaires 13 2.1 Extin tion . . . 14

2.1.1 Méthodes demesures . . . 15

2.1.2 Courbe d'extin tion . . . 16

2.2 Émissioninfrarouge . . . 18

2.2.1 Àl'équilibre thermique . . . 18

2.2.2 Horsl'équilibre thermique. . . 20

2.2.3 Bandes aromatiques . . . 20

2.2.4 Continuum infrarougepro he . . . 26

2.2.5 Émissionrougeétendue . . . 26

2.2.6 Émissionanormale . . . 27

2.3 Chauagedu milieuinterstellaire . . . 27

2.3.1 Eetphotoéle trique . . . 28

2.3.2 É hange thermiqueentregrains etgaz . . . 28

2.4 Évolutiondespoussières. . . 29

2.4.1 Formation desgrains . . . 29

2.4.2 Évolutiondanslemilieu interstellaire . . . 30

2.4.3 Distribution en taille . . . 31

Chapitre 3 Un modèlede poussières 33 3.1 Unmodèleparmi d'autres . . . 34

3.1.1 Modèles sili ate-graphite . . . 34

3.1.2 Modèles oeursili atemanteau arboné . . . 34

3.1.3 Modèles grains omposites . . . 35

3.1.4 Consensus . . . 35

3.2 Présentation dumodèle originelde Désert . . . 36

3.2.1 Contraintes observationnelles . . . 36

3.2.2 Propriétés optiques desgrains . . . 38

3.2.3 Distribution en taille . . . 39

3.2.4 Con lusionssur lemodèleoriginel . . . 39

3.3 Misesàjour post-ISO . . . 41

3.3.1 Se tionse a es PAHs etVSGs . . . 41

3.3.2 Distributionsde taille . . . 41

3.4 Misesàjour post-Spitzer . . . 42

3.4.1 Se tionse a es PAHs neutres et ations . . . 42

3.4.2 Fra tiond'ionisation . . . 43

Téles opes infrarouges spatiaux 45

4.1 Le Téles ope SpatialSpitzer . . . 46

4.1.1 Le téles ope . . . 46

4.1.2 Les instruments . . . 48

4.1.3 Les programmesd'observations . . . 50

4.2 ISO . . . 52

4.3 The Mid ourseSpa eExperiment (MSX) . . . 53

4.4 Infrared Astronomi al Satellite(IRAS) . . . 53

4.5 Cosmi Ba kgroundExplorer (COBE) . . . 54

4.6 AROME . . . 55

Partie II Les aromatiques du milieudius gala tique 57 Chapitre 1 Le milieu dius 59 1.1 Cara téristiques prin ipales . . . 60 1.2 Pré édentes observations . . . 60 Chapitre 2 Les ouleurs de l'émissiondiuse 63 2.1 Lesobservations en bandeslargesde Spitzer . . . 64

2.2 Lesobservations spe tros opiquesISOCAM/CVF . . . 65

2.3 Rédu tion desdonnées. . . 66

2.4 Diagrammes de orrélation . . . 66

2.5 Corre tions d'extin tion . . . 67

2.6 Corre tions parles raiesdu gaz . . . 68

2.7 Résultats etin ertitudes . . . 70

Chapitre 3 Spe tre infrarougemoyen du milieu dius gala tique 73 3.1 Constru tiondu spe tre . . . 74

3.2 Continuum pro he infrarougeetbande à 3.3mi rons . . . 75

3.3 Comparaisonave les ouleursDIRBE . . . 75

Chapitre 4 Diagnosti s spe tros opiques 77 4.1 Méthode dediagnosti . . . 78

4.2 Intensité relative delabande à 3.3mi rons . . . 79

4.3 Rapport desbandesà 7.7et11.3mi rons . . . 80

4.4 Taille etétat d'ionisation desaromatiques . . . 81

4.4.1 Lignede viséeprin ipale . . . 81

4.4.2 Variations hamp à hamp . . . 83

Origine du ontinuumpro he infrarouge 87

5.1 Nébuleuses par réexion . . . 88

5.1.1 Les interprétations rejetées . . . 88

5.1.2 Modèlede u tuations entempérature de petitsgrains . . . 88

5.1.3 Émissionhors équilibrede grandes molé ules . . . 90

5.2 Couleurs desgalaxies . . . 91

5.3 Lumière diusée . . . 91

5.4 Fluores en e desaromatiques . . . 92

5.5 Origine de labande à3.3

µ

m . . . 93 Chapitre 6

Partie III Les grains dans le nuage molé ulaire du Taureau 97

Chapitre 1

Le Nuage Molé ulaire du Taureau 99

1.1 Présentation duNuageMolé ulairedu Taureau . . . 100

1.2 Importan e duNuageMolé ulairedu Taureau . . . 100

Chapitre 2 Rédu tion des données Spitzer 103 2.1 Traitement desdonnéesMIPS 160 mi rons . . . 104

2.1.1 Chaîned'a quisitiondu signal . . . 104

2.1.2 Inversiondu problème . . . 105

2.2 Validationde laméthode . . . 106

2.3 Traitement desdonnéesMIPS 24mi rons etIRAC8 mi rons . . . 107

2.3.1 Lumièrezodia ale . . . 107

2.3.2 Appli ation auxdonnées Spitzer . . . 109

Chapitre 3 Propriétés de la poussières pourl'émission étendue 113 3.1 Comparaisondesdonnées surl'émission infrarouge . . . 114

3.1.1 CartesIRACà 8

µ

metMIPSà 24

µ

m . . . 114

3.1.2 CartesMIPS à24

µ

metIRISà 60

µ

m . . . 114

3.1.3 CartesIRIS à60

µ

metIRISà100

µ

m . . . 117

3.1.4 CartesIRIS à100

µ

metMIPSà 160

µ

m . . . 117

3.1.5 Commentaires surla omparaison des artes d'émissioninfrarouge . . 118

3.1.6 Distribution spe traled'énergie de l'émissionétendue . . . 118

3.2 Température de lapoussière . . . 119

3.3 Cartesdu gaz. . . 120

Chapitre 4 Comparaison ave la arte d'extin tion 123 4.1 Carted'extin tion . . . 124

4.2 Comparaisonémission infrarougeetextin tion . . . 125

4.2.3 Résultats de lamodélisation . . . 126 4.2.4 Vers unemodélisationplusréaliste . . . 128

Chapitre 5

Partie IV Une supernova dans la nébuleuse de l'Aigle 133

Chapitre 1

La nébuleuse de l'Aigle 135

1.1 Présentation générale . . . 136

1.2 L'amasNGC6611 . . . 137

1.3 LesPiliers de laCréation . . . 137

Chapitre 2 Observations 141 2.1 Données infrarouges . . . 142 2.1.1 Endessousde

∼

10

µ

m . . . 142 2.1.2 Entre

∼

10

µ

met

∼

30

µ

m. . . 142 2.1.3 Au-delà de 30

µ

m . . . 144

2.1.4 Notessur lesdonnées MIPSà 24 mi rons . . . 146

2.2 La Nébuleusede l'Aigleeninfrarouge . . . 149

Chapitre 3 Distributions spe trales d'énergie 159 3.1 Méthode d'obtention. . . 160

3.2 Lesstru turesparti ulièresde M16. . . 160

3.2.1 Lespiliers. . . 160

3.2.2 La oquille interne . . . 160

3.2.3 Commentaires . . . 162

3.3 É hantillon de omparaison . . . 163

3.3.1 Remarquesur lesbulles . . . 165

3.3.2 Con lusions. . . 166

Chapitre 4 Une oquille de poussières haudes 169 4.1 Ajustement desdonnées . . . 170

4.1.1 Température de ouleur . . . 170

4.1.2 Ave lemodèle . . . 170

4.2.2 Chauage ollisionnel . . . 174

4.3 Hypothèseventsstellaires . . . 176

4.3.1 Indi ations à partir desluminosités . . . 176

4.3.2 Indi ations à partirdelapression . . . 176

Chapitre 5 L'hypothèse supernova 179 5.1 Rappels surlessupernovae . . . 180

5.1.1 Un peud'histoire . . . 180 5.1.2 Données observationnelles . . . 181 5.1.3 Fréquen e d'apparition . . . 182 5.1.4 S énarii de formation . . . 183 5.2 Hypothèsesupernova . . . 184 5.2.1 Refroidissement du gaz . . . 184

5.2.2 Interprétationdesobservations non infrarouges . . . 188

Chapitre 6 Ledestin des Piliers de la Création 195 6.1 Constat surlamorphologie . . . 196

6.2 Formation despiliers par le ho prin ipal de lasupernova . . . 197

6.3 Cho en retour . . . 199

Chapitre 7

Partie V Con lusions et Perspe tives 203 Annexes 207 Annexe A Premier arti le 209 Annexe B Deuxième arti le 221 Annexe C Publi ations 235

C.1 Publi ationsdansdesrevues à omité dele tures . . . 236

C.2 Publi ationssuite à des onféren es . . . 236

C.3 Conféren es . . . 236 C.4 Posters . . . 236 C.5 Séjour . . . 237 C.6 Ré ompense . . . 237 C.7 Arti lesde vulgarisation. . . 237 Bibliographie 239

Table des gures 247

Liste des tableaux 253

Résumé 255

L'astronomieestsansdoutel'unedesplusan iennesdess ien esnaturellestoutenétantl'une desplus vivantes et des plus populaires. Depuis desmillénaires en eet, les hommes her hent à omprendrele iel,proje tion de l'Universqui lesentoure, même s'ils luidonnent parfoisplus d'importan e qu'ilsne ledevraient, en yvoyant signesdivins etdivers. Depuis lesiè le dernier, grâ eàl'avènement nonseulementde laphysique modernemaisaussietsurtout deste hniques spatiales,lare her he astrophysique s'est onsidérablement développée. Leslimitesde l'Univers sont repousséestoujours plusloin,soulevant plusde questionsqu'elles n'apportent de réponses. Presquequotidiennementmaintenant,lare her heenastrophysiquerévèledenouveauxmystères ettoujoursplusde merveilles élestes.Lerêvequiadébutélorsquelespremiershommesontlevé lenez sousun iel étoilésepoursuitetn'est don passurlepoint de s'arrêter.

Sij'aidé idédemelan erdanslare her heenastrophysique, 'estjustementpar eque ette s ien e allie le rationalisme à la passion, la quête de onnaissan e à l'émerveillement lyrique. Parmi touslesdomaines del'astrophysique, elui quim'a leplusattiréestlepoussiéreuxmilieu interstellaire, a ompagné de ses nébuleuses,ses nuages, ses draperies, ses laments, ses formes ondulantes. La motivation quej'ai de per er ertains de ses se rets est onservée inta te par la beautédes observations de esenvironnements.

Bienentendu,l'étude dumilieuinterstellaire aunénorme intérêts ientique arlamajorité du volume d'une galaxie appartient au milieu interstellaire. Il est brasséet enri hien éléments lourdspar lespro essusdynamiquesquiseproduisent auseind'unegalaxieainsiquele y lede vie etde mort des étoiles quis'y trouvent. L'analyse du gaz et despoussièresqui le omposent permet de omprendre l'évolution des étoiles, des galaxies, de l'Univers. Dans le milieu inter-stellaire, même si elles ne représentent que 1% de sa masse, les poussières jouent un rle très important :ellesabsorbentlerayonnement ultraviolet etréémettentl'énergieabsorbéedans l'in-frarougeetlesubmillimétrique,ellessontlaprin ipalesour ede hauagedumilieuinterstellaire vial'eet photoéle trique etle atalyseurde réa tions himiques.

Au oursde mathèse,jeme suis onsa réà l'étudedu milieuinterstellaire de notregalaxie, la Voie La tée. Je me suis intéressé aux propriétés des grains de poussières en tâ hant de les mettreen relation ave les onditions physiques du milieu interstellaire. J'ai également her hé àétablir unlien entre l'évolution despoussièresetlastru ture dumilieu interstellaire ainsique laformationstellaire.

et l'importan e de l'étudedes poussières. Je présenterai également le modèle de poussières que j'ai utilisé etmis à jour, ainsiqueles téles opesetinstrumentsdont j'ai analysé les donnéesau oursdemathèse.Lestroispartiessuivantes orrespondentauxtroismilieuxquej'aiétudiés:le milieudiusgala tique,unnuagemolé ulaireetunerégiondeformationd'étoilesmassives.Tout d'abord,j'aianalyséunelignedeviséedumilieudiusGala tiquepour ara tériserlespoussières interstellaires. J'ai utilisé notre modèle de poussières pour ontraindre les propriétés des plus petitesd'entreellesentermedetaillemoyenneetdefra tiond'ionisation.J'ai également her hé àquantierlesvariationsde espropriétésàgrandeé helle autraversdelaGalaxie.Ensuite,j'ai utilisélesobservationsinfrarougesduNuageMolé ulaireduTaureaupour ara tériserl'évolution desgrains à lasurfa e desnuagesdenses, avant quelaformation d'étoilesne débute. Enn, j'ai eu la han e de travailler surles données de laNébuleuse de l'Aigle et sesfameux Piliers de la Création.Les observations infrarouges de etterégion ontrévélé et elaétait parti ulièrement inattendu dans le adre de ma thèse  la présen e d'une oquille de poussières haudes dont l'existen e ne peut être interprétée que si elle est un reste de supernova. Je terminerai omme il se doit par des perspe tives sur lesquelles débou hent mon travail de thèse et que je ompte poursuivre danslesannées àvenir.

Le milieu interstellaire

Sommaire

1.1 Dé ouverteet importan ede la matière interstellaire . . . 4 1.2 Présentationgénérale : matièreet énergieinterstellaire . . . 4 1.3 Lesphases du milieuinterstellaire . . . 5 1.3.1 Lemilieudius . . . 6 1.3.2 LesrégionsH II . . . 7 1.3.3 Lesnuagesmolé ulaires. . . 8 1.4 Évolution dumilieuinterstellaire . . . 8 1.4.1 Cy lesdevieet demort . . . 8 1.4.2 Abondan esetdéplétions. . . 9

1.1 Dé ouverte et importan e de la matière interstellaire

En 1904, Hartmannobservait des étoiles doubles, parmi lesquelles

δ Orionis

de la einture d'Orion.Danslespe trede ettebinaire,ildéte ta labandeKdu al iumenabsorption.Quand bienmême ette dernièreétaitextrêmementfaible,elle présentait une ara téristique quifrappa immédiatement Hartmann: laraie à 3934 ne montrait au un signe de variation périodique de saposition, e qui était attendu dansle as où lamatière provenait de l'atmosphère de l'étoile. Au ontraire, ette position xe en longueur d'onde amena Hartmann à on lure sur lanature nonstellaire dugazqu'il avaitobservé.Cegaz devaitfor ément sesituersurlaligne deviséede

δ Orionis

,entrel'étoileetlaTerre.Cettedé ouverte onstitualapremièrepreuvedel'existen e de matière interstellaire, même silaprésen e de nuages sombres avait déjà été reportée grâ eà des photographies réalisées par Barnard, Ross etWolf. La re her he sur lemilieu interstellaire était lan ée.

L'étudedelamatière interstellaireestétroitement liéeau y lede vieetdemort desétoiles. L'eondrement gravitationnel des régions les plus denses du milieu interstellaire est à l'origine de véritablepouponnièresd'étoiles. Enretour,toutau longdeleur vieet jusque dansleurmort parfois explosive, es astres façonnent le milieu ambiant et l'enri hissent en élément de plus en plus lourd formés par réa tions thermonu léaires au oeur des étoiles. Cet é hange de matière entre les étoiles et le milieu qui les sépare est permanent et se produit non seulement au sein de toute galaxie maisaussi entre haque galaxie et le milieu intergala tique. L'étude du milieu interstellaireestégalementprimordiale arils'agitsystématiquementd'unavantplanpourtoute observation extra-solaire.

La matière interstellaire se ompose d'une part de gaz, majoritairement de l'hydrogène, et d'autre part, de parti ules solides de poussières, qui ontiennent l'essentiel des métaux

1 . Les poussières jouent des rles extrêmement importants dans la physique et la himie du milieu interstellaire etellessont l'objet entral de mathèse.

1.2 Présentation générale : matière et énergie interstellaire

Par dénition, le milieu interstellaire englobe tout e quise trouveentre les étoiles.Il s'agit don de l'immense majorité du volume qu'o upe une galaxie. Contrairement à e qui était ommunément admisau XIX

e

siè le,dansle adrede l'existen ed'unéthersurlequellalumière se propagerait, et environnement n'est pasvide. De plus, au début du siè le dernier, les vents solairesétaient onnus arilspermettaientd'expliquerlephénomèned'aurorepolaire.Enfaisant l'hypothèse réaliste que toutes les étoiles de l'univers en faisaient autant, il était fort légitime de penser que le milieu interstellaire était rempli de parti ules. En fait, la densité du milieu interstellaire est extrêment basse, environ 1 parti ule par entimètre ube en moyenne, e qui représente un milieu

10

19

fois plus ténu que l'air que nous respirons. En onséquent, la plus grande partie du volume de notre galaxie ne représentequ'une très petitefra tion de sa masse

1

totale(environ5%delamassedesétoiles,environ0.5%delamassetotaledominéeparlamatière noire).Lamassedumilieuinterstellaire estduepour70%àl'hydrogène,28%àl'héliumetpour les2%restantsàdesélémentspluslourdsdontlesprin ipauxsont l'oxygène, le arbone,l'azote, lemagnésium, le sili ium, le feretle soufre. Ces éléments se retrouvent aussi bien dansle gaz, sousforme atomique oumolé ulaire, quedansles grains depoussières.

Le milieu interstellaire est en permanen e baigné par des photons, des parti ules de haute énergie et un hamp magnétique tandis que des mouvements de turbulen e le par ourent. Le rayonnement est prin ipalement d'originestellaire maisil faut yajouterlerayonnement osmo-logique à 2.7 K etle rayonnement produit par le milieu interstellaire lui-même (émission X du gaz haud,émissioninfrarougedespoussières,...).Lesmouvementsaléatoiresquesubitlemilieu interstellairesontdusàlafoisàlarotationdelagalaxie,auxventsstellairesetauxexplosionsde supernovae. La ombinaison de es diérents pro essus rendparfois l'étude du milieu interstel-lairetrès omplexe, d'autant plusque leurs énergiesrespe tivesne permettent pasd'en négliger l'unou l'autre ar, en moyenne etdanslevoisinage solaire,ils sont dumême ordre de grandeur (

∼

1 eV m

3

pour le hamp de rayonnement, le hamp magnétique et les parti ules de haute énergie).

1.3 Les phases du milieu interstellaire

Le milieu interstellaire est un mélange de gaz et de poussières soumis en permanen e à de nombreuxpro essusquigénèrentdes onditionsphysiquesextrêmementvariées,desplasmastrès haudsetténusauxnuagesdensesetfroids.Lareprésentation habituelle dumilieu interstellaire est lasuivante : desnuages froids et denses baignent dans un milieu internuage haud et ténu. C'estunetelleimage àdeuxphasesqueFieldetal.(1969)ont toutd'abordproposée. M Kee& Ostriker(1977)ontdétaillé ettereprésentationenétudiantl'impa tdesexplosionsdesupernovae dans le milieu interstellaire et ont proposé un modèle à quatre phases. Suivant les auteurs et l'objetde leuranalyse, lenombre dephases et leurs ara téristiquespeuvent légèrement varier. Il est ependant important de noter que lemilieu interstellaire est turbulent etque leterme de phaseet/ou nuage est en faiterroné et peutmener à une mauvaise représentation de laréalité. J'adopte i iunedes riptionquiseveut onsensuelle.Je détaille i-aprèslesdiérentesphaseset laTable1.1 résumeleurs prin ipales ara téristiques (température,densité, état del'hydrogène etfra tionduvolume o upée).

Lemilieuinterstellairepeutêtreséparéenplusieurs omposantes:milieuinterstellairedius, nuages molé ulairesetrégions HII. Le milieu diusn'est nigravitationnellement lié, ontraire-ment auxnuages molé ulaires, nilo alisé, ontrairement auxrégionsH II.

Phase Densité Température Volume Hydrogène ( m

−3

) (K)

Nuagemolé ulaire (MC)

10

2

_{− 10}

6

20-50 <1% H

2

Milieuneutre froid(CNM)

1 − 10

3

50-100 15 % H I Milieuneutre haud(WNM)

0.1 − 10

10

3

_{− 10}

4

1020 % H I Milieuionisé haud (WIM)

10

−

2

₁₀

3

_{− 10}

4

2050 % H II

Région HII

10

2

_{− 10}

4

₁₀

4

10% H II Milieuionisétrès haud(HIM)

10

−

4

_{− 10}

−

2

₁₀

5

_{− 10}

7

3070 % H II

Tab. 1.1Lesdiérentesphasesdumilieuinterstellaireainsiqueleurs ara téristiquesprin ipales.La dernière olonnemontrel'étatdanslequelsetrouvemajoritairementl'hydrogène.

1.3.1 Le milieudius

Le milieu ionisé et très haud

Une première phase o upe l'essentiel duvolume du milieu interstellaire maisne représente qu'unefaiblefra tiondesamasse.Elleesttrèspeudense, maiségalementtrès haude etionisée. On lanote ouramment HIM (pour Hot Insterstellar Medium). Cette phase avait été imaginée par Spitzer (1956) pour justier la pression né essaire au onnement des nuages froids, qui ne sont pas gravitationnellement liés. En eet, ette pression

P/k ≃ 10

3

_cm

−

₃

K

est un ordre de grandeur supérieure à elle du milieu haud ionisé (voir i-après). Cette phase résulte de l'a tion des supernovae sur leur environnement et forme généralement de grandes bulles. Elle émet prin ipalement des rayons X mous (

< 1

keV), qui tra ent la présen e de gaz haué à plusde

10

5

K,etdesraiesd'espè esfortement ionisées (OVI,N V,...), qui sontlapreuve d'un pro essusd'ionisation ollisionnelleetnonradiative.Cesraiesapparaissentenabsorptiondansle domainedel'ultravioletpourdestempératuresdel'ordrede

10

5

K(raiesdeOVIà103.2et103.8 ) mais peuvent aussi être déte tées en émissionaux longueurs d'ondeX pour des températures del'ordrede

10

6

K(raiesdeOVIIetOVIII).UneémissionXthermique ontinueestégalement ara téristiquede laphaseHIMetestproduiteparlesémissionslibre-libre oulibre-liéetypiques desplasmas hauds.

Le gaz ontenu dans la phase HIM est elui qui onstitue les heminées et fontaines gala -tiques : du gaz haud monte dans le halo de la galaxie, se refroidit et se ondense avant de retomber vers leplan gala tique. La quantité de matière qui subit e traitement serait ompa-rableà elleproduitepar formationstellaire.Ondéte te esnuagesenhydrogèneatomique à21 msousformedeHVCs(pour HighVelo ityClouds) sedéplaçantàplusieursdizainesdekm.s

−

1

(voir par exemple Miville-Des hênesetal. 2005).

Les milieux ionisé- haud et neutre- haud

Le gaz haud etionisé (WIM pour Warm Ionized Medium) est généralement dius et peut provenir de l'é happement de matière d'une région H IIpar eet hampagne ou de l'ionisation

du milieu neutre dius. On ne la déte te pas en rayons X mais elle est toujours visible en émission ontinuumlibre-libreetlibre-liée,raiesdere ombinaisonetraiesinterdites.Cettephase représente généralement l'enveloppe laplusextérieure d'unnuage.

Lapartie laplusintérieurede l'enveloppe d'unnuageest enpartie protégéedu rayonnement ionisantparl'enveloppe externeetl'hydrogèneyestdon majoritairementneutre.Cet é rantage n'est ependantpassusant pour empê herlesrayonsXmousde hauer ettephaseàenviron 8000 K. On peut déte ter ette phase neutre et haude (WNM pour Warm Neutral Medium) grâ eà laraieà 21 mdel'hydrogèneatomique.

Le milieu neutre et froid

Laphaselaplusfroideetlaplusdensedumilieuinterstellaireestlaplusimportanteenmasse etlamoinsimportanteen volume.Elle ompose l'intérieur desnuages diusoùle rayonnement ionisant esté ranté. L'hydrogèneyest majoritairement atomique et ette phasepeutdon être déte tée grâ e à la raie de H I à 21 m. Les masses respe tives du CNM (pour Cold Neutral Medium) et du WNM sont similaires. Dans les régions les plus denses du CNM on déte te l'hydrogènesous forme molé ulaire.La présen ede H

2

dansleCNM semble plutt êtrelarègle d'aprèslesobservations en absorptionréalisées par FUSE(Ri hter etal.2003).

L'ensemble desphasesCNM, WNM,WIMetHIMseretrouvent danslemilieu interstellaire dius.Elless'ar hite turenten equel'onaprispourhabitudedenommernuages(voirFig.1.1), par analogie ave l'atmosphère terrestre. Les zones les plus denses forment le squelette de es stru tures omplexes du milieu interstellaire tandis que les régions les plus ténues s'organisent pourl'envelopper.Cetyped'agen ementseretrouveàtouteslesé hellesdumilieudius,surdes dimensionsspatiales qui vont de l'unité astronomique à des taillesgala tiques. Le milieu dius estainsiparfoisqualié d'autosimilaire.

1.3.2 Les régions H II

Un milieu haud et fortement ionisé, diérent des phases HIM et WIM, est onstitué par lespetites oquillesquiseforment autourd'étoiles haudes(typeOou B). Cesétoiles émettent laplupart de leur rayonnement aux longueurs d'onde ultraviolettes, e qui a pour onséquen e de ioniser l'hydrogène et les autres espè es du gaz environnant (oxygène, hélium). Il se forme ainsi une sphère dite de Störmgren autour de l'étoile qui résulte de l'équilibre entre son ux ionisant (

hν > 13.6

eV)et le taux de re ombinaison des éle trons. Le rayon de ette sphère, à l'intérieur de laquelle l'hydrogène est presque totalement ionisé, est de l'ordre du parse pour une étoile de type 05, dans un milieu de densité

10

3

_cm

−

₃

et une température éle tronique de

10

4

K.Enfon tion deladensitédumilieudanslequell'étoiles'estformée,ilexisteenréalitédes régionsH II raréées et très étendues (taille appro hant l'épaisseur de la galaxie) ou denses et (ultra-) ompa tes (taille de l'ordrede l'année lumière).Bien entendu, une région H IIréelle est rarementsphériquepourdenombreusesraisons:formationdesétoilesparamaspluttqu'isolés, àlasurfa ed'un nuage plutt qu'enson entre, dansunmilieu hétérogèneplutt qu'homogène.

Ainsi,une étoile haude quivientde naîtreforme unerégionHIIquiper erapidementlenuage et se déverse alors à l'extérieur, étant donnée sa pression élevée. C'est e qu'on appelle l'eet hampagne (Yorke etal. 1989).

LesrégionsH IIsont ara tériséespar une émission ontinue (libre-libre, libre-liée) quel'on retrouvedanstouslesplasmas hauds,demanièreanalogueaumilieuHIM.Laprésen ede pous-sières hauées par l'étoile produit à la fois une absorption (dans l'ultraviolet) etune émission (dans l'infrarouge). De nombreuses raies de re ombinaison sont également émises par désex i-tation radiative des atomesdepuis desniveaux élevés ainsique des raies interdites. La raie H

α

(656.3 nm)est l'une desplusimportantes raiesde re ombinaison, tandis queles raiesinterdites les plus ommunessont elles de[N II℄,[SII℄,[OII℄ ou[O III℄dansledomaine visible.

Lorsquel'ons'éloignedel'étoile entrale, lerayonnement non ionisant pour l'hydrogène ato-mique(

hν < 13.6

eV), maisdisso iant pour l'hydrogène molé ulaire (

hν > 11.2

eV),génère une ou heàl'interfa e entrelemilieudenseoùestnée l'étoileetlarégionH IIqu'ellea réée.Cette interfa e portele nomde région de photodisso iation ouphotodominée (PDR)parmi lesquelles on iteralaTête de Chevalqui afait l'objetd'uneétude ré entepar Compiègne (2007).

1.3.3 Les nuages molé ulaires

Lorsqu'un nuage du milieu diuss'eondre sur lui-même sous l'eet de sa propre masse, la densité y devient par endroit si importante que l'ensemble de l'hydrogène atomique forme de l'hydrogène molé ulaire.Cettestru ture gravitationnellement liée forme alorsun nuage molé u-laire. Lesrégions les plusinternes des nuages sont à lafois opaquesau rayonnement ionisant et disso iant grâ e à l'é rantage produit par les ou hes supérieures dunuage où l'on retrouve les phases du CNM, WNM, WIM puis HIM à mesure que l'on s'éloigne du nuage. De tels objets peuvent être des omplexes molé ulaires géants dont la masse totale est de l'ordre de 10

6

M

⊙

qui s'étendent sur plusieurs dizaines de parse s ou des ondensations plus petites qu'un parse et ontenant l'équivalent de moinsde 50M

⊙

.Un nuage molé ulaire ou denseaura,tout omme un nuage dius,une stru ture similaire à elleprésentéepar lagure 1.1, maisave une région supplémentaire au entre oùl'hydrogèneestmajoritairement molé ulaire.

1.4 Évolution du milieu interstellaire

1.4.1 Cy les de vie et de mort

L'évolutiondumilieuinterstellaireetdesesdiérentesphasesestintimement liéeau y lede vieetdemortdesétoiles.Lebutn'étantpasi idefaireunrappelsurl'évolution stellaire,jen'en présentequebrièvement etdemanièretrèss hématiquelesgrandes étapes.Au oeurdesnuages molé ulaires, là où la densité est telle que la matière s'eondre sur elle-même, se forment les étoiles.Grâ eàleursventsetàleurrayonnement,ellesdisso ientetionisentleurenvironnement. Les étoiles les plus haudes réent autour d'elles des régions H II qui enri hissent également le milieu interstellaire ionisé. En n de vie, les étoiles les plus massives explosent en supernovae,

Fig. 1.1  Représentation s hématique de la stru ture du milieu interstellaire. Les phases les plus haudesetténuesentourentlesphaseslesplusfroidesetdenses.Latempérature,ladensitéetlafra tion d'hydrogèneionisésontindiquées.D'aprèsM Kee&Ostriker(1977)

dont l'onde de ho détruit jusqu'au nuage molé ulaire où elles sont nées. Les régions ionisées dont la sour e d'ionisation s'est éteinte redeviennent rapidement neutre ar la re ombinaison n'est alors plus équilibrée. Enn, peu à peu sous l'eet de la ondensation gravitationnelle, les phaseslesplusfroidesformentdesnuagesdiusquis'eondrentànouveaupourévoluerversdes nuages molé ulaires.

1.4.2 Abondan es et déplétions

Une propriété importante de l'évolution du milieu interstellaire est son enri hissement pro-gressif en métaux qui fait suite à la libération par les étoiles des éléments lourds qu'elles ont produits par nu léosynthèse en leur sein. Si l'on remonte aux origines de l'Univers, la matière étaitalors omposéede76%enmassed'hydrogène,de24%enmassed'héliumetdetra es d'élé-mentspluslourds.Lespremièresétoilesquisesontformées, ave desabondan esde etype,ont ainsiété lespremièresàenri hir lemilieuinterstellaire enmétaux vialeurvents eten explosant ensupernovae.Lesgénérationssu essivesd'étoilesontpoursuivi etenri hissement jusqu'àune ompositionenmassede73%d'hydrogène,25%d'héliumet2%demétaux.Notonsaupassage que si les étoiles libéraient l'intégralité de leur matière dans le milieu interstellaire, la fra tion desmétauxdevrait êtreplus élevée. Enréalité, toutesles étoiles laissent unrésidu en n devie

Élément Étoiles Gas Poussières A

⊙

A

F,G

A

B

A

gas

A

⊙

A

F,G

A

B

C 391 358 190 108 283 250 82 N 85.2 ... 64.7 75 10.2 ... 0 O 545 445 350 319 226 126 31 Mg 34.5 42.7 23

≈ 0

34.5 42.7 23 Si 34.4 39.9 18.8

≈ 0

34.4 39.9 18.8 Fe 28.1 27.9 28.5

≈ 0

28.1 27.9 28.5

Tab. 1.2  Abondan es totales, gazeuses et solides, en parti ules par millions d'atomes d'hydrogène (d'aprèsZubkoet al.2004,et référen esin luses).

(naine blan he, étoile à neutron ou trou noir) où une partie de leur matière se retrouve piégée par attra tion gravitationnelle.

Les abondan es des éléments mesurées dans le système solaire peuvent parfois être prises ommeréféren e.L'obtentionde esabondan espeutsefaireparspe tros opiedelaphotosphère solaireouparanalysed'é hantillonsmétéoritiques.Cesdeuxméthodesdonnentdesrésultatstrès similaires,saufen equi on erne l'Hydrogène,leLithium, leCarbone,l'Azoteetl'Oxygène.La sous abondan e du Li dans la photosphère solaire s'explique par la fa ilité ave laquelle et élément est détruit dans les étoiles. La sous abondan e de H, C, N et O dans les météorites s'explique par leur volatilité élevée. Les abondan es solaires de quelques éléments importants, données dansla Table 1.2en parti ulespar millions d'atomes d'hydrogène, tiennent ompte de es eets. On admet généralement que es abondan es sont elles du nuage dans lequel s'est formé lesystèmesolaire.Ces valeurssont sujettesà desin ertitudes importantes.

Lorsquel'on her heàmesurerlesabondan esdesélémentsdansd'autresenvironnements,on utilise l'absorption lelongd'une ligne devisée (gazinterstellaire) ou un spe trephotosphérique (étoiles).Cesabondan essontbienentenduvariablesautraversdelaGalaxie.D'unepart,leSoleil estâgéd'environ5milliards d'années tandisqued'autresétoilessont plusvieillesouplusjeunes et se sont don formées lorsque la métalli ité était plus faible ou plus élevée, respe tivement. Les étoiles les plus jeunes (OB) tra ent ainsi les abondan es ré entes du milieu dans lequel elles sont nées. La Table 1.2 montre qu'il ya un é art signi atif ave les abondan es solaires dont on ignore en ore l'origine. Par exemple, l'apport de matériau provenant de l'explosion d'une supernova pourrait être la ause de la surabondan e de métaux dans le système solaire. D'autre part, l'étude d'objets d'âge identique en diérents endroits de la Voie La tée montre unediminution delamétalli itélorsquel'ons'éloignedu entredelaGalaxie.Onexplique ette tendan e par un taux de formation stellaire plus élevé pro he du noyau de laGalaxie que dans les brasspiraux, e quiyprovoqueun enri hissement enmétaux plusrapide.

La omparaison des abondan es dans le milieu interstellaire et de elles des étoiles montre undésa ordimportantsurdenombreuxéléments. Ainsi,latotalitéduSili ium,duMagnésium etdu Ferque l'on déte te dans les atmosphères stellairesest absente du gaz interstellaire. Une

fra tionsigni ativeduCarboneetdel'Oxygèneestégalementmanquante.Onparlededéplétion enéléments lourds que l'onattribue auxpoussièresdumilieu interstellaire. Onpeut déduire de es déplétions un rapport de masse gaz sur poussières. Ce rapport va être dire tement relié à la métalli ité globale d'une région : plus la métalli ité sera élevée, plus la masse de poussières sera importante. Li (2004b) a déduit des déplétions de Si, Mg, Fe, C et O un rapport gaz sur poussièresde

∼

165 danslemilieu interstellaire denotre Galaxie.

Les poussières interstellaires Sommaire 2.1 Extin tion . . . 14 2.1.1 Méthodesdemesures . . . 15 2.1.2 Courbed'extin tion . . . 16 2.1.3 Se tionse a es . . . 17 2.2 Émissioninfrarouge. . . 18 2.2.1 Àl'équilibrethermique . . . 18 2.2.2 Horsl'équilibre thermique . . . 20 2.2.3 Bandesaromatiques. . . 20 2.2.4 Continuuminfrarougepro he . . . 26 2.2.5 Émissionrougeétendue. . . 26 2.2.6 Émissionanormale . . . 27 2.3 Chauagedu milieuinterstellaire . . . 27 2.3.1 Eetphotoéle trique . . . 28 2.3.2 É hangethermiqueentregrainset gaz . . . 28 2.4 Évolution des poussières . . . 29 2.4.1 Formationdesgrains . . . 29 2.4.2 Évolutiondanslemilieuinterstellaire . . . 30 2.4.3 Distributionentaille . . . 31

Lesgrains de poussières représentent laphase solidedu milieu interstellaire, par opposition au gaz, auquel ils sont étroitement liés. La taille de es grains va du nanomètre au mi ron et leur masse ne représente que

∼

1% de elle du milieu interstellaire. Cependant, leur rle dans les équilibres physiques et himiques est souvent primordial. Dans ette partie, je vais détailler les prin ipaux pro essus danslesquels les poussières interviennent, en tâ hant de les mettre en relation ave les méthodesobservationnellesutilisées pour remonteraux propriétés desgrains

Lapoussièreae telerayonnementenabsorbantetdiusantlalumièrevisibleetultraviolette desétoiles.Chaués,les grainsdepoussièresréémettent alors l'énergieabsorbée àdeslongueurs d'onde plus ourtes, dans l'infrarouge et le submillimétrique. Une partie de ette émission est polarisée. La surfa e des grains représente un lieu idéal pour former de nombreuses molé ules que l'on déte te dans des manteaux de gla e ou, après évaporation, dans le gaz interstellaire. Les poussièressont intimement liées au gaz et sont la sour e prin ipale de hauage du milieu interstellairevial'eetphoto-éle trique. Je termineraienabordant laquestion del'évolutiondes poussières,depuis leurformation jusqu'àleur destru tion.

2.1 Extin tion

L'extin tion du rayonnement des étoiles par les poussières interstellaires est due à la om-binaison de deux phénomènes. D'une part, les poussières diusent les photons in idents dans toutes lesdire tions.D'autrepart,ellesabsorbent lesphotons. L'e a itéde esdeuxpro essus dépend à lafoisde la naturedes poussières (taille,forme, omposition ...)et de elledu rayon-nement in ident (dureté, intensité...). L'extin tion

A

λ

estle rapportentre leux

I(λ)

après la traversée dunuage de poussièresetleux

I

0

(λ)

à l'entrée du nuage,où les uxsont donnésen magnitudes :

I(λ) = I

0

(λ) × 10

−

(A

λ

/2.5)

= I

0

(λ) × exp(−τ

λ

)

(2.1) où

τ

λ

= 0.921 ×A

λ

estl'épaisseuroptique. Ondénitégalementl'ex èsde ouleurentredeux bandesspe trales

λ

1

et

λ

2

:

E(λ

1

− λ

2

) = A

λ

1

− A

λ

2

(2.2) etle paramètre

R

,rapport entre extin tion totale et séle tive, qui sut à dénir la ourbe d'extin tion (Cardelli etal.1989) :

R = A

V

/E(B − V )

(2.3)

où

B

et

V

représentent les bandes spe trales larges bleue et visible de Johnson, entrées respe tivement vers 4400 et 5500 .Sur la ourbe d'extin tion moyenne du milieu interstellaire dius de notre Galaxie,

R = 3.1

. Cependant, des é arts à ette valeur ont été observés et on faitalorsréféren eàuneextin tionditeanormale(voirparexempleChini&Wargau1990,pour

desobservationsdeM16).Cesé artspeuvent avoirpour origined'importantesmodi ationsdes propriétés despoussières(taille, nature...).

2.1.1 Méthodes de mesures

L'extin tiondueauxpoussièresd'unnuage donnépeutsemesurerd'aumoinsdeuxmanières diérentes, présentées par exemple dans Cambrésy et al. (2002) : le omptage d'étoiles et la mesuredurougissement.

La méthode de omptage suppose que la distribution des étoiles dans le hamp étudié est uniforme et quetoutes les étoiles sesituent derrière lenuage. L'extin tion

A

λ

déduite du omptage d'étoile estdonnéepar larelation :

A

λ

=

1

a

log

 D

ref

D



(2.4)

où

a

estlapentedelafon tiondeluminositéàlalongueur d'onde

λ

,

D

et

D

ref

lesdensités mesurées au niveau du nuage et dans une zone de référen e. La pente de la fon tion de luminosité se mesure sur l'histogramme de distribution en magnitudes des étoiles (voir Fig. 2.1).Onsuppose don dans ette méthode que

log(D) ∝ log(I)

. L'extin tion visuelle sedéduitalorsensupposant onnuelaformedela ourbed'extin tionetlerapport

A

λ

/A

V

:

A

V

=

A

V

A

λ

× A

λ

(2.5)

La méthode par mesure du rougissement supposeégalementqueladistributiondesétoiles est homogène etque toutes les étoiles sont derrière lenuage de poussières. Il s'agit i i de déduire l'extin tion de la omparaison entre la ouleur des étoiles de référen e et elles rougiesparlenuage.Cetteméthodené essitel'utilisationd'aumoinsdeuxlongueursd'onde diérentes arelle onsiste en lamesured'unex èsde ouleur relatif:

E(λ

1

− λ

2

) = (I

λ

1

− I

λ

2

)

obs

− (I

λ

1

− I

λ

2

)

ref

(2.6) Onremonte à l'extin tionvisuelle ensupposant ànouveau quel'on onnaît laforme dela ourbed'extin tion etles rapports

A

λ

1

/A

V

et

A

λ

2

/A

V

:

A

V

=

 A

λ

1

A

V

−

A

λ

2

A

V



−

1

× E(λ

1

− λ

2

)

(2.7)

Lesdeuxméthodesdemesuresd'extin tionprésentées i-dessussontae téesparlaprésen e d'étoilesd'avant-plan.Sionsupposeque esdernièresontunedensitéuniforme

N

f,0

tandisquela densitédesétoilessituéesderrièrelenuage depoussièressuitlarelation

N

b

= N

b,0

×10

−

aA

λ,r´

eelle

, alorsl'extin tion observée à lalongueur d'onde

λ

s'exprimera:

Fig. 2.1 Exemples defon tions deluminosité en bandeJ, H et K

s

déduites d'observations2MASS surlaNébuleuse"AmériqueduNord".D'aprèsCambrésyetal.(2002).

A

λ,obs

=

1

a

log

 N

b,0

+ N

f,0

N

b

+ N

f,0



=

1

a

log X × 10

−

aA

λ,r´

eelle

_{+ (1 − X)}

(2.8)

où

X = N

b,0

/(N

b,0

+ N

f,0

)

estlafra tion d'étoilesd'arrière-plan.

Dansle asdu omptaged'étoiles, pluslaproportion d'étoiles d'avant-plan sera élevée,plus l'extin tionmaximalemesuréeserabasse,y omprisdansle asd'uneextin tion"innie".Cette limite,quidépenddelalongueurd'ondeàlaquelleonobserve,estdonnéepar

−(1/a) log(1 − X)

. Dansle asdelaméthodederougissement,lalimiteprovientdufaitquel'onvagénéralement onsidérerdesvaleursmédianesdel'ex èsde ouleurdeplusieursétoilesdansdepetitesboîtesqui subdivisentlenuageétudié.Àpartirdumoment où,dansune ellule donnée,lenombred'étoiles d'avant-plan est supérieur au nombre d'étoiles d'arrière-plan, on ne mesure plus l'extin tion du nuage mais l'extin tion des étoiles d'avant-plan, pro he de zéro. Ce i se produit lorsque

N

b

= N

f,0

.L'extin tion réellevaut alors :

A

λ,r´

eelle

= −

1

a

log

 1 − X

X



(2.9) 2.1.2 Courbe d'extin tion

En mesurant l'extin tion sur une grande gamme de longueurs d'onde, on peut tra er une ourbe d'extin tion ou loi d'extin tion. Généralement, on représente l'extin tion normalisée

normaliseplutt par rapportà l'extin tion visible

A

V

.Enn, on peutégalement exprimer l'ex-tin tionparunitédedensitéde olonned'hydrogènesurlalignedevisée.Lepassageentredensité de olonne etmagnituded'extin tion s'ee tue grâ eà larelation:

A

V

N

H

= 0.53 × 10

−

₂₁

cm

−

₂

(2.10)

déduite desobservations dusatellite Coperni us par Bohlinetal.(1978).

Les ourbes d'extin tion observées aux longueurs d'onde omprises entre 0.1 et 1

µ

m pré-sententunprolsimilaire.Ellessontlisses(sansstru turesnes)etaugmententave l'inverse de lalongueur d'onde.Une bosse large, entrée auxenvironsde 2175,estuneautre ara téristique que l'on retrouve sur es ourbes. Aux plus grandes longueurs d'onde, on observe deux autres bandeslarges, à9.7et18

µ

m.

Fitzpatri k & Massa (1986, 1988, 1990) ont analysé les ourbes d'extin tion de 45 étoiles, dont ertaines présentent desé artsimportants par rapportà

R = 3.1

.Ils ont montré quedans l'ultraviolet, toutes es ourbes pouvaient être ajustées par 3 omposantes analytiques : une fon tionlinéaire roissantesurl'ensembledu spe tre,une fon tion non-linéaire roissantesurla partie ultraviolet lointain etun prol de Drude pour représenter labosse à 2175 . Cha une de es omposantesestattribuéedemanièreplusoumoins ertaineet onsensuelleàunefamille de grains diérente :sili ates, graphites, hydro arbures aromatiques. Les deux bandes à 9.7 et 18

µ

msont duesà l'absorption par dessili ates(vibrations d'élongation SiO etOSiO).

2.1.3 Se tions e a es

Si l'on assimile les grains de poussière à des sphères de rayon

r

et d'indi e de réfra tion omplexe

n

,leurs se tionse a es d'absorption etde diusion s'é riventrespe tivement

σ

abs

=

πr

2

Σ

abs

et

σ

dif f

= πr

2

_Σ

dif f

où

Σ

abs

et

Σ

dif f

sont lese a itésd'absorption et de diusion.La se tion e a e et l'e a ité d'extin tion s'é rivent

σ

ext

= σ

abs

+ σ

dif f

et

Σ

ext

= Σ

abs

+ Σ

dif f

. Enthéoriede Mie,sil'on onsidèrequeles grains sontpetitsrelativement à lalongueurd'onde, lese a itésd'absorption etde diusion s'é rivent :

Σ

abs

= −4x Im

 n

2

_{− 1}

n

2

_{+ 2}



et Σ

dif f

=

8

3

x

4

_Re

 n

2

− 1

n

2

_{+ 2}



2

(2.11)

où

x = 2πr/λ ≪ 1

. Les équations 2.11 montrent que lorsque les grains sont petits par rapportàlalongueurd'onde,lesse tionse a esd'absorptionetdediusionsontrespe tivement proportionnelles au volume etau arré duvolume de esgrains. À l'opposé, les grains qui sont grands agissent omme des é rans opaques au rayonnement, et tant qu'ils ne deviennent pas tropgrands par rapport à lalongueur d'onde, ona

Σ

abs

≃ 1

et

Σ

dif f

≃ 1

. Deplus, la diusion estproportionnelleà

λ

−

4

(diusion Rayleigh)tandis quel'absorption estproportionnelleà

λ

−

1

. Ainsi, aux ourtes longueurs d'onde, la diusion est dominante (d'où la oloration bleutée des nébuleusesparréexion)etauxgrandeslongueursd'onde,l'absorptiondomine(d'oùla oloration rougedesétoiles vues àtravers unnuage de poussières).

Ondénit également l'albédo,rapportentreles se tionse a esde diusionetd'extin tion ou entre l'énergiediuséedanstoutes les dire tionsetl'énergiein idente :

γ =

σ

dif f

σ

ext

=

σ

dif f

σ

dif f

+ σ

abs

(2.12)

Cerapportvaut1pourunmatériauparfaitementréé hissantet0pourunmatériau parfaite-ment absorbant.On déniraenn lafon tion de phase ouparamètre d'asymétrie

g(θ) = (cos θ)

qui mesure la distribution spatiale selon laquelle la lumière est diusée. Si la diusion se fait omplètement anisotropiquement,

g = 0

tandisquedansle asd'unediusionpréférentiellevers l'avant

g = 1

. Pour des parti ules très petites par rapport à la longueur d'onde (

x ≪ 1

), la diusionsefait demanièreéquivalenteversl'avant etl'arrière.Pour desparti ulesplusgrandes (

x & 0.1

), une fra tion roissante de la lumière est diusée vers l'avant. Une ara téristique importantede lalumière diuséeest sapolarisation (voir se tion??page ??).

2.2 Émission infrarouge

Nous avons montré pré édemment que les grains absorbaient une partie du rayonnement ultraviolet etvisible. L'énergie absorbée haue don les grains qui réémettent prin ipalement dans l'infrarouge pour se refroidir. On estime qu'environ 50% du rayonnement émis par les étoiles aux longueurs d'onde plus ourtes quel'infrarouge pro he sont onvertis de lasorte par les poussières. Plusieurs mé anismes d'émission existent en fon tion de la température et don delatailledesgrains :lesplus grosgrainsémettent àl'équilibrethermique, lesgrainsde petites taillesémettent hors équilibreetles molé ulesaromatiques émettent dansdesbandes.

2.2.1 À l'équilibre thermique

Considéronsle asd'un grain sphérique de rayon

r

etd'un hamp de rayonnement in ident de densité

u

ν

.Le grainabsorbe l'énergie

E

abs

etréémet l'énergie

E

´

em

:

E

abs

=

Z

∞

0

4πr

2

Σ

abs

(ν)π

cu

ν

4π

dν

(2.13)

E

´

em

=

Z

∞

0

4πr

2

πE

ν

dν

(2.14)

où

E

ν

estl'émissivitédugrainàlafréquen e

ν

.LaloideKir hhoenthermodynamiquenous indique qu'à l'équilibre

E

ν

= Σ

abs

(ν)B

ν

(T )

où

B

ν

(T )

est lafon tion de Plan k pour l'émission d'un orps noirde température

T

.À l'équilibrethermique, on é ritalors

E

abs

= E

´

em

:

Z

∞

0

Σ

abs

(ν)

cu

ν

4π

dν =

Z

∞

0

Σ

abs

(ν)B

ν

(T )dν

(2.15)

Connaissant ladensitédu hampde rayonnement, nouspouvonsutiliser etterelation pour estimer latempérature des grains à l'équilibre ou ontraindre la densité du hamp de rayonne-ment en supposant onnue leurtempérature d'émission.Dansles deux as, les se tionse a es

Fig. 2.2 Flu tuationsentempératuredegrainsdediérentestailles au oursd'unejournéedansun hampderayonnementinterstellairestandard.D'aprèsDraine(2003).

d'absorption doivent être onnues. Faisons l'hypothèse que l'e a ité d'absorption dans l'infra-rougemoyen etlointain est delaforme :

Σ

abs

= Σ

0

 ν

ν

0



β

a

a

0

(2.16)

etque l'e a ité d'absorption des grains dansl'ultraviolet etle visibleest très pro he de 1. Ave

β = 2

,ungraindetaille0.1

µ

maunetempératurede

∼

20Kdansle hampderayonnement du voisinage solaire et sonpi d'émission se situe don vers

∼

100

µ

m. Cette température sera d'autantplusélevéequele hampderayonnementseraintenseetdur,etl'émissionrésultantedes grains à l'équilibre thermique se dé alera alors de l'infrarouge lointain vers l'infrarouge moyen, en a ord ave la loi de dépla ement de Wien (généralisée à des orps dont l'émissivité est en

ν

−

β

ave

1 < β < 2

:

λ

max

× T ∼ 2300 K.µm

).

Cette émission à l'équilibre thermique est valable pour un grain susamment grand : sa apa ité aloriqueestimportanteetilpeutrépartirl'énergieabsorbéesurunplusgrandnombre de degrés de liberté.L'énergie des photons absorbéset le temps séparant l'absorption de deux photons par legrain sont des paramètres dont il faut tenir ompte pour onsidérer qu'un grain d'unetaille donnéeestà l'équilibrethermique.

2.2.2 Hors l'équilibre thermique

Pour ungrainde taillepluspetite,etdon de apa ité aloriquemoinsimportante, haque photonabsorbéaugmentesigni ativementsatempérature.Legrainn'estdon plusàl'équilibre thermique. Sa température u tue entre desmaxima atteints lors de l'absorption du photon et desminima atteintsaprès refroidissement rapide.

À haque foisquelegrainabsorbeunphoton, satempérature passede

T

1

à

T

2

dénies par :

hν =

Z

T

2

T

1

C(T )dT

(2.17)

où

C(T )

est la apa ité alorique du grain. Si on fait l'hypothèse qu'un grain formé de

N

atomes possède une énergie thermique de l'ordre de

3N kT

, sa apa ité thermique peut être approximée par

C(T ) ∼ 3Nk

.Silegrainest susamment froidavant d'absorberunphoton, on peut négliger sonénergiethermique initialeet latempérature atteintepar un grain haué par unphotondefréquen e

ν

estdon d'environ

hν/3N k

.Uneappli ationnumériquerapidemontre qu'un grainformé de 50atomes estportéà 1000Kpar un photon ultraviolet de100 nm.

Sonpi d'émission sesitue don dansl'infrarouge pro he au moment où satempérature est maximale.Au oursdesonrefroidissement,legrainémetàdeslongueursd'ondedeplusenplus élevées, jusqu'àatteindre satempérature initiale(en quelquesse ondes)puis absorber unautre photon(enplusieursmoisdansle hampderayonnementlo al).Puisquelapuissan etotaleémise parun orpsnoirdetempérature

T

estproportionnelleà

T

4

,legraindissipel'essentieldel'énergie absorbée aux ourtes longueurs d'onde (

∼ 3µ

m dans notre exemple). Notons également que la distributionspe traledel'émissiond'untelgrain,dire tementliée àlatempérature qu'ilatteint, ne dépend pas de l'intensité du hamp de rayonnement in ident, dans la mesure où le temps quiséparedeuxabsorptionsdephotonsreste grandrelativementautemps derefroidissementdu grain. Par ontre, la forme du spe tre dépend de la taille et de lanature du grain ainsique de l'énergiedu photonabsorbé,don de ladureté du hampde rayonnement. Pour estimer l'allure duspe trede e typedegrains, on al ulelaprobabilité

P (r, T )

qu'un grainderayon

r

soit àla température T(Li& Draine2002a)eton intègre ensuitesonémissionau ours dutemps, don surlagamme de températuresqu'il visite:

I

ν

=

Z

∞

0

P (r, T )Σ

abs

B

ν

(T )dT

(2.18)

On notera que plus un grain est gros, plus il se rappro he de l'équilibre thermique. Dans l'absolu,mêmelesgrainslesplusgros,quel'ona onsidérés ommeétantàl'équilibrethermique danslase tion2.2.1, subissent desu tuations de température.

2.2.3 Bandes aromatiques

Unepartie importantede montravail de thèseportesur l'émissiondesbandesaromatiques. Je détaillerai don de manièreplusimportante ettese tion.

Fig.2.3 Spe tredeNGC7027résultantdela ombinaisondedonnéesausoletenballonetsurlequel apparaissentlesbandesaromatiquesainsiquedesraiesdugaz.D'aprèsRussellet al.(1977).

Premières déte tions et interprétations

Dans les années 70, des observations de la nébuleuse planétaire NGC7027 ont mené aux premières déte tions de bandes larges dans l'infrarouge (voir Fig. 2.3). Ces bandes étaient à la fois plus larges que les raies du gaz et plus étroites que les signatures ara téristiques des solides en émission. Gillett et al. (1973) ont proposé une interprétation à l'aide de arbonates pour justierl'émissionde bandes entrées à8.6, 11.3et12.7

µ

m.Merrilletal.(1975)déte tent une bande large à 3.3

µ

m (unebande étroite à 3.27

µ

m ave un large épaulement à 3.4

µ

m)et suggèrent une originemolé ulaire. Cettebandeà 3.3

µ

mavaitétédéte téepourlapremière fois danslaNébuleuse de l'Oeufpar lamême équipe (Forrestet al.1975). Toujours grâ eau même groupe de her heurs, et toujours à l'aide d'observations de NGC7027, des bandes à 6.2 et 7.7

µ

mont étédéte tées etasso iéesauxpoussièresresponsables du ontinuum infrarouge(Russell etal.1977).

Fa eà la di ulté queposait leur interprétation, es bandesont tout d'abord été nommées "bandesinfrarougesnon-identiées"ou"unidentiedinfraredfeatures"(Willneretal.1979).Des matériauxaussidivers queles sili ates,lagla ed'eau, legraphite oule arbure de sili iumsont proposéspourinterpréter esbandes.Latâ heétaitd'autantplus ompliquéequelesobservations étaient en ore peu nombreuses et les orrélations entre les bandes peu évidentes. On savait pourtant depuis longtemps quelemode devibration d'étirement de laliaison CH produit une bande à 3.3

µ

m. Kna ke (1977) utilise ette donnée pour interpréter l'émission de la bande à 3.3

µ

m à l'aide de matière arbonée que l'on sait être présente dans le milieu interstellaire. Malheureusement,sesmesuressurdesmatériauxterrestresnepermettent pasderendre ompte desbandesàplusgrandes longueursd'onde. Desmolé ules, enphase gazeuseou àl'intérieur de

manteaude gla eàlasurfa e desgrains,tellesqueCH, CH

+

,CH

4

ouH

2

Osontalors proposées pour interprétertoutoupartiedesbandesinfrarouges(voirparexempleAllamandola&Norman 1978).

Mé anisme d'émission et aromatiques

Landesannées70etledébutdesannées80sontmarquésparl'a roissementd'observations de es bandes infrarouges. Leur porteurs restent toujours in onnus, mais ertains her heurs se pen hent alors sur le problème du mé anisme d'émission. Dwek et al. (1980) ont montré que le mé anisme d'ex itation de es bandes ne pouvait pas être d'origine non-thermique. La uores en e,mêmesiellerestaiténergétiquementpossible,neparaissaitpas rédibledupointde vuedel'e a itérequise:dansle asdeNGC7027,onestimealorsque haquephotonultraviolet produit par l'étoile entrale doitêtre onverti en trois photonsinfrarouges dans lesbandes. Les ollisionsgaz-grains sontégalement trèspeuprobablespourdesraisonssimilaires:lese a ités né essaires sont bien supérieures à 1. Un mé anisme d'émission thermique, quant à lui, posait le problème de trouverun (des) matériau(x) andidat(s). Dwek etal. (1980) suggèrent que des grains petits (

.

0.01µ

m) et hauds (

∼ 300

K) exposés à du rayonnement ultraviolet peuvent êtreàl'originedesbandesenémission, sanspour autant réer debandesenabsorption. L'année suivante, Duley&Williams(1981)proposent pourlapremière foisquelesbandes enémissionà 3.3et11.3

µ

montpour originedesgroupementsensurfa ed'hydro arburesaromatiquesex ités par un mé anismeàl'équilibre thermique.

Sellgrenet al. (1983)déte tent dansdes nébuleuses par réexion (NGC7023, NGC2023) les bandes infrarougesainsiqu'un ontinuum sous-ja ent à labande à3.3

µ

m.Sellgren (1984) pro-pose alors d'interpréter ette nouvelle omposante en onsidérant le hauage mono-photon de trèspetitsgrains(

∼ 10

)dansle adred'unmodèledeu tuationsthermiquesoùlatempérature desgrains atteint

∼

1000K.Leger&Puget(1984)testent alorsdes andidatsaromatiques (ben-zène et oronène) ex ités par hauage mono-photon et obtiennent des spe tres dans lesquels ils retrouvent les prin ipales bandes infrarouges (3.3, 6.2, 7.7, 8.6 et 11.3

µ

m). Ces diérentes bandessont alors plusoumoins lairement asso iéesà desliaisons ara téristiquesdemolé ules aromatiques (voir Tab.2.2.3). Le terme d'hydro arburespoly y liquesaromatiques (PAHs) est utilisé pour la première fois. Considérant que le modèle thermique utilisé par Leger & Puget (1984) est plus approprié à des solides, Allamandola et al. (1985) traitent les PAHs en tant que molé ules et interprètent leur émission infrarouge en terme de relaxation à partir de ni-veaux éle tro-vibrationnelsex itéspar l'absorption de photonsultraviolets. Dèslors, lesbandes infrarouges non-identiéesontété nomméesbandes infrarougesaromatiques ou bandesPAHs.

Variations des bandes

Comme ela est retrans rit dans la Table 2.2.3, haque bande aromatique est désormais attribuée à un type de liaison parti ulière. Cependant, la position pré ise des bandes est très variable, en fon tion despropriétés des PAHs :leur taille,leur stru ture,leur harge ...Je vais

Longueurd'onde Asso iation

3.3 CH

6.2 CC

7.7 CC

8.6 CHdansle plan 11.3 CH horsdu plan(solo) 12.0 CHhors duplan(duo) 12.7 CH horsdu plan(trio)

Tab. 2.1  Prin ipales bandes infrarouges et liaisons asso iées dans les hydro arbures poly y liques aromatiques.

résumeri i lesprin ipaux eets onnus.

Tout d'abord, lataille desPAHs joue un rle surleur température (voir Fig. 2.6, d'aprèsle modèle de Draine & Li (2007)). Plus un PAH est petit, plus satempérature est élevée et plus sonémission est dé alée vers les petites longueursd'ondes. Un petit PAH émet don plus dans lesbandesà 3.3et6.2

µ

malors qu'ungrand PAH émet plusdansles bandesà11.3 et12.7

µ

m. Lesintensités relativesdes bandesdépendent également dela harge desPAHs. Celle- i dé-penddel'équilibreentreplusieursphénomènesparmilesquelslaphotoionisationetla re ombinai-sonéle troniquesontdominantes,tandisquelephotodéta hementetl'atta hementéle troniques peuventêtretraités ommese ondaires(LePageetal.2001).LesPAHsneutressont onnuspour avoir des se tions e a es plusélevées dans labande à 3.3

µ

met moinsfortes pour les bandes à 6.2, 7.7 et 8.6

µ

m relativement aux PAHs ations, pour lesquels les bandes entre 6 et 9

µ

m sont nettement plus intenses que elles à 3.3, 11.3 et 12.7

µ

m (voir Bakes et al. 2001a,b, par exemple). Les PAHs anions sont relativement moins bien onnus ar moins étudiés et auraient un omportement pro he desPAHs ations.

La géométrie desPAHs joue un rle surle nombreet letype de leurs liaisonsCC etCH, tout omme leur taux d'hydrogénation. On dénit le taux d'hydrogénation d'un PAH omme lerapport entre le nombre de liaisonsCH du PAH et lenombre de liaisons CH que lemême squelette arboné pourrait avoir au maximum (10 pour le pyrène, 12 pour le hrysène ou le oronène,voir Fig.2.4). Pour une stru ture arbonée donnée, plusun PAH esthydrogéné, plus lenombre de liaison CH est important, et plus les bandes à 8.6, 11.3, 12.0 et 12.7

µ

m seront intenses.Pourdeux PAHsde formulebrute identiquemaisdegéométrie diérente(parexemple l'anthra ène etle phénanthrène C

14

H

10

, voir Fig. 2.4), les liaisonsCC etCH ne sont pas du mêmetype.En eet,leurenvironnement danslamolé ule n'est paslemême eten onséquen e, leur fréquen e propre peut être signi ativement modiée. Dans le as de l'anthra ène et du phénanthrène,les deuxatomesd'hydrogèneportés par lenoyau benzénique entrale ne sontpas dutoutles mêmes:surlamolé uled'anthra ène, ils sontisolés (solo)tandis quesurle phénan-thrène,ils sont groupés(duo). La gure2.5 dénitles termes solo,duo,trio, Lesautres atomes d'hydrogènesontégalementae tés,maisdansunemoindremesure. Demême,lesliaisonsCC

Fig. 2.4 TroisexemplesdePAHs terrestres simples : le naphtalène, l'anthra ène et le phé-nanthrène.

Fig.2.5 Représentations hématiquedes dif-férentstypesde liaisonC-Henfon tionde l'en-vironnementdu y learomatiquequilesporte.

de l'anthra ène etdu phénanthrène ne sont pas identiques.Les spe tresmesurés en laboratoire et al ulés en himie quantiquemènent à lamême on lusion (Bakesetal. 2001b).

Au-delàdemodi ationsglobalessurlespe tred'émissiondesPAHs(intensités relativesdes bandes), des eets plus ns existent également, sur la position ou la largeur des bandes, par exemple. Peeters et al. (2002) ont montré que l'on pouvait séparer les bandes à 6.2 et 7.7

µ

m en plusieurs omposantes. En fon tion du poids respe tif de ha une d'elle, la longueur d'onde entrale delabande sedé ale.VanDiedenhoven etal.(2004)ont montréquelesbandesà3.3et 11.3

µ

msedé alaient également, maisde manière nettement moinssigni ative et relient ette distin tion au faitque esdeux bandes ont pour origineles liaisons CH.Hudgins etal. (2005) ontproposéd'interpréterledépla ement delabande à6.2

µ

mversles ourteslongueursd'onde par laprésen ed'hétéroatomes (azote)dansles y lesaromatiques.Se posealorsleproblèmede l'in orporation de eshétéroatomesau oeurouà lasurfa e desPAHs.

Nouvelles bandes infrarouges

Desobservations spe tros opiquesinfrarouges ré entes ont permis dedé ouvrir de nouvelles bandes,essentiellementàdeslongueursd'ondesupérieuresà15

µ

m.Une premièrebande,à16.4

µ

m, a été attribuée à des vibrations CCC de PAHs (Moutou et al. 2000; Van Ker khoven et al. 2000). Des bandes à 15.9, 17.0, 17.4, 17.8 et 18.9

µ

m ont également été déte tées dans NGC7023(Werneretal. 2004),desrégionsdeformations d'étoilesainsiquedesgalaxies(Smith et al.2007). Auxlongueursd'ondeinférieuresà15

µ

m,desbandesplusfaiblesont étédéte tées à 5.25, 5.7, 6.69, 13.6 et 14.2

µ

m(Allamandola et al. 1989; Verstraete et al. 1996; Smith etal. 2007).La majorité de esnouvellesbandesestpourlemomentasso iéedemanièretrès partielle ou in ertaine àdesliaisons demolé ules aromatiques.