Soutenance mémoire
Télécharger le fichier pdf d’un mémoire de fin d’études
La formation des étoiles de faible masse
Notre connaissance de la physique des cœurs pré-stellaires reste encore essentiellement basée sur des études théoriques (Shu et al., 1987, Ciolek et Mouschovias, 1995).
Le scénario standard de formation d’étoiles de faible masse est décrit par Shu, Adams et Lizano (1987). Il se base sur la contraction gravitationnelle spontanée d’une sphère isotherme isolée. Dans ce schéma habituellement admis pour la formation d’étoile ‘isolée’, on pense que la toute première étape consiste en la formation d’un coeur dense, sans étoile enfouie, et gravitationnellement lié (Myers 1999). La force de gravitation est supposée compensée par les forces de pression d’origine magnétique et/ou turbulente (Ward-Thomson et al. 1994). Le nuage pré-stellaire évolue ensuite lentement, via la diffusion ambipolaire (Mouschovias 1991) et/ou la dissipation de turbulence (Nakano 1998), vers des degrés de condensation plus importants, jusqu’à ce qu’il devienne instable gravitationnellement pour s’effondrer et former une protoétoile (objet de classe 0, André et al. 1993). Ces premières étapes vont probablement fortement influencer la suite du processus de la formation stellaire, notamment la fragmentation, le taux d’accrétion, et la masse de la future étoile (Foster et Chevalier 1993, Henriksen et al. 1997, Bacmann et al. 2000).
Au cœur de l’effondrement du nuage, la conservation du moment angulaire impose un mouvement global de rotation du globule pré-stellaire. Avant de s’agglomérer sur la future étoile, la matière forme un disque, appelée disque proto-planétaire. C’est au sein de ce disque que se formeront les futures planètes. La formation d’un système planétaire est donc reliée aux conditions de formation des étoiles. En ce sens, la connaissance de la formation des étoiles constitue un pas vers la compréhension de l’apparition de la vie sur les planètes.
Processus de refroidissement du milieu
Pour que le processus de gravité l’emporte, le gaz en phase d’effondrement doit évacuer la pression thermique due au réchauffement du milieu. Pour cela, il doit transformer cette pression (dû au mouvement aléatoire des molécules dans le gaz), en rayonnement qui lui, sera capable de s’échapper du nuage. L’énergie peut être évacuée grâce au rayonnement submillimétrique des molécules et de la poussière.
Refroidissement par rayonnement des molécules
Les collisions entre molécules provoquent l’excitation interne de ces dernières qui se dé excitent par rayonnement dans le domaine infrarouge et submillimétrique. Les molécules émettrices doivent être en suffisamment grande quantité pour permettre à ce vecteur de refroidissement d’être efficace. Les molécules les plus abondantes dans le MIS, l’hélium et l’hydrogène, ne permettent pas un refroidissement efficace du milieu car aux faibles températures caractérisant le gaz dans les environnements froids elles ne sont pas excitées de manière efficace. Les modèles théoriques prévoient que le refroidissement du milieu soit du à quelques molécules clés comme H2O, O2, CO et C (cf. Figure 71). Pourtant, les résultats récents des satellites SWAS (Submillimeter Wave Astronomy Satellite) et ODIN ont montré que ce n’était pas le cas pour H2O et O2. Ces deux molécules n’ont pas été détectées dans la phase gazeuse des environnements froids et denses (e.g. Bergin et Snell (2002), Pagani et al. (2003)). Ainsi les molécules H2O et O2 que l’on pensait être les principaux vecteurs de refroidissement des cœurs prés stellaires, ne sont pas présentes dans la phase gazeuse dans les environnements froids. Quels sont alors les vecteurs de refroidissement qui viennent suppléer à l’absence de ces molécules ?
Refroidissement par rayonnement des poussières
Les grains de poussières interstellaires constituent également une source de refroidissement du milieu par échange thermique entre les atomes du gaz et les grains. L’efficacité des poussières à rayonner de l’énergie dépend, entre autres, de leurs caractéristiques physico-chimiques, de leur structure et de leur température. La compréhension des propriétés d’émission/absorption des poussières est donc de toute première importance. Pourtant de nombreuses questions restent encore à élucider. Elles peuvent se résumer par la question générale : quelles sont les propriétés exactes d’émission des grains dans les environnements froids et denses ?
Le rôle important de l’interaction entre gaz et grains
Dans les nuages moléculaires, gaz et grains interstellaires sont en perpétuelle interaction. La compréhension des propriétés de chacune de ses entités implique donc la connaissance du couplage existant entre elles.
Les grains de poussière ont un grand impact sur la chimie qui se développe dans les condensations pré-stellaires. Ils favorisent la chimie interstellaire en phase gazeuse, en atténuant le rayonnement UV qui provoque la dissociation moléculaire. Dans les environnements froids et denses, ils sont le site de la condensation des molécules, et permettent à la chimie interstellaire en phase solide d’exister. En particulier, tandis que la densité du milieu augmente, les collisions entre gaz et grains se font plus fréquentes et les molécules peuvent se coller à la surface des grains (phénomène de déplétion) conduisant à une chute de l’abondance de certaines molécules en phase gazeuse. Ainsi, l’augmentation de la densité du milieu va conduire à une configuration où les bords externes des nuages, moins denses, auront une composition chimique classique, alors que les parties les plus internes auront une composition chimique modifiée par le phénomène de déplétion. La déplétion des espèces chimiques pourrait donc être, indirectement, l’un des premiers indicateurs des toutes premières phases du processus de formation stellaire. La déplétion dans ces milieux froids sera d’autant plus prononcée que les molécules piégées à la surface des grains ne pourront pas retourner à la phase gazeuse par évaporation. Selon Hartquist et Williams, 1989, la condensation des molécules à la surface des grains pourrait influencer la dynamique du nuage et dans certains cas empêcher son effondrement.
Certaines des réactions se produisant à la surface des grains sont impossibles en phase gazeuse si bien que les grains jouent le rôle de catalyseur. Les espèces chimiques condensées à la surface des grains pourront retourner à la phase gazeuse par phénomène de désorption. La condensation des espèces chimiques à la surface des grains entraîne l’apparition de manteaux de glace à leur surface. Ces manteaux vont favoriser l’agglomération4 des grains entre eux. L’interaction entre le gaz et les grains va jouer un rôle fondamental dans l’évolution physico-chimique des régions de formation d’étoiles. Bien comprendre les processus à l’œuvre dans ces régions ne pourra se faire qu’en combinant l’étude du gaz à celle des grains.
Moyens d’études observationnelles des cœurs pré-stellaires
L’étude observationnelle des cœurs pré-stellaires est nécessaire à la compréhension détaillée de l’évolution des cœurs pré-stellaires et des conditions initiales de la formation des étoiles. Les cœurs pré-stellaires rayonnant principalement dans le domaine de l’infrarouge lointain et du submillimétrique, ce domaine de longueur d’onde constitue un moyen d’étude privilégié.
Les avancées technologiques et l’avènement de nombreux outils observationnels puissants (radiotélescopes de l’IRAM, du JCMT…) ont permis de faire des progrès considérables dans notre compréhension des premières phases de la formation stellaire. De jeunes protoétoiles ont été identifiées (André, Ward-Thompson et Barsony, 1993) ainsi que des cœurs pré-stellaires dont la densité a pu être déterminée (Ward-Thompson et al. 1994). La mise en place progressive de caméras de bolomètres sur de grands télescopes (sub)-millimétriques a permis de contraindre la structure spatiale des condensations pré-stellaires.
L’analyse physico-chimique des cœurs pré-stellaires est un outil privilégié dans l’étude des premières étapes de la formation stellaire. Elle peut être menée de manière complémentaire grâce à la spectroscopie moléculaire et grâce à l’étude de l’émission des grains de poussières interstellaires.
Les molécules présentes dans la phase gazeuse permettent un accès direct au champ de vitesse dans le milieu (et donc à la dynamique et à la turbulence). Leur abondance fournit des contraintes sur la densité locale, le champ de rayonnement présent et sur la chimie du milieu (degré d’ionisation, déplétion des espèces …). Elle est également un indicateur du degré d’évolution du nuage.
L’émission des grains fournit quant à elle une connaissance directe de la distribution de poussières présentes dans le milieu. La densité de colonne de poussières étant reliée à la quantité d’hydrogène présente dans le milieu, l’étude de l’émission des grains fournit une estimation fiable de la distribution de H2. L’étude du continuum d’émission des poussières permet également de remonter de façon indépendante et complémentaire à la structure et aux profils de densité des cœurs pré-stellaires : ces informations sont d’une grande richesse et permettent une meilleure connaissance des conditions physiques présidant à la formation stellaire. Elle fournit également des informations précieuses sur les modifications des propriétés des grains dans ces environnements froids et denses. Nous exposerons dans la suite de ce chapitre les principales caractéristiques de ces grains interstellaires.
Les grains de poussières interstellaires
Environ 1% de la masse du milieu interstellaire se trouve sous la forme de grains de poussières solides. Ces grains se retrouvent dans de nombreuses phases du MIS : milieu interstellaire diffus, régions HII, nuages moléculaires… La présence de ces grains de poussières est principalement révélée par son effet sur le champ de rayonnement : elle provoque notamment une atténuation du rayonnement dans la lumière visible. C’est cette particularité qui permit sa découverte au 18ème siècle par Sir Herschel.
La découverte de la poussière interstellaire
La présence de nuages sombres fut pour la première fois identifiée par Sir William Herschel. Il les dénomma « holes in the heavens » puisqu’il pensait que ces régions dépourvues d’étoiles étaient de véritables vides dans la distribution stellaire de la Galaxie. Il fallut attendre un siècle plus tard pour que les photographies de E.E. Barnard fournissent la preuve irréfutable que ces régions sombres n’étaient pas des régions dépourvues d’étoiles mais des nuages interstellaires obscurcissant la matière. Les observations de Trumpler (1930) sur le rougissement des étoiles à la périphérie de ces nuages démontrèrent qu’il existait une grande quantité de petits grains interstellaires à l’intérieur de ces nuages (cf.1.5.2). Ces derniers rendaient les nuages généralement opaques aux longueurs visibles. Les premières tentatives de détermination de la quantité de poussières dans les nuages sombres ainsi que de la structure de ces nuages furent entreprises grâce à des méthodes de comptage d’étoiles (e.g. Bok, 1956).
La découverte de l’émission à 21 cm de l’hydrogène atomique marqua une étape importante dans l’étude des nuages interstellaires. Les observations de Lilley en 1955 montrèrent que l’hydrogène atomique et la poussière étaient uniformément mélangés, tout au moins à faible extinction et que l’hydrogène contribuait majoritairement à la masse des nuages. Les grains de poussières ne représentaient que 1% de la masse des nuages.
Le cycle de la poussière interstellaire
Le cycle de vie de la poussière interstellaire est intimement lié à celui des étoiles. La poussière interstellaire participe au cycle global de la matière qui transporte les grains formés dans les enveloppes d’étoiles géantes évoluées dans le milieu interstellaire diffus puis dans les nuages moléculaires denses où la formation des étoiles se produit.
On suppose qu’une grande partie des grains de poussières se forme dans les enveloppes circumstellaires d’étoiles géantes. Des mouvements de convection amènent à la surface de l’étoile les éléments synthétisés dans leur cœur. Dans le gaz éjecté, des grains solides peuvent se former : l’apparition des premiers noyaux solides stables à partir du gaz s’appelle la nucléation. La condensation du gaz à la surface de ces noyaux favorise leur croissance.
Des grains de compositions différentes vont se former suivant l’abondance relative de carbone et d’oxygène dans le gaz.
La formation de poussières carbonées s’effectue autour des étoiles géantes et super-géantes carbonées. Dans ces étoiles une partie du carbone produit par les réactions nucléaires du noyau stellaire a été ramenée dans la photosphère de l’étoile. Le carbone réagit alors avec l’oxygène présent dans la photosphère de l’étoile pour former du CO. Le carbone étant plus abondant que l’oxygène, il en reste suffisamment en phase gazeuse pour conduire à la formation de grains carbonés.
Les enveloppes des étoiles évoluées riches en oxygène (type AGB, pour Asymptotic Giant Branch) constituent les principaux sites de formation de la poussière riche en oxygène (Jones, 1997). Autour des étoiles oxygénées, le carbone se trouve principalement sous forme de CO. Les grains qui apparaissent sont principalement des silicates amorphes composés de fer et de magnésium. Les grains formés sont ensuite injectés dans le milieu interstellaire par le vent stellaire.
On estime qu’un grain de poussière interstellaire passe environ autant de temps dans le milieu interstellaire diffus que dans le milieu interstellaire dense (∼ 107 ans, McKee, 1989). Dans le milieu interstellaire diffus, les grains subissent des processus principalement destructifs dus à la dynamique importante du milieu et au rayonnement énergétique le parcourant. Les grains sont érodés par les collisions avec le gaz, ils sont vaporisés lors de collisions très énergétiques avec d’autres grains et leur surface est altérée par irradiation de photons et de particules énergétiques du milieu.
Dans ces environnements peu denses, les grains de poussière sont en partie détruits, notamment par les ondes de choc résultant de l’explosion des supernovae.
La condensation des nuages diffus donne naissance à des nuages moléculaires, dans lesquels les grains de poussière vont poursuivre leur vie. Les grains interstellaires y sont dans un environnement plus préservé. Ils y sont soumis, cette fois-ci, principalement à des processus constructifs : leur taille pourra s’accroître grâce à l’agglomération des grains entre eux et à la formation de manteaux de glace à leur surface. Si la turbulence du milieu est importante, elle induira un fractionnement des grains. Cependant, le nuage moléculaire finira par se contracter et les grains seront alors incorporés à la nouvelle étoile.
On estime la durée de vie moyenne des grains dans le MIS à environ 4.108 ans (Jones et al. 1997). Cette durée est inférieure d’un ordre de grandeur au temps estimé de formation de la quantité nécessaire de grains dans les milieux circumstellaires. Cela pose un problème dans le schéma actuellement admis du cycle formation-destruction des poussières. Un mécanisme suffisamment efficace, et encore aujourd’hui inconnu, doit être invoqué pour permettre la formation dans le MIS lui-même d’une fraction significative des grains.
L’importance du rôle des grains interstellaires
La poussière est omniprésente dans tous les environnements interstellaires et elle est intimement liée à l’évolution des objets astronomiques. Sa nature, son origine et son évolution demeurent des problèmes clés de l’astrophysique. En effet, elle joue un rôle central dans l’astrophysique du milieu interstellaire : elle influence la thermodynamique et la chimie du gaz ainsi que la dynamique des régions de formation d’étoiles.
Les grains de poussière interstellaire ont un effet majeur sur le transfert du rayonnement : ils absorbent le rayonnement UV et optique fourni par les étoiles et réemettent dans le domaine de l’infrarouge et du submillimétrique (cf. Annexe C). L’émission de la Galaxie dans ce domaine de longueur d’onde est dominée par celle de la poussière. Le milieu interstellaire étant transparent dans le submillimétrique, l’émission des poussières permet ainsi de tracer la structure des nuages, et d’accéder à la quantité totale de matière, même dans les milieux denses.
L’absorption et l’émission de rayonnement des poussières agissent sur l’équilibre énergétique du gaz. L’absorption de photons UV par les grains peut conduire à l’éjection d’électrons par effet photo électrique, électrons qui chaufferont ensuite le gaz. A des densités supérieures à 104 cm-3, un transfert d’énergie significatif se produit entre gaz et poussières via les collisions.
Les propriétés des poussières influencent directement deux paramètres clé lors des premières phases vers la formation d’étoiles : l’opacité (dominée par les grains) et le degré d’ionisation du milieu (cf. 1.3.1.2).
Les grains vont permettre une chimie active à la fois en phase gazeuse et en phase solide (cf. 1.3.3). C’est en particulier à leur surface que se formera la molécule la plus abondante du milieu interstellaire H2.
Les poussières pourraient être à l’origine des rayons cosmiques : étant chargées, elles peuvent être accélérées dans les ondes de choc des supernovae, entrer en collision avec d’autres particules de la matière interstellaire pour libérer des éléments lourds qui seront ensuite eux-mêmes accélérés.
Diffusion de la lumière visible et du rayonnement UV
Les études des propriétés de diffusion ont permis une meilleure compréhension du « bump » à 217.5 nm de la courbe d’extinction. Cette caractéristique spectrale coïncide avec le minimum de l’albédo. Les grains responsables de cette signature spectrale posséderaient ainsi un albédo très faible.
Diffusion par les rayons X
La diffusion des rayons X par les poussières interstellaires se fait principalement dans des directions voisines de celles de la lumière incidente.
L’émission d’une source X ponctuelle est donc entourée d’un halo diffus provoqué par la diffusion des rayons X par les grains de poussières présents sur la ligne de visée rejoignant l’observateur à la source X (e.g. Overbeck, 1965). Les propriétés de ce halo dépendent beaucoup de la distribution de taille des grains les plus gros ainsi que de leur composition et de leur densité. Elles dépendent également de la distribution de la poussière le long de la ligne de visée. Les observations ROSAT mais également celles obtenues par le télescope CHANDRA fournissent des informations importantes sur les gros grains présents dans le MIS. Un des meilleurs jeux de données disponible sur la diffusion des rayons X a été fourni par l’observation par le satellite ROSAT de Nova Cygni 1992. L’étude de la distribution de son halo permit de contraindre les valeurs supérieures de la distribution de taille des gros grains (Witt, 2001, Draine et Tan, 2003). Il apparut qu’une large proportion de grains devait avoir un rayon supérieur à 1µm pour expliquer les observations.
Polarisation des grains
La polarisation interstellaire a été découverte en 1948 par Hiltner et Hall. La lumière nous parvenant d’étoiles dont le spectre indique un rougissement est polarisée. La lumière provenant de ces étoiles est d’autant plus polarisée que le spectre de l’étoile présente un fort rougissement. Pourtant, les étoiles non magnétisées émettent un rayonnement caractérisé par un champ électrique dont l’orientation est distribuée aléatoirement. Des grains sphériques diffuseraient et absorberaient la lumière incidente sans privilégier une orientation particulière du champ autour de la direction de propagation. La lumière nous provenant de telles étoiles ne devrait donc pas être polarisée. Pour provoquer une telle polarisation, une partie des grains interstellaires doit donc être non sphérique et posséder une orientation commune (Spitzer et Tukey, 1951, Gold, 1952).
Le spectre de polarisation induit par les grains interstellaires présente deux pics de polarisation qui sont associés aux bandes d’absorption de la glace (3µm) et du silicate (9.7µm) (Whittet et Mathis, 1992). En outre, la position de ces pics de polarisation étant reliée à la taille des grains, les grains de silicates auraient une taille d’environ 0.1µm dans le MIS.
|
Table des matières
CHAPITRE 1 INTRODUCTION
1.1 LE MILIEU INTERSTELLAIRE
1.1.1 Généralités
1.1.2 Les phases du MIS
1.1.2.1 Le milieu HI
1.1.2.2 Le milieu moléculaire
1.1.2.3 Le milieu HII
1.2 LE CYCLE DE LA MATIERE INTERSTELLAIRE
1.3 LA FORMATION DES ETOILES DE FAIBLE MASSE
1.3.1 Quelques unes des questions qui restent en suspens
1.3.1.1 La turbulence
1.3.1.2 Le champ magnétique
1.3.2 Processus de refroidissement du milieu
1.3.2.1 Refroidissement par rayonnement des molécules
1.3.2.2 Refroidissement par rayonnement des poussières
1.3.3 Le rôle important de l’interaction entre gaz et grains
1.3.4 Moyens d’études observationnelles des coeurs pré-stellaires
1.4 LES GRAINS DE POUSSIERES INTERSTELLAIRES
1.4.1 La découverte de la poussière interstellaire
1.4.2 Le cycle de la poussière interstellaire
1.4.3 L’importance du rôle des grains interstellaires
1.5 OBSERVATION ET MODELISATION DES GRAINS
1.5.1 Abondance des éléments
1.5.1.1 Abondance cosmique
1.5.1.2 Déplétion des éléments en phase gazeuse
1.5.1.3 Abondance des éléments dans les grains
1.5.2 Extinction de la lumière par les grains interstellaires
1.5.3 L’émission Galactique moyenne à grande échelle
1.5.4 La diffusion
1.5.4.1 Diffusion de la lumière visible et du rayonnement UV
1.5.4.2 Diffusion par les rayons X
1.5.5 Polarisation des grains
1.5.6 Récolte de grains interstellaires et observations in-situ
1.5.7 Evolution des propriétés des grains des milieux diffus vers les milieux denses et froids
1.5.7.1 Condensation des molécules à la surface des grains
1.5.7.2 Temps d’accrétion d’une molécule à la surface d’un grain
1.5.7.3 Le processus d’agglomération
1.5.7.4 Variation intrinsèque de l’émissivité des grains
1.5.8 Les modèles de grains
1.5.8.1 Le coefficient d’absorption massique des grains
1.5.8.2 Les modèles de grains du MIS diffus
1.5.8.3 Modèles de grains valables dans les environnements froids
1.5.8.4 Les approximations de ces modèles
1.5.8.5 Les contraintes observationnelles marquantes que ces modèles ne prennent pas en compte
1.6 OBJECTIFS DE CETTE THESE
CHAPITRE 2 MODELES D’EMISSION SUBMILLIMETRIQUE DES GRAINS
2.1 INTRODUCTION AUX PROPRIETES D’EMISSION SUBMILLIMETRIQUE DES GRAINS
2.1.1 Propriétés optiques des grains
2.1.2 La théorie de Mie
2.1.3 Propriétés d’absorption et d’émission des grains
2.1.4 Modèles classiques pour l’émission submillimétrique des grains
2.1.4.1 Le modèle classique
2.1.4.2 Modèle de Lorentz – milieu diélectrique
2.1.4.3 Modèle de Drude- matériau conducteur et semi-conducteur
2.1.5 Une approche quantique de l’absorption du réseau
2.1.5.1 Notion de phonon
2.1.5.2 Le processus mono-phonon
2.1.5.3 Les processus multi-phonons
2.1.6 Conclusions
2.2 LES DONNEES DE L’OBSERVATION
2.2.1 PRONAOS
2.2.1.1 Objectifs scientifiques et description
2.2.1.2 L’anti-corrélation T-β observée par PRONAOS
2.2.2 FIRAS (Far Infrared Absolute Photometer)
2.2.2.1 L’instrument FIRAS du satellite COBE
2.2.2.2 L’excès submillimétrique et son interprétation
2.2.3 Conclusions
2.3 CONTRIBUTION A L’INTERPRETATION DE L’EMISSION SUBMILLIMETRIQUE DES GRAINS
2.3.1 Absorption submillimétrique des matériaux amorphes
2.3.2 Une modélisation du désordre : le modèle de Schlömann
2.3.2.1 Historique
2.3.2.2 Expression générale de l’absorption d’un solide amorphe
2.3.2.3 Le modèle de Schlömann
2.3.2.4 Expression de l’absorption
2.3.2.5 Dépendance fréquentielle de l’absorption
2.3.3 Le modèle TLS
2.3.3.1 Génèse
2.3.3.2 Description théorique
2.3.3.3 Une compréhension « intuitive » des systèmes à deux niveaux
2.3.3.4 Description quantique du système TLS
2.3.3.5 Paramètres physiques du modèle TLS
2.3.3.6 Réponse du système à deux niveaux à un champ externe
2.3.3.7 L’absorption résonnante
2.3.3.8 Les processus de relaxation
2.3.3.9 La densité d’états pondérée TLS
2.3.3.10 Interprétations phénoménologiques
2.3.3.11 Limitations du modèle
2.4 CONFRONTATION AUX DONNEES DE L’OBSERVATION
2.4.1 Philosophie du modèle
2.4.2 Absorption comparée des différents processus du modèle « Schlömann-TLS »
2.4.3 Modélisation de l’anti-corrélation indice spectral /température
2.4.3.1 Considérations sur le choix des paramètres libres
2.4.3.2 Simulation de l’anticorrélation T-β PRONAOS
2.4.3.3 Discussion des résultats
2.4.4 Modélisation de l’excès d’émission millimétrique
2.4.4.1 Choix des paramètres d’ajustement
2.4.4.2 Modélisation du spectre d’émission Galactique
2.4.4.3 Effet de la température
2.4.4.4 Discussion des résultats
2.4.5 Développement du modèle
2.5 CONCLUSIONS ET PERSPECTIVES
CHAPITRE 3 DEPENDANCE EN TEMPERATURE DU COEFFICIENT D’ABSORPTION DE GRAINS SILICATES AMORPHES DANS LE DOMAINE SUBMILLIMETRIQUE
3.1 INTRODUCTION
3.1.1 Contexte de recherche
3.1.2 Objectifs de cette étude
3.2 MATERIAUX ETUDIES
3.2.1 Quels types de matériaux étudier ?
3.2.2 Structure des silicates
3.2.2.1 La structure des silicates
3.2.2.2 Les composés amorphes
3.2.3 Caractéristiques chimiques de la silice : influence de l’adsorption d’eau sur les propriétés optiques des silicates
3.2.3.1 Influence du processus d’adsorption sur les propriétés d’absorption des matériaux
3.2.3.2 Physisorption et chimisorption de l’eau
3.2.3.3 Les différents types de groupements OH
3.2.4 Nature des composés étudiés
3.2.4.1 La silice amorphe SiO2
3.2.4.2 Composés silicatés MgSiO3
3.3 LES METHODES DE MESURES UTILISEES
3.3.1 Mesures des propriétés optiques à grande longueur d’onde
3.3.2 Mesures de transmission par Spectrométrie à Transformée de Fourier (FTS)
3.3.3 Le spectromètre
3.3.4 Le cryostat
3.3.5 Le détecteur submillimétrique : le bolomètre
3.4 LA PREPARATION DES ECHANTILLONS
3.4.1 Un support pour le matériau : la matrice
3.4.2 Préparation des pastilles dans le support PE : protocole expérimental
3.4.3 Une alternative au PE : l’eicosane
3.5 LES TRAVAUX SCIENTIFIQUES PRECEDENTS
3.5.1 Les travaux d’Agladze et al
3.5.2 Les travaux de Mennella et al.
3.5.3 Les travaux de Bösch
3.6 ACQUISITION ET TRAITEMENT DES DONNEES
3.6.1 Difficultés des mesures de transmission à grande longueur d’onde et basses températures
3.6.2 Déroulement typique d’une séance de mesures
3.6.3 Traitement des données
3.6.3.1 Correction des spectres de transmission
3.6.3.2 Calcul du coefficient d’absorption massique
3.6.3.3 Coefficient d’absorption dans un milieu composite : « effective medium theory »
3.6.3.4 Cassure dans la loi d’absorption des échantillons
3.7 PRESENTATION DES RESULTATS
3.7.1 Comportement global des échantillons
3.7.2 Variation de la loi d’absorption avec la température
3.7.3 Variation de la loi d’absorption avec la fréquence
3.7.4 Comparaison avec les données PRONAOS
3.7.5 Comparaison avec les résultats expérimentaux précédents
3.7.6 Premiers résultats sur des échantillons amorphes recuits
3.8 INTERPRETATION DES RESULTATS
3.8.1 Méthode de caractérisation des matériaux
3.8.1.1 La Microscopie électronique
3.8.1.2 La Diffraction par rayons X appliquée au matériau amorphe
3.8.1.3 L’analyse thermique différentielle et la thermogravimétrie : analyse de la teneur en eau des matériaux
3.8.1.4 Spectroscopie IR
3.8.2 Influence de l’eau physisorbée
3.8.3 Influence de la teneur en OH sur le spectre submillimétrique de silicates amorphes
3.8.3.1 OH, une impureté du silicate
3.8.3.2 Influence de OH sur les propriétés des silices amorphes
3.8.3.3 Résultats expérimentaux
3.8.3.4 Impuretés dans les espèces MgSiO3
3.8.4 Influence du degré d’amorphisation
3.9 CONCLUSIONS ET PERSPECTIVES
CHAPITRE 4 GAZ ET GRAINS DANS UNE CONDENSATION FROIDE DU TAUREAU
4.1 MOTIVATIONS ET CHOIX DE LA SOURCE
4.1.1 Caractéristiques du filament du Taureau
4.1.2 Phénomène d’agrégation des grains
4.1.3 Corrélation gaz-grains : problématique
4.2 ETUDE SPECTROSCOPIQUE DES COEURS DENSES
4.3 CHOIX DES RAIES OBSERVEES
4.3.1 Etude spectroscopique du monoxyde de carbone
4.3.2 Etude spectroscopique de N2H+
4.4 PRESENTATION DES OBSERVATIONS
4.4.1 Observations Kitt Peak
4.4.1.1 C18O (1-0)
4.4.1.2 N2H+(1-0)
4.4.2 Observations IRAM
4.4.2.1 C18O(1-0) et C18O(2-1)
4.4.2.2 C17O(1-0) et C17O(2-1)
4.4.2.3 N2H+(1-0)
4.5 DESCRIPTION DES RESULTATS
4.5.1 Définition de l’échelle de température
4.5.2 Le profil d’intensité de C18O(1-0)
4.5.3 Le profil d’intensité de N2H+
4.5.4 La structure en vitesse du filament
4.6 ANALYSE DES RESULTATS
4.6.1 L’opacité du milieu
4.6.2 Etude de l’émission de N2H+
4.6.3 Modélisation de l’émission de CO
4.6.3.1 Résumé des résultats obtenus au Kitt Peak
4.6.3.2 La méthode d’inversion linéaire
4.6.3.3 Le modèle de Monte-Carlo
4.6.4 Discussion des résultats
4.6.4.1 Phénomène de déplétion et propriétés des grains
4.6.4.2 Caractéristiques typiques de la déplétion de CO dans les coeurs denses
4.6.4.3 Comparaison avec le profil de densité de Stepnik et al. (2002)
4.7 STRUCTURE EN VITESSE
4.7.1 C18O
4.7.2 N2H+
4.7.3 Autres traceurs de l’effondrement
4.8 CONCLUSIONS ET PERSPECTIVES
CHAPITRE 5 L’EAU DANS CHA-MMS1 : OBSERVATIONS AVEC ODIN
5.1 CONTEXTE DE RECHERCHE : L’EAU DANS LES REGIONS DE FORMATION D’ETOILES
5.1.1 L’eau : un vecteur de refroidissement des coeurs pré-stellaires ?
5.1.2 L’apport des satellites ISO et SWAS
5.1.2.1 ISO
5.1.2.2 SWAS (Submillimeter Wave Astronomy Satellite)
5.1.2.3 Sous-abondance de l’eau dans les environnements froids et denses
5.1.3 Quelques mécanismes de production de H2O dans les environnements denses
5.1.4 L’apport du satellite ODIN
5.2 LE SATELLITE ODIN
5.2.1 Objectifs scientifiques
5.2.2 Présentation générale de l’instrument
5.2.3 Instrumentation : le radiomètre
5.2.3.1 Architecture générale du radiomètre
5.2.3.2 Les récepteurs hétérodynes
5.2.3.3 Les spectromètres
5.2.3.4 Résumé des principales caractéristiques de l’instrument
5.2.4 Modes d’observations
5.2.4.1 Le mode « Dicke switching » : permutation de faisceau
5.2.4.2 Le mode « position switching » : commutation de visée
5.2.4.3 Première calibration des spectres
5.2.4.4 Contraintes liées au mode d’observation d’ODIN
5.2.5 L’accès aux données
5.3 TRAITEMENT DE DONNEES
5.3.1 Le rapatriement et le traitement des données en Automne 2002
5.3.2 Le rapatriement des données de niveau 0 depuis le serveur SGDO du CNES
5.3.3 Des données satellitaires brutes vers les données de niveaux 1b
5.3.4 Traitement du signal effectué sur les données o-H2O
5.3.4.1 Tri des données
5.3.4.2 Calcul et retrait du spectre OFF
5.3.4.3 Retrait de la ligne de base
5.3.4.4 Filtrage par fenêtre de Hanning
5.3.4.5 Correction de vitesse LSR
5.3.5 Applications : étude comparative de la source W3
5.4 LA SOURCE CHAMÆLEON-MMS1
5.4.1 La région du Chamæleon
5.4.2 La source Chamæleon-MMS1
5.4.3 Cha-MMS1, une étoile de classe 0 ?
5.4.4 La chimie au coeur de Cha-MMS1
5.4.5 Une chimie dominée par les phénomènes de désorption ou de déplétion ?
5.4.6 Observations de la raie o-H2O avec ODIN
5.4.7 Analyse des résultats
5.4.7.1 Détermination de l’abondance de ortho-H2O
5.4.7.2 Limite supérieure de l’émission intégrée de l’eau
5.4.7.3 Le coefficient Cij
5.4.7.4 Densité et densité de colonne du milieu
5.4.7.5 L’abondance fractionnelle de ortho-H2O
5.4.7.6 Modèle de Monte-Carlo de Mika Juvela
5.4.8 Interprétation des résultats
5.4.8.1 Coeur dense avec proto-étoile de classe 0 : le cas particulier de B335
5.4.8.2 Les questions qui restent en suspens
5.4.8.3 Perspectives
5.5 CONCLUSIONS
CONCLUSIONS ET PERSPECTIVES
ANNEXE A NOTIONS DE TRANSFERT RADIATIF
A.1 DEFINITION DE L’EQUILIBRE THERMODYNAMIQUE LOCAL (ETL)
A.2 EQUATION DE TRANSFERT
A.2.1 L’épaisseur optique du milieu
A.2.2 Solution de l’équation de transfert à l’ETL
A.3 EQUATIONS DE TRANSFERT RADIATIF ET COEFFICIENTS D’EINSTEIN
A.3.1 Simplification à l’ETL
A.3.2 Application au cas du monoxyde de carbone : déduction de la densité de colonne
A.3.2.1 La température d’excitation du milieu
A.3.2.2 L’opacité du milieu
A.3.2.3 La densité de colonne totale de la molécule
A.3.2.4 Déduction de la densité de colonne de H2
A.4 METHODE LVG
A.5 METHODE MONTE-CARLO
ANNEXE B DIFFERENTS TYPES DE TRANSITIONS MOLECULAIRES
ANNEXE C BILAN ENERGETIQUE D’UN GRAIN
C.1 GENERALITES
C.2 DEFINITION D’UNE TEMPERATURE D’EQUILIBRE
C.3 EQUILIBRE RADIATIF D’UN GRAIN
ANNEXE D LA METHODE SOL-GEL
RENSEIGNEMENTS COMPLEMENTAIRES
LISTE DES FIGURES
Télécharger le rapport complet
