HAL Id: jpa-00234847
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Les émissions radioélectriques d’origine galactique ou
extragalactique
Maurice Dufay
To cite this version:
50.
EXPOSÉS
ET
MISES
AU
POINT
BIBLIOGRAPHIQUES
LES
ÉMISSIONS
RADIOÉLECTRIQUES
D’ORIGINEGALACTIQUE
OUEXTRAGALACTIQUE
Par MAURICE
DUFAY,
Docteur ès sciences.
Sommaire. -
Après un bref historique des premières observations du bruit radioélectrique
galac-tique et un rappel des premières
interprétations,
on présente un résumé des travaux récents relatifsaux sources de bruit discrètes. Les résultats concernant l’identification de ces sources, leur diamètre
apparent, leur spectre d’émission, leur distribution dans la galaxie sont successivement envisagés.
On discute ensuite de l’origine du rayonnement galactique général : effet de sources discrètes
multiples
ou contribution du gaz interstellaire. Enfin on mentionne les observations de la radiation I420 Mc/s de
l’hydrogène
neutre. La bibliographie des publications récentes est donnée.JOURNAL P’HYSIQUE
15,
JANVIER1954,
PAGEI. - La découverte
du
rayonnement
galactique général
et des sources discrètes.
Le
rayonnement
galactique général, historique
bref,
premières
théories. - Lespremières
obser-vations du bruit
radioélectrique d’origine
galactique
remarqué
parJansky
en1932,
ont été effectuées sur desfréquences
s’étendant de9,5
à 162Mc/s
(Jansky,
2,0,6
Mc/s;
Friis etFeldman, 9,5,
18,6
et 31Mc/s;
Reber,
162Mc/s).
Les
observations
de Reber(Ig4o)
et celles deHey,
Parsons et
Phillips
(1946,
64Mc js)
ontpermis
à cesauteurs de tracer une carte de l’intensité du bruit
(radioisophotes)
dans une zone assez étendue de lasphère
céleste.On observe sur celle-ci une concentration
générale
durayonnement
dans leplan
galactique
(avec
un maximumprincipal
dans leSagittaire
et un maximum secondaire dans leCygne)
et ungradient
négatif
prononcé
vers lespôles.
La brillance
(dans
une directiondéterminée)
croît en mêmetemps
que lalongueur
d’onde et suitla loi de
variation
(fréquence
F;
température
de brillanceTB)
établie par Moxon (1946), Herbstreit et Johler(1948).
Les
premières suggestions
émises concernantl’ori-gine
du bruitgalactique -
rayonnement thermique
des étoiles lesplus
communes(Jansky);
poussières
interstellaires
(Langer) -
ont étérapidement
aban-données. La
possibilité
d’unrayonnement
inter-stellaire
(Reber)
par un mécanisme d’absorption-émission par transitions free-free d’électrons dansun gaz
d’hydrogène
ionisé a étéplus
longuement
discutée. Enfait,
si cette théoriepermet
de rendrecompte
destempératures
de brillance observées auxfréquences
élevées(à
20Mc /s,
TB = 20 ooooK),
elle conduit
(Townes)
à destempératures
électroniques
beaucoup
trop
fortes(150
ooooK)
aux-fréquences
basses
(A
= 20m).
, Pour
rendrecompte
des faitsexpérimentaux
il estdonc nécessaire d’abandonner ce mécanisme ou de
lui en superposer un autre. Le
développement
desconnaissances sur le radiobruit solaire a conduit
certains auteurs à considérer le
rayonnement
galac-tique général
comme dû à l’effetintégré
d’ungrand
nombre de sourceslargement
réparties
dans lagalaxie. Si, d’après
Unsôld,
Grenstein, Henyey
etKeenan,
ces sources ont une activitéanalogue
àcelle du Soleil
perturbé,
l’intensité de leurrayon-nement devrait être roll fois
plus
intense que celles observées au cours des flambes solaires.La découverte de sources de bruit discrètes a remis
en
question
toutes les idées émises et conduit à denouveaux
développements théoriques.
La découverte des sources
discrètes,
théoriesproposées. -
C’est en1946
queHey,
Parsons etPhilipps
observèrent dans leCygne
(). =5 m)
unerégion
de faible diamètre( 2°) sujette
à desfluc-tuations
irrégulières
de courte duréequi
comme on leverra
plus
loin sontd’origine
ionosphérique.
La découverte de la source du
Cygne
fut confirmée par Bolton etStanley
(i,
=3 m) (1948) qui
obser-vèrent
également
d’autres sourceslocalisées,
notam-ment Taurus Aqu’ils
identifièrent avec lanébuleuse
du Crabe N.G.C. 1949. Une source dans
Cassiopée,
plus
intense que celle duCygne,
fut observée en1948
parRyle
et Smith(80 Mc/s).
Les
parallaxes
ne sont pas mesurables et lerayon-nement n’est pas
polarisé (Ryle
etSmith, rg48).
Les sources discrètes ont été initialement considéréescomme des
objets
galactiques ponctuels
comme lesétoiles,
caractérisés par une forte émissionradioélec-trique
et une faible émission lumineuse.La température
apparente
peut
dans ces conditions atteindre iol, "K(Soleil
calme 106 à Io10ÙK).
Pourexpliquer
ces51
pératures
aussiélevées,
on aproposé
deux mécanismesdéjà appliqués
aurayonnement
du Soleil(Ryle
[1]) :
- un mécanisme par émission
thermique (free-free)
de
particules
àtempérature
cinétique
trèsélevée,
bien
plus
forte que celles que l’on trouve dans leSoleil;
;- une émission
non
thermique
par oscillation deplasma qui
pour unetempérature
cinétique
bienplus
faible que latempérature
de brillance est beau-coupplus
intense que dans le cas d’uneagitation
électronique
désordonnée. ,Certains auteurs
(Ryle [1],
Unsôld[2],
Alfven
et Herlofson
[3], Kiepenheuer
[4])
ontétabli
unerelation entre le
rayonnement radioélectrique
et les rayonscosmiques.
Latempérature
observée de 1011 OKcorrespond
en effet à uneénergie
de loto eVqui peut
être celle des électrons de rayonscosmiques.
Lerayonnement
pourrait
être émis par ces électronsde
grande
énergie
endéplacement spiral
dans lechamp
magnétique d’un gaz
ou d’une étoile.Signalons
d’autreshypothèses
émises :- celle de
Swann : conversion de
l’énergie
par induction lors de la variation du fluxproduit
par lavariation
de surface des tachesémissives;
- celle de Babcook
[5] :
étoile àchamp magné- _
tique
intense(10 gauss);
- celle de Haefl
[6] :
rotation différentielle decouches
polaires
etéquatoriales.
En
fait,
ces divers mécanismes doivent être confron-tés avec les résultatsexpérimentaux
récentsqui
remettent en
question
la nature stellaire des sources.La détermination de la nature
physique
de celle-cireste en effet le
problème
fondamental.II. - Les sources discrètes.
Techniques expérimentales. -
La découverte des sources localisées a conduit lesexpérimentateurs
à améliorer le
pouvoir
de résolution de leursinstru-ments et à utiliser des
techniques
plus précises.
C’est ainsi que s’estdéveloppée
latechnique
inter-férométrique
qui
a été utilisée sous deux formes :- Aérien directif à une hauteur h au-dessus de
la mer
(méthode
australienne,
Bolton et sescolla-borateurs utilisent un
paraboloïde
de6 m).
Le dia-gramme derayonnement
obtenu estanalogue
auxfranges
deLloyd.
La méthode estapplicable
auxfaibles déclinaisons et introduit une
importante
correction de réfraction.
- Méthode
interférométrique analogue
à celle utilisée par Michelson pour la mesure du diamètreapparent
des étoiles. Les deuxsystèmes
d’aériens directifsidentiques
sont sur uneligne
E. W. à ladistance d et le
diagramme
derayonnement
estreprésenté
parLes sources sont observées au
voisinage
de leur pas-sage au méridien.L’ascension droite est donnée par le
temps
depas-sage au
méridien,
la déclinaison par la périodicitét=to
sec ô obtenue sur
l’enregistrement
du passage. Lesmesures de
position
sontsujettes
aux erreursd’orien-tation,
decollimation,
de fluctuations internes del’enregistreur qui
sont discutées dans un article récent de Smith[7].
Dans tous les cas, des erreurspeuvent
être introduites du fait de sources voisines.Néanmoins la
précision
de relèvement obtenueaujourd’hui
atteint la minute d’arc. Pourl’augmenter,
enjouant
sur la distanced,
les australiens utilisentla
technique
des relais hertziens pour réunir aurécepteur
les deux aériens[8].
’
Le diamètre
apparent
d’une source se manifestepar la
profondeur
des minima observés. Destech-niques
spéciales (interféromètres doubles)
.ont étémises au
point pour les
mesures.Pour
augmenter
la sensibilité en éliminant le fond continu dû aurayonnement général,
on utiliseaujour-d’hui couramment la
technique
de-Ryle [9]
qui
consiste à introduire une inversion de
phase
de 180°à la
période
25c/s
sur l’un des aériens. On commuteainsi 25 fois par seconde les maxima et minima et
la modulation 25
c/s
obtenue passe dans un détecteurde
phase
et unampli
sélectif. L’intensité de la source discrète détectéepeut
dans ces conditions être trèsfaible devant celle du fond continu.
Les mesures absolues d’intensité restent
sujettes
aux erreurs de calibration et la
précision
est limitée par le facteur de bruit durécepteur
et sa stabilité.Les
appareils
à faible résolution n’ont pasperdu
leur intérêt et desprogrès
ont été obtenuségalement
dans ce domaine.La méthode de calibration continue du radiomètre
de Dicke par commutation avec un
générateur
debruit a été
perfectionnée. Ryle
etVonberg
[9]
etHanbury
Brown et Hazard[10]
ont utilisé uneméthode de zéro dans
laquelle
ungénérateur
de bruitest asservi de
façon
à limiter les effets des variationsde
gain
et deréponse
enfréquence. Steinberg [11]
a réalisé une variante de ce
sytème
danslaquelle
on mesure la différence du bruit de la source et dugénérateur.
Enfin on est conduit à
augmenter
la bandepassante
et la constante detemps
pour obtenir unegrande
sensibilité. Celle-cidépasse
maintenant 10-25W /m2/c /s.
Une méthode différentielle
analogue
a été utiliséepar
Piddington
[12]
entre 1o0o et 24 oooMc/s.
Legénérateur
de bruit est alorsremplacé
par une antennede référence et le radiomètre mesure la différence de
température
de brillance des deuxrégions
pointées
par les antennes.
A côté de ces
perfectionnements
dans lesméthodes,
on s’orienteégalement
vers la construction de réflec-teursparaboliques géants qui,
enayant
unpouvoir
de résolutionamélioré, peuvent
êtrepointés
en dehors du méridien. Unparaboloïde
deplus
de 80 m a étémis en chantier en
Grande-Bretagne [13].
Enfin,
l’observation de la radiationmonochro-matique
del’hydrogène
a conduit à la mise aupoint
d’unetechnique particulière permettant
de comparer les bruits reçus sur deux bandes defréquence
étroiteset
rapprochées
dont l’une est centrée sur la raie.Origine
des fluctuations. - Les fluctuations dans leCygne
ont étélongtemps
considérées commeLes travaux récents ont définitivement établi
l’origine
ionosphérique
de ces fluctuations.L’expérience
cruciale(Little,
Lowell et Smith[14]
a consisté à étudier la corrélation entre les fluctua-tions
enregistrées
en deux stations d’observationà des distances variables. Ces auteurs constatent
que sur A =
6,7
m,, la corrélation cesse d’êtrecomplète
pour une distancesupérieure
à 20 km et est nulle pour 200km,
cequi
prouvel’origine
locale desfluc-tuations.
Ryle
et Hewish[15]
ont étudié d’autrepart,
pourplusieurs
sources, les variations de l’indice defluc-tuation
#
en fonction dutemps (A = 3,7
et6,7 m).
On constate ainsi undécalage
entre les courbes rela-tives aux différentes sources suivant leur ascensiondroite. On n’observe pas de variation
annuelle,
mais on met en évidence une variation diurne avec un maximum
marqué
des fluctuations vers h detemps
local.Les travaux
plus
récents sur deslongueurs
d’onde différentes ont confirmél’origine
ionosphérique
desfluctuations du
Cygne [16], [17],
[18].
On admet que ces fluctuations sont
produites
dansdes nuages
irréguliers
de la couche Fagissant
comme des réseaux dephase
[19].
Tandis que la théoriehabituelle de la scintillation
optique
fait intervenirla réfraction et
exige
desgradients
élevés dedensité,
la théorie de Little repose sur la diffraction de densité
et conduit à
admettre
l’existence de zonesperturbées
d’environ 5 km d’étendue. Le même
phénomène
explique également
les fluctuations relevées dans laposition
des sources.Une certaine
corrélation
entre les échosirréguliers
sur
F2
et les fluctuations a été notée[20]
et confirme la localisation de laperturbation
dans la couche F.Hewish
[20]
estime de 2 à 10 km l’étendue deszones
irrégulières
(forte
densitéélectronique)
de la couche Fintroduisant
les variations locales dephase.
L’observation des fluctuations sur une base de km
montrerait que ces zones se
déplaceraient
d’un mou-vement uniforme de vitesse 100 à30o M/s.
Quelques
bizarreries subsistertnéanmoins,
ainsides crochets observés simultanément à
grande
dis-tance sur lesenregistrements
desfluctuations,
et laquestion
de leurorigine
solaire ou propre aux sources est encore discutée.Néanmoins,
la constance presquepermanente
du flux émis par les sources discrètes est maintenant bien établie.Identification des sources discrètes avec des
objets
connus. - Les travaux récents ontpermis
de confirmer certaines
identifications
déjà suggérées
et d’en
apporter
d’autres.La
plupart
desobjets
reconnus sont des nébuleuses ou d’anciennes
super-novae. Ils
peuvent
se classer dans les troiscaté-gories
suivantes :
Objets
galactiques
non usuels : .Taurus A : NGC
1952,
nébuleuse du Crabe[21],
[22],
reste d’une supernova. Vitessed’expansion,
1100 km/s. Distance,
Iooo pc.Supernova
deTycho-Brahé (Hanbury
Brown[23]).
Supernova
deKépler
(?) (Mills
[23]).
D’autre
part
la source intense deCassiopée coïncide,
d’après
les observations de Baade[23],
autélescope
de 5 m du Mont Palomar avec un
objet
diffus considérécomme une nébuleuse à filaments à
grande
vitessed’expansion analogue
à la nébuleuse du Crabe.Objets extragalactiques
non usuels :Centaurus A : NGC 5128
[21], [22],
nébuleuse non résolue à bande noire(peut-être
nuagegalactique
avec étoile centrale
d’après Evans).
Virgo
A : NGC 4486[21],
[22],
nébuleuseelliptique;
NGC 1275.NGC 6451
(d’après Piddington
et Minnett11).
Enfin Baade considère[23]
l’intense source duCygne
comme due à deuxgalaxies
en collision. Galaxies relativementproches. -
Lerayonnement
de la nébuleuse d’Andromède a été détecté sur ). =1,89
mpar
Hanbury
Brown et Hazard[101.
L’intensité de cette sourceparaît
êtreanalogue
à celle de notregalaxie.
Les auteursestiment
que lerayonnement
extragalactique
total,
extrapolé
decelui mesuré pour Andromède ne doit
représenter
qu’une
faiblefraction
(1 /1006)
durayonnement
reçu. Les chercheurs deCambridge
auraientégalement
détecté le
rayonnement
des nébuleusesM 33,
M 51 et M 101.Le
plus grand
nombre des sources détectées restenéanmoins non identifié. Pour essayer de
préciser
la nature de ces
objets,
on mesure maintenant leursdiamètres
angulaires et
l’on étudie leurspectre
etleur distribution
statistique.
Diamètre
apparent
des sources discrètes. -L’étude des sources discrètes par une méthodeana-logue à celle utilisée pour étudier les
sources de bruitassociées aux "taches solaires n’avait donné
jusqu’ici
qu’une
limitesupérieure
de leurs dimensions. Lascintillation
ionosphérique
limite d’ailleurs la pré-cision. Unetechnique
nouvellereposant
surl’utili-sation
d’un interféromètre double(avec
deux basesdifférentes)
ou d’un interféromètre à trois antennesavec «
phase switching
» apermis aujourd’hui
demesurer des diamètres
angulaires
de l’ordre de la minute d’arc[22], [24],
[25].
-Par des méthodes assez
semblables,
Smith[241
en
Angleterre
et Mills[22]
àSidney
ont ainsi pu au cours de l’année1951
I observerplusieurs
sourcesayant
des diamètresapparents
appréciables
pouvant
atteindre
oo,5.
Des résultats très
intéressants, la
plupart
encoreinédits,
ont étéapportés
sur cesujet
au derniercongrès
de l’U.R.S.I. tenu àSidney
(23].
Ainsi Mills
estime
à minute d’arc le diamètre de la source duCygne (/.
= 3 m, interféromètre avec basede i o km et câble
hertzien),
Smith àquelques
minutesd’arc celui de la source de
Cassiopée.
Laplupart
des sources intenses ont desdiamètres
angulaires
appré-ciables
dépassant
la minute.Bolton,
par une combinaison d’interféromètreshorizontaux
etverticaux,
observe d’autrepart
untype
de sources différentesplus
étendues et diffuses dont le diamètrepeut
atteindrequelques degrés.
Une trentaine de ces sources ont été reconnues. La distribution de brillance surcertains
objets
(tel
CentaurusA)
a pu être étudiée.53
diffuse très étendue
(dite Cygnus X)
est voisine deCygnus
A et coïncide avec le maximum secondairedu
rayonnement
général
observé par Bolton et Westfold[271.
Il est considéré par ces auteurs commedû à un bras de la
spirale
galactique.
D’après
Pid-dington
etMinnett,
ils’agirait
au contraire d’une source étendueayant
unerépartition
spectrale
indé-pendante
de lalongueur
d’onde etqui
serait due à l’émissionthermique
d’un gaz ioniséoptiquement
mince(n
=20 cm3,
T =Io’uK).
On lerapproche
du nuage
galactique
voisin de yCygni.
Il est finalement de moins en moins évident que les
sources discrètes soient des
objets ayant
la dimension d’étoiles. Les résultats récents tendent au contraire à montrerqu’il
s’agit d’objets
nébulaires. Le terme« radioétoile »
primitivement employé
est àproscrire
et doit
êtreremplacé
par celui de « source discrète ».Répartition spectrale
de l’émission des sourcesdiscrètes. - La
réduction
des résultats obtenus pardivers
expérimentateurs
permet
d’étudier lesvariations du flux S des sources les
plus
intensesentre 18 et 2 00o
Mc/s. D’après
Kerr et Shain[28],
la
plupart
des sources suivent une loi dela
formeMais la nébuleuse du Crabe
(et peut-être Cygnus
Xcomme on
l’a
vuplus haut) présente
un flux sensible-mentindépendant
de lafréquence [29] (fig. I).
Des
mesures faites à 1 2 I o et 3 oooMc /s
(Piddington
et Minnett
[12])
ont confirmé ces résultats en cequi
concerne les sources du
Sagittaire-Scorpion
etTau-rus A.
Le cas de la nébuleuse du Crabe a été
l’objet
deplusieurs
travaux dont les conclusions sontparfois
divergentes.
Piddington
et Minnett[12]
considèrentqu’il
s’agit
durayonnement thermique
d’un gazopti-quement
mince pourlequel
à I 2 IoMc/s,
on aOn est ainsi conduit à des vitesses
électroniques
très élevées.D’après
Van de Hulst[C]
et d’autres auteurs[30],
[51]
lerayonnement radioélectrique
observé est100 fois
plus
intense que ne le laisseraitprévoir
le mécanisme par transitions free-freeexpliquant
l’émis-sionoptique
de la même source. Un tel mécanismeconduit à une intensité de
rayonnement
bientrop
faible si les électrons sont animés de vitesses
ther-miques.
D’autres auteurs
[31] reprenant
unehypothèse
déjà
émise,
comme on l’a vu, font intervenir desparticules d’énergie
très élevée telsque’
les rayonscosmiques. D’après
l’étude de la variation diurneet de la direction
d’arrivée,
ilssuggèrent
que la nébuleuse du Crabepeut
être une source de rayonscosmiques.
’Distribution des sources discrètes. - L’étude
statistique
de la distribution des sources discrètespeut
être
conduite de deuxpoints
de vue suivant que l’on étudie larépartition
des sources discrètesdétec-tées ou celle du
rayonnement
galactique
général
considéré au moins
partiellement
comme l’effetintégré
de sources discrèteslargement ,
distribuées.Ces études conduisent à orienter leur identification
sur un ou
plusieurs
types
d’objets
stellaires déter-minés.Un des
premiers
travaux notables sur la distribution des sources discrètes est celui deRyle,
Smith et Elsmore[32]
qui
bien que datant dei()5o porte
sur 5o sources détectées.D’après
cesauteurs,
leur distribution ne montre pas deconcentration
galactique
contrairement au
rayonnement général.
Ils endéduisent ou bien
qu’elles
se trouvent à des distancesfaibles du
système
solaire,
ou bienqu’elles
sontextragalactiques.
Les auteurspenchent
pour uneorigine
galactique
et estiment que ces « radioétoiles »sont distribuées de
façon analogue
aux étoilesvisibles,
bien que lesessais
d’identification avec desobjets
visibles soient peu concluants.Bolton et Westfold
[33]
ont étudiéégalement
la distribution des sources discrètes et examinél’hypo-thèse selon
laquelle
lerayonnement général
est dû à desobjets extragalactiques. D’après
eux lerayon-nement par transitions free-free interstellaire est
négligeable.
Une étude
plus
récente de Mills[34] portant
sur 77 sourceslargement
distribuées conduit à desconclusions différentes. L’étude a été faite sur la
fréquence
101Mc/s
par méthodeinterférométrique
(trois
àériens)
et «phase switching
». Le classementdes sources détectées
d’après
leur intensité conduit Mills aux résultats suivants :Sources intenses
( S >
2. 10-2’W. m 2. e /S-1)
pré--sentant une forte concentration
galactique
(lbl
12°)
sauf
Virgo
I.Sources
faibles
sans concentrationgalactique,
moins nombreusesprès
duplan galactique
parce quemas-quées
par lerayonnement
général
intense.L’auteur en arrive ainsi à distribuer les sources
dans les deux
grandes
classes suivantes : Classe I. - Sources intensesassez rares, à forte
concentration
galactique,
doncéloignées
(iooo pc).
Leur distribution estcomparable
à celle des novae. Leur intensité moyenne serait lot6 fois celle du Soleilcalme,
mais leurrayonnement
est insuffisantpour que le
rayonnement
galactique général
leur soit attribué.opti-quement
mince,
conformément aux vues dePidding-ton dont nous
parlerons plus
loin.On a vu néanmoins que l’on trouve des différences dans le
spectre
de bruit de ces sources et dans leurdiamètre
qui
peut
varier de l’ àquelques degrés,
cequi
faitprésumer
que leproblème
est en effet moinssimples.
Classe II. - Sources faibles distribuées au hasard.
Il
peut s’agir
soit d’émissionsextragalactiques
intenses,
soit d’émissionsgalactiques
faibles etrap-prochées.
Dans la deuxièmehypothèse,
on n’observe pas de corrélationmarquée
avec les raresobjets
ne
présentant
pas de concentration sur leplan
galac-tique.
On a par contre identifiéquelques
sourcesradioélectriques
avec des nébulseusesextragalactiques.
Aussil’origine extragalactique
paraît
d’après Mills,
plus plausible,
bien que l’on n’observe pas derapport
net entre la distribution des sources de laclasse
II etcelle des
galaxies
extérieures.Dans ce cas les sources de la classe II
pourraient
contribuer aurayonnement
galactique général,
notam-ment
près
despôles.
Néanmoins les identifications avec des
objets
connus ne sont pas encore assez nombreuses pour que l’onpuisse
se prononcer avec certitude.On notera en outre que selon certains théoriciens
(1)
- en
particulier
Ambarzumian - les sources discrètespourraient
constituer des «protoétoiles
n, corps àl’origine
du processus de formation des étoilesjeunes
que l’on rencontre dans les associations d’étoilesmultiples.
Aucun fait nouveau n’est venu àl’appui
de
cettehypothèse.
III. - Le
rayonnement
galactique général.
Répartition
durayonnement
galactique
’dans la Voie Lactée. - Larépartition
de l’intensité durayonnement
de la Voie lactée en fonction descoor-données
galactiques,
connue par les travauxanté-rieurs de
Reber ...
Hey,
Parsons etPhillips.
a fait
l’objet
deplusieurs
mesuresplus
récentes dont lesplus importantes
sont celles de :Des
ca,rtes
deradioisophotes
ont
pu ainsi êtretracées avec
plus
deprécision
dans une gamme defréquence plus
étendue.On notera que sur la
plupart
de ces cartes lesisophotes
ne sontplus symétriques
parrapport
auplan galactique
pour les intensités faiblesprès
de 1 = 0°.Rayonnement général
et sources discrètes.-Westerhout et Oort
[37]
ontprocédé
à une étudesystématique
de l’intensité derayonnement
radioélec-(1) Voir à ce sujet V. KOURGANOFF, Quelques documentssur la structure de la galaxie. Conférence à l’Institut
d’Astro-physique de Paris.
trique
à attendre(à
Ioo Mc/s)
si l’on admet que le bruitgalactique général
est dû à ungrand
nombre d’étoiles detype
déterminé et ontcomparé
les résul-tatsthéoriques
obtenus avec les mesures de Bolton.Les étoiles des classes 0 et B constituant la
popu-lation I de Baade et celles de la
population
II(noyaux
desspirales
et amasglobulaires
contenant desvariables RR
Lyrae, hypothèse
émise par Unsôld[2])
sont éliminées du fait de leur concentration
galac-tique respectivement trop
forte ettrop
faible. Si parcontre on admet pour les étoiles
naines
K etG,
objets
lesplus
abondants de la Voielactée,
une répar-tition semblable à celle des masses de notregalaxie
(modèle
de Oort[38] : sphéroïdes
et masse centraleavec concentration
près
ducentre),
Westerhoutet Oort constatent que la distribution du bruit
radioélectrique peut
êtrereproduite
defaçon
satis-faisante.Ainsi,
choseparadoxale,
larépartition
de ces« radioétoiles »
serait
analogue
à celle desobjets
lesplus
communs de lagalaxie
alors que lesidentifica-tions individuelles des sources détectées conduisent à des
objets
trèssinguliers.
Dans ce même
travail,
les auteurs en viennent àclasser les sources discrètes en deux
catégories
ana-logues
à celles des étoilesgéantes
et naines :- sources «
géantes » éloignées (>
100opc)
àconcentration
galactique prononcée, qui peuvent
êtreles
plus
brillantes si l’on admet unerépartition
gaus-sienne desmagnitudes
absolues;
- sources communes « naines
»,
proches
et sans concentrationgalactique. ,
Contribution
possible
des sourcesextraga-lactiques. - L’analyse
de Westerhout et Oort[37]
laisse subsister unetempérature
de brillance résiduelle de 6ooo K(Ioo Mc/s)
dedistribution
sphérique.
Van de Hulst
[39]
pense que l’effet combiné desgalaxies
externespeut
donner une brillancemesurable
contrairement à l’estimation deHanbury
Brownet Hazard
[10]
etexplique
ainsi lerayonnement
rési-duel loin duplan galactique,
enparticulier
auvoisinage
de l’anticentre. Cepoint
de Vue est àrapprocher
de celui de Mills[34]
qui
comme on l’asignalé
esttenté de considérer les sources de classe II comme
des sources
extragalactiques
intenses.Ori considère donc
généralement
que le rayonne-mentgalactique
général
peut
être attribué à l’effet d’ungrand
nombre de sources discrètes nondétectées,
galactiques
ouextragalactiques,
mais la contribution du gaz interstellaire n’est pas exclue.Répartition
spectrale,
contribution du gazinterstellaire. - La
répartition spectrale
du rayon-nementgalactique général
est connue dans la bandede
fréquence 18,3 Mc/s (Shain
[40]),
3 00o Mc/s
(Piddington
et Minnett[12],
[41])
et dans larégion
duplan galactique
latempérature
de brillance passede
plus
de 105degrés
auxgrandes longueurs
d’onde(9,5
à18,3
Mc/s)
àquelques degrés
absolus aux fré-quences élevées(F
= 200Mc/s,
T =1 1 goOK;
F = 3 ooo
Mc/s,
T = 30K).
La mesure du rayon-nement à 1210 et 3 oooMc /s
a été faite récemment et apermis
de constater que la loi B = KF-o’ ou55
entre 25 et 110
Mc /s
reste à peu près valable(fig. 2)
L’étude durayonnement thermique
du gazinterstel-laire
(émission-absorption)
par transitionshyper-boliques
« free-free » entre électrons etprotons
a été souvent discutée(Reber, Henyey
etKeenan,
Van deHulst,
etc.).
Elle est délicate du fait que le calcul dela brillance
spectrale
énergétique B
(F)
= xNé
faitintervenir
l’épaisseur optique
et la densitéélectro-nique
N.Il
apparaît
[43]
que si lerayonnement
observé auxgrandes longueurs
d’onde nepeut
être dû au gaz interstellaire seul du fait que latempérature
debrillance TB calculée par la loi de
Rayleigh-Jeans
esttrès
supérieure
à latempérature
effective du gaz(on
admet Io 0000K)
dans lesrégions
H II oùl’hydro-gène
estionisé,
la contribution du milieu interstellairedevient
prépondérante
aux faibleslongueurs
d’onde. Enfait,
l’étudethéorique peut
êtrecompliquée
dans
l’un des cas suivants :- Effet d’un
champ magnétique.
En fait lechamp
doit avoir une valeur élevée pour que lafréquence
gyromagnétique
soit atteinte.-
Milieu
à constantediélectrique
très différente de l’unité(cas
de fortes concentrationsélectroniques).
- Emission
thermique.
L’étude a été
reprise
plus
récemment parPid-dington [41] qui
constatequ’à
moinsqu’on
ne soitdans l’un des
trois cas
énumérésplus
haut,
la tempé-rature de brillance croît en mêmetemps
que la fré-quence dans le cas de l’émissionthermique
d’un gaz ionisé. Dans le cas limite d’un gaz ioniséoptiquement
mince
(-c
I)
l’absorption
estincomplète),
les condi-tions du corps noir ne sont pasremplies
et l’intensité durayonnement,
vite inférieure à celle d’un corpsnoir,
devientindépendante
de lafréquence
( fig. 3).
Cespectre
de brillance étant contraire auxobser-vations,
force est de revenir àl’hypothèse
stellaire ou nébulaire de l’émission tout au moins pour lesgrandes
longueurs
d’onde.Piddington
considèreque le
rayonnement
galactique général
vient de lasuperposition
durayonnement
desradiosources,
prépondérant
aux faiblesfréquences,
et de celui dugaz
d’hydrogène
ioniséinterstellaire, prépondérant
auxfréquences élevées,
- Pour 1000
Mc/s,
le gaz serait à peuprès
entiè-rementresponsable
de l’émission et secomporterait
comme un gaz
optiquement
mince(Te
= 10ooook,
TB = Te
(i
-e-’t)
=50K,Nâ
=20/cm3).
- Pour F
5o Mc /s,
lerayonnement
des
étoilesdomine,
celui du gaz(corps noir)
estnégligeable.
-
Dans une zone 40-400
Mc/s
on se trouveraitd’après
Piddington
dans un des casspéciaux
cités :rayonnement
stellaire ou nébulaired’origine
nonthermique
ou enprésence
d’unchamp magnétique
(fig. 4).
Aux basses
fréquences,
le gaz interstellaire secomporte
comme un absorbant(1).
L’existence de nuages de gaz concentrés sur leplan galactique expliquerait
d’autre
part qu’entre
18 et120OMC/S
l’intensité-décroissequand
ons’éloigne
duplan galactique
et cela d’autant
plus
vite que lafréquence
est élevée.Piddington
considère que la mêmeinterprétation
est valable pour les sources à
rayonnement
constant. On a vu que cette théorie est très discutée dans lecas de Taurus A.
La radiation 1420
Mc /s
del’hydrogène
neutre.-
Alors que le bruit
galactique
considéréjusqu’ici
possède
unspectre
defréquence étendu,
lerayon-nement de
l’hydrogène
neutreinterstellaire, découvert
plus récemment,
estmonochromatique.
Ce
rayonnement
correspond
à la structure du niveau normal de l’atomed’hydrogène
neutre,
divisé endeux niveaux
hyperfins
par renversement duspin
de l’électron par
rapport
à celui du noyau(F
= oet F =
i).
Le moment total de l’atome est F = Iquand
lesspins
de l’électron et du noyau sont de même sens, et F = oquand
ils sont de sens contraire. Le passage de F = I à F = o(niveau
dont la duréede vie est très
grande)
estaccompagné
d’une raiepar
rayonnement
dudipôle
magnétique.
Ladécom-position par effet Zeeman du
niveau F = I en trois sous-niveaux a été étudiée au laboratoire et apermis
(1)
Scheuer et Ryle (M. N. R. A. S., 1953, 113, 3) ontétudié récemmént à ce point de vue l’effet des régions H II
au voisinage de
l’équateur
galactique et observé sur 1,5 et210 Mc/s une région brillante d’environ 2°. Cette région
d’obtenir une valeur
précise
de lafréquence
La
possibilité
d’observer cetteraie,
prévue
parVan de Hulst bien avant sa découverte
[39], [45]
dans lesrégions
HI,
dépend
de la différence entre latempérature
durayonnement
continu pour la fré-quenceFil
et celle caractérisant larépartition
des atomes H sur les niveaux = i et F = o. Suivant savaleur,
la raiepeut
être observée enabsorption
ou en émission.
Les observations
[46],
[47], [48]
de la raie en émission ont confirmé cesprévisions.
Latechnique
généralement adoptée
consiste à utiliser une antenne directive associée à unrécepteur
à bandepassante
étroite accordée sur les deux
fréquences
contralesFi,
et
Fi,
+150 kc/s
commutées à lafréquence
25ou
3o c/s.
Lamodulation
B.F. obtenue passe dansun ampli à bande étroite et un détecteur de
phase.
On
mesure ainsi directement la différence destempé-ratures de
rayonnement
reçues sur ces deux fré-quences.Un autre
dispositif
utilisé par Kerr[23]
consiste à observer lespectre
desfréquences
reçues par unrécepteur classique
à doublechangement
de fré-quence suivi de filtres de bande.Les
températures
mesurées vers le centre de lagalaxie
conduisent à un maximumsupérieur
de a5o à latempérature
du fondcontinu,
de l’ordre de 10° K à cettefréquence. D’après
Even[46]
la masse émissiveparaissant
opaque, latempérature cinétique
du gazdépasserait
de peu latempérature
despin
(35°)
etl’émission serait due aux chocs entre atomes
d’hydro-gène.
Les
premières
observations
ont montré que si lera,yonnement
présente
une concentrationgénérale
auvoisinage
duplan galactique,
l’intensité de laraie,
sonprofil,
salargeur
et saposition
enfréquence
sont très variables suivant la distance au centre de la
voie lactée.
La rotation
galactique,
à lalongitude 1
et à lalatitude b
introduit la vitesse radialeoù r est la distance au Sbleil
(en
parsecs)
et K laconstante de Oort
(N
0,017km.s. -1 pC-1).
Cette formulesimple
n’estvalable
que pour les distances rpetites
par
rapport
à la distance du centre de rotation.Elle doit être
complétée
par d’autres termes pour les distancesplus grandes.
Il en résulte un
glissement
defréquence pouvant
atteindre iMc/s.
D’autrepart
lalargeur
de la raieest affectée par
l’épaisseur
de la source émissive. Christiansen et Hindmann[48]
ont en outre observé le dédoublementde la,
raie sur uneportion
étendue del’équateur galactique,
dû àla
présence
de deuxrégions
émissivesayant
des vitessesradiales
différentes(probablement
deux bras de laspirale
galactique).
Structure de la
galaxie. -
Il est inutile desou-ligner
l’importance
de l’observation de lara,ie 2I
cm del’hydrogène
neutre dans l’étude de la structurede la
galaxie.
Lesrenseignements
fournis concernentles nuages de gaz des
régions
H 1qui occupent
un volume bienplus grand
que lesrégions
H II(où
l’hydrogène
estionisé)
et ne donnent lieu à aucune émission dans le domaineoptique ;
les observationsont donc bien
plus
d’intérêt que celles tirées de l’étude de la distribution durayonnement galactique général.
On a en effet un moyend’investigation
si l’onadmet que le
rayonnement
reçu dans unecertaine
direction est en
relation
avec l’étendue dela
matièregalactique
dans cette direction. Bolton etWest-fold
[27]
ont ainsi déduit de leursobservations
sur 100
Mc /s
les coordonnées du centre de lagalaxie
(1
=3250, 4, b
= -0°9),
résultat en accord excellentavec ceux
obtenus
par les méthodes optiques.Les mêmes auteurs estiment
également
quel’obser-vation d’un maximum secondaire dans le
Cygne
(fig. 5)
suggère que le Soleil
se trouve dans un brasd’une
galaxie
spiralée
ou tout au moins auvoisinage
d’un tel bras. Les observations seraient en faveur
du sens de rotation «
spires
en avant » conforme à lathéorie
dynamique
de Lindblad.Ch. L.
Seeger
et R. E. Williamson[49]
ont d’autrepart
essayé
de tirer de mesures sur 205Mc/s
laposition
du
pôle
et duplan
desymétrie
de lagalaxie.
Leursrésultats ont été très discutés.
Bien entendu la
possibilité
d’unrayonnement
d’origine partiellement extragalactique
remet enquestion
les résultats obtenus.Les observations que
Müller,
Oort et Van deFig. 6.
57
L’expérimentation
a été faite à l’Observatoire de Leide avec un réflecteurparabolique
de7,5
m. Lecontour de la
raie,
souvent double et mêmetriple,
a été relevé dans leplan galactique.
Chaque
maximumest considéré comme
provenant
d’une concentrationH 1 distincte et l’échelle de
fréquence
est traduite endistance au moyen de la formule donnant la vitesse
radiale. ’
Les
premières
mesures ontpermis
de tracer une carte duplan
del’équateur
galactique
( fig.
6).
Sur celle-ci on n’a pu observer le secteur. 135-i6oo pourlequel
la rotation différentielle esttrop petite
et 22o-3i5o non observable aux
Pays-Bas.
Les résultats se
rapportent
à l’extérieur dugrand
cercle
passant
par le Soleil(rayon
9,4
kpc),
la
région
intérieure étant bienplus
difficile àinterpréter.
Les auteurs ont déterminé
les points
de concentrationmaximum,
minimum et moitié pour deslongitudes
galactiques
distantes de 5 en 5°.Dans le secteur
16o-2ioo,
opposé
au centre de lagalaxie,
on voitapparaître
au moinstrois,
bras despirales
dont l’un est toutproche
du Soleil et l’autre distant de 2 ooo pc. Le troisième brasspirale
a pu être observé bienplus
loin entre 1 = I35° et 1 = 0°jusqu’à
une distance au Soleil de l’ordre de 20 ooo pc. Une discontinuitéimportante
apparaît
vers 1 = 5oo( fig.
6).
Contrairement à la théôrie de Lindblad et aux observations citéesplus
haut[27],
la rotation se ferait«
spires
en-arrière ».On remarquera
que
le modèle degalaxie
construit àpartir
des donnéesplus
fragmentaires
desrégions
H II(par
observation
deH7)
par W.W.Morgan, Sharpless
etOsterbrock
[50]
s’accorde assez bien avec la carte des astronomes néerlandais.Manuscrit reçu le 8 juillet 1953.
BIBLIOGRAPHIE.
Pour la bibliographie des publications antérieures à
I950-I95I, on pourra consulter les Ouvrages
généraux
suivants :[A] Bibliography
of extraterrestrial radio noise. Commission V. CornellUniversity,
I5 aoûtI950 (L’ouvrage
donneun sommaire de tous les travaux cités).
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Soc.,
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[38] OORT H. J. 2014
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[52] VAN DE HULST H. C. 2014 The
