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Les poussières interstellaires Chapitre 4 En plus du gaz ionisé, atomique et moléculaire, le milieu interstellaire contient des particules plus grosses.

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1 Les poussières interstellaires Chapitre 4 En plus du gaz ionisé, atomique et moléculaire, le milieu interstellaire contient des particules plus grosses (de lordre du nanomètre au micron); ce sont les grains de poussière interstellaire. Ces particules se forment dans les atmosphères des étoiles froides (géantes, supergéantes), dans les novae et supernovae et même dans les atmosphères de certaines étoiles massives (dont latmosphère est riche en carbone). Elles ne constituent qu 1/100 de la masse de la Galaxie mais elles sont dune importance capitale.

2 Chapitre 4 -- Importance de la poussière Les poussières absorbent et diffusent la lumière provenant des étoiles. Comme ce sont des particules dassez grande taille, la diffusion est sélective en longueur donde. En conséquence, les nébuleuses par réflexion, illuminée par une étoile voisine, sont plutôt bleue. Les poussières ayant absorbées la radiation, sont chauffées et réémettent la radiation à des longueurs donde plus longues (infrarouge moyen et lointain).

3 Chapitre 4 -- Importance de la poussière Leur surface peut servir de laboratoire pour former des molécules telle le H 2 qui ne peuvent pas se former en phase gazeuse. Leffet photoélectrique à la surface des grains par labsorption de radiation ultraviolette est une source délectrons dans le milieu interstellaire. Ces électrons constituent une source de chauffage du gaz. La libération déléments lourds lors de collision entre grains et ions dans les chocs est à lorigine dune partie des rayons cosmiques lorsque ces éléments lourds sont accélérés à leur tour.

4 Chapitre 4.1 – Rougissement et extinction IS 4.1 Rougissement et extinction interstellaire Lextinction interstellaire, notée A, est causée par labsorption et la diffusion de la radiation par des grains de poussière. Elle sécrit comme suit et est relié à léquation de transfert : Ici la profondeur optique est =0.921A et peut aussi sexprimer comme : où e est la section efficace pour l'extinction, donnée par e =Q e a 2 et Q e est l'efficacité du diffuseur de rayon a.

5 Chapitre 4.1 – Rougissement et extinction IS Donc,, où on a posé et supposé que tous les grains sont des sphères de rayons a. N g est la densité de colonne des grains, lintégrale de la densité sur la ligne de visée de l'observateur à l'étoile. La lumière le long de la ligne de visée sera réduite d'un facteur : Le changement de magnitude de l'objet le long de la ligne de visée, m=A, est: De m on peut obtenir le rayon des grains si Q e et N g sont connus. Plus précisément, la courbe d'extinction contient de l'information sur la taille des grains qui sont responsables de l'absorption et de la diffusion.

6 Chapitre 4.1 – Rougissement et extinction IS La courbe dextinction est une courbe décrivant la valeur de lextinction en fonction de la longueur donde. Elle est obtenue en comparant la lumière qui nous parvient dune étoile subissant beaucoup dextinction à celle provenant dune étoile très similaire mais ne subissant presque aucune extinction. On obtient ainsi la valeur de latténuation relative de la lumière. Dans la figure ci-contre, on trace par exemple A / A V. Figure 7.1 du livre "Le milieu interstellaire"

7 Chapitre 4.1 – Rougissement et extinction IS On définit lexcès de couleur par rapport aux filtres B ( =4400 Å) et V ( =5500 Å) de Johnson : On peut alors définir la courbe dextinction par A / E(B-V) en fonction de 1/. Cette courbe dextinction : se caractérise par A V /E(B-V)=3.1=R V (aussi A B /E(B-V)=4.1=R B ), comporte une bande très importante à ~2175 Å provenant de particules carbonées et des bandes larges dans linfrarouge moyen à 9.7 m et 18 m dues à labsorption par des silicates (ex: élongation Si-O ou torsion O-Si-O).

8 La courbe dextinction nest pas la même dans toutes les directions. Les différences sont dues à différentes propriétés des grains comme par exemple leur grosseur qui peut varier suite à la coagulation de petits grains, lablation de grains plus gros ou même leur destruction. Fitzpatrick & Massa (1988) Spectres IUE 11 étoiles

9 Chapitre 4.1 – Rougissement et extinction IS Dans lultraviolet, Fitzpatrick & Massa (1988) ont montré que la courbe dextinction peut être paramétrée. On lécrit comme : où c 1, c 2, c 3 et c 4 sont des constantes valides seulement pour une ligne de visée donnée. La fonction D( ) décrit la bande à 2175 Å et est donnée par : Cest la fonction de Drude. Le facteur est un paramètre délargissement.

10 Chapitre 4.1 – Rougissement et extinction IS La fonction F( ) définit la forme de lexcès dans lultraviolet et est donnée par : On retrouve aussi la courbe dextinction sous la forme ext /N H en fonction de -1. Ceci est dû au fait quil existe une relation entre la densité de colonne totale de lhydrogène et lexcès de couleur : Terminologie Supposons maintenant que les grains sont des sphères homogènes de rayon a avec un indice de réfraction n=m+ik.

11 Chapitre 4.1 – Rougissement et extinction IS La partie imaginaire de cet indice correspond à labsorption. Pour chacun de ces grains, on peut définir une section efficace dextinction contenant un terme dabsorption et un terme de diffusion e = a + s où : Q a est lefficacité dabsorption et Q s est lefficacité de diffusion. On définit Q e =Q s +Q a comme lefficacité dextinction. Pour des particules petites devant la longueur donde incidente, la théorie de Mie donne, où x=2 a/ <<< 1.

12 Chapitre 4.1 – Rougissement et extinction IS Donc a a 3 ; la section efficace dabsorption est proportionnelle au volume des grains et s a 6 ; la section efficace de diffusion est proportionnelle au carré de leur volume. Pour de grandes particules (a >>> ) on trouve que Q a 1 (écran opaque) et Q s 1 (diffraction par le bord du grain). On a donc Q e 2. On définit lalbédo comme le rapport des sections efficaces de diffusion et dextinction : Des mesures dans le visible et lultraviolet ont montré que lalbédo est voisin de 0,6. Cependant, près de la bande à 2175 Å, il diminue fortement ce qui montre que les particules qui génèrent la bande sont très petites.

13 Chapitre 4.1 – Rougissement et extinction IS La fonction de phase, g( ), donne la distribution spatiale de la lumière diffusée. est langle entre la direction de la lumière diffusée et la direction de la lumière incidente. g( ) est maximale pour =0 (vers lavant). Voici un exemple (graphique polaire logarithmique) de la fonction de phase pour un globule rouge sanguin (supposée sphérique) ayant un rayon de 2.78 m. Un photon de longueur donde 6350Å arrive par la gauche et la particule est à lorigine du système de coordonnés. On voit que la diffusion se fait préférablement vers lavant.

14 Chapitre 4.1 – Rougissement et extinction IS Ci-dessous, une simulation Monte-Carlo pour la diffusion de 100 photons par un vaisseau contenant des globules rouges sanguins supposés sphériques. Note : La théorie de Mie est développée en détail dans le livre de H.C. van de Hulst, "Light Scattering by Small Particles", au chapitre 9.

15 Chapitre 4.2 – Diffusion par de petites particules 4.2 Diffusion de la lumière par des particules petites par rapport à Les grandes lignes de labsorption et la diffusion par de petites particules de poussière sont : Le champ électrique de la lumière incidente induit un mouvement aux électrons qui sont peu liés au grain de poussière (les noyaux ne bougent pas beaucoup vu leur masse). Ce mouvement des é donne de la radiation à la même fréquence et localement en phase.

16 Chapitre 4.2 – Diffusion par de petites particules Le rapport entre lintensité absorbée par lé celle quil émet est : (8 /3)(e 2 /m e c 2 ) 2. Lamplitude émise dépend de la polarisabilité du grain ( ) pour la fréquence du rayonnement incident. est définie comme suit: un champ électrique, E, induit un moment dipolaire/unité de volume p= E. La phase du rayon émis dépend de la forme du grain, de ses dimensions et de son indice de réfraction. Linterférence entre les photons provenant des diverses parties du grain et du rayonnement incident conduit à la diffusion. Le cas de la diffusion par des particules petites par rapport à la longueur donde incidente inclut les diffusions de Rayleigh et de Thomson. Le traitement présenté ici est limité à de petites particules, mais elles ne sont pas nécessairement sphériques.

17 Chapitre 4.2 – Diffusion par de petites particules On fait trois hypothèses qui permettent de simplifier beaucoup les calculs: dimension << 1/k où k=2 / Le champ électrique doit pénétrer beaucoup plus rapidement dans le grain (v p =c/n) que la période de londe incidente (dimension)/ v p = (dimension)n/c > dimension. La polarisabilité est isotrope, ce qui permet de la considérer comme un scalaire.

18 Chapitre 4.2 – Diffusion par de petites particules a) Cas général pour de petites particules. Diffusion de Rayleigh ou dipolaire, Dans ce cas, plus est grand plus s est petit, et si est langle de diffusion, pour de la lumière incidente non polarisée d'intensité I 0 : où Intervertir

19 Chapitre 4.2 – Diffusion par de petites particules b) Diffusion par des électrons. Pour les électrons, la polarisabilité est donnée par: où m e est la masse de l'électron et =2 =kc. On obtient donc : où r e et T sont respectivement le rayon classique de l'électron et la section efficace de Thomson.

20 Chapitre 4.3 – Résultats des observations – Courbe dextinction On a ainsi pour la section efficace de diffusion: 4.3 Informations observationnelles contraignant les modèles de grains Plusieurs résultats observationels fournissent des contraintes qui nous permette de contraindre les modèles de grains (i.e. taille, composition chimique, etc....) Courbe d'extinction Lextinction sobtient en intégrant Q e sur la distribution de taille des grains de poussière du nuage. Le but est de trouver un mélange permettant de reproduire la courbe d'extinction dans lintervalle 0.3 m m -1. Le calcul exact est possible pour des sphères, des cylindres infinis et des ellipsoïdes.

21 Il y a trois parties à expliquer: L'augmentation dans le visible avec -1. La bande dabsorption à 2175 Å L'augmentation rapide dans l'ultraviolet à < 2200 Å. Il est impossible dutiliser quune seule sorte de grains; ceux avec une taille appropriée pour bien reproduire la partie visible de la courbe ne fonctionnent pas aux longueurs d'onde plus courtes. Dautres sortes de grains doivent être invoquer pour expliquer la bande à 2175 Å et l'augmentation rapide dans lUV. (A) Le modèle de Spitzer Grains de SiC avec a 0.75 m pour le visible et l'infrarouge, Grains de graphite avec a 0.25 m pour le pic à 2175 Å, Petits grains, a m, de magnésium et de silicate d'aluminium. Chapitre 4.3 – Résultats des observations – Courbe dextinction

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23 Problèmes: l'augmentation UV observée est plus rapide que prédite par le modèle, le modèle contient plus de silicium que disponible selon l'abondance cosmique standard, le modèle n'est pas unique. On peut réconcilier l'objection précédente en remplaçant une partie des grains de silicate par de la glace, c'est-à-dire en recouvrant de petits grains de silicate par des manteaux de glace, mais l'absorption attendue de la glace à 3.1 et 9.7 m n'est pas aussi forte qu'elle devrait l'être. (B) Le modèle MRN Le modèle de Mathis, Rumpl & Nordsiek (MRN), a été proposé en 1977 et est le modèle le plus couramment utilisé. Dans ce modèle, ils essaient de reproduire la courbe d'extinction entre 0.11 m et 1 m. Leurs résultats peuvent se résumer aux points suivants: Chapitre 4.3 – Résultats des observations – Courbe dextinction

24 Ils proposent un mélange de grains de graphite et de grains de silicates [SiC, (Fe, Mg)SiO 3, (Fe, Mg)SiO 4 ]. La distribution en taille est représentée par une loi de puissance identique pour les deux types de grains, où A i est une constante. Ici, i indique le type de grains : m < a < 1 m graphite m < a < 0.25 m silicates La profondeur optique sécrit comme : où N i (a i ) est la densité de colonne des grains despèces i et de rayon a. Chapitre 4.3 – Résultats des observations – Courbe dextinction

25 Le graphite (grains plus petits) est responsable de la bande à 2175 Å. Il contribue 65 % de l'extinction à toutes les longueurs d'onde. Les grains de graphite ne devraient pas être enrobé afin de reproduire la bosse d'extinction. La longueur du maximum de polarisation max tombe dans lUV si tous les grains n'ont pas d'enveloppe et si seuls les grains de silicate sont alignés et contribuent à la polarisation. Chapitre 4.3 – Résultats des observations – Courbe dextinction

26 ( C) Le modèle manteau-noyau Van de Hulst en 1949 propose un modèle de grains entourés d'un manteau de glace comprenant des impuretés. Greenberg et al. ont amélioré le modèle en prenant en considération l'évolution chimique du manteau. Les grains sont ainsi modélisés par un noyau de silicates enrobé d'une enveloppe organique réfractaire. Celle-ci serait déposée sous forme de glace sale et, sous l'action du rayonnement UV et des rayons cosmiques, serait transformée pour produire des molécules organiques. La distribution en taille des noyaux est une loi de puissance semblable à celle du modèle MRN. L'accroissement en taille est dû à l'accrétion de matière dans les nuages moléculaires où les conditions sont favorables à un tel processus. Aanestad et Greenberg (1983) en se basant sur ce modèle ont pu expliquer la dépendance de la courbe de polarisation interstellaire à max, ou le fait que K (largeur de la courbe normalisée de polarisation) dépende de max. Ils reproduisent bien la courbe de polarisation et ses variations telles qu'observées. Chapitre 4.3 – Résultats des observations – Courbe dextinction

27 (D) Le modèle de grains composites Les grains du système solaire ressemblent un peu à des flocons de neige, selon les échantillons recueillis et selon les observations. Ainsi, Mathis & Whiffen (1989) en sont venu à proposer un autre modèle pour expliquer la croissance des grains et les différences dans la courbe d'extinction et la loi de polarisation selon les différentes lignes de visée. Leurs grains sont formés d'agrégats de grains plus petits de différentes compositions chimiques, d'où le nom de grains composites. Les grains de base sont de petites tailles, > 0.01 m, et constitués de graphite, de carbone amorphe ou de silicate pur. Chapitre 4.3 – Résultats des observations – Courbe dextinction Comète de Halley, sonde Giotto

28 Leur distribution suit la loi de puissance: Donc ces grains ressemblent beaucoup aux grains du milieu interplanétaire. Les grains du modèles sont poreux et très faiblement liés. Les constituants de base (graphite et silicate) sont très résistants au milieu Interstellaire. Le modèle exige aussi la présence de petits grains de graphite, non liés à des structures plus grandes, pour expliquer la présence de la bande à 2175Å. Chapitre 4.3 – Résultats des observations – Courbe dextinction

29 Chapitre 4.3 – Résultats des observations – Polarisation Cette forme de grains reproduit bien la loi d'extinction et ses particularités, par exemple ses variations selon la ligne de visée. Elle reproduit également la forme de la courbe de polarisation; mais les auteurs ne disent pas si elle permet aussi d'expliquer ses particularités Polarisation: alignement de grains non-sphériques (A) Conditions générales Les observations montrent un alignement général de la polarisation linéaire des étoiles près du plan galactique. L'alignement est parallèle à ce plan. Cette polarisation est due à des gains non-sphériques. Les mécanismes d'alignement sont habituellement considérés pour des grains qui sont dans un nuage H I typique, dont les propriétés standard sont (Spitzer 1978):

30 densité de poussière n g 8x grains cm -3, densité d'hydrogène neutre n H 20 atomes cm -3, température du gaz T gaz 80K, température des grains T g 15K. La valeur de la composante longitudinale du champ magnétique dans le voisinage solaire est de 2.2±0.4 G. Cette valeur a été obtenue à partir des mesures de rotation de Faraday pour les pulsars (Manchester 1974, ApJ, 188, 637). On peut distinguer 3 classes de mécanismes d'alignement de grains: alignement paramagnétique alignement mécanique alignement par des moments magnétiques. Chapitre 4.3 – Résultats des observations – Polarisation

31 Sommaire Chapitre 4 -- Les poussières interstellaires o Importance o 4.1 Rougissement et extinction interstellaire o 4.2 Diffusion de la lumière par des particules petites par rapport à o 4.3 Informations observationnelles contraignant les modèles de grains o 1. Courbe d'extinction o (A) Le modèle de Spitzer o (B) Le modèle MRN o (C) Le modèle manteau-noyau o (D) Le modèle de grains composites o 2. Polarisation: alignement de grains non-sphériques o (A) Conditions générales o (B) Alignement paramagnétique oAlignement des grains à la Davis-Greenstein oLe mécanisme de Purcell o (C) Alignement mécanique o (D) Alignement par des moments magnétiques. o (E) Contraintes dues à la polarisation circulaire o (F) Alignement dans les nuages moléculaires o 4.4 Lémission dénergie par les poussières interstellaires

32 Sommaire Chapitre 4 -- Les poussières interstellaires o Importance o 4.1 Rougissement et extinction interstellaire o 4.2 Diffusion de la lumière par des particules petites par rapport à o 4.3 Informations observationnelles contraignant les modèles de grains o 1. Courbe d'extinction o (A) Le modèle de Spitzer o (B) Le modèle MRN o (C) Le modèle manteau-noyau o (D) Le modèle de grains composites o 2. Polarisation: alignement de grains non-sphériques o (A) Conditions générales o (B) Alignement paramagnétique oAlignement des grains à la Davis-Greenstein oLe mécanisme de Purcell o (C) Alignement mécanique o (D) Alignement par des moments magnétiques. o (E) Contraintes dues à la polarisation circulaire o (F) Alignement dans les nuages moléculaires o 4.4 Lémission dénergie par les poussières interstellaires

33 (B) Alignement paramagnétique Les mécanismes d'alignement paramagnétiques semblent les plus prometteurs. Il a été suggéré dans sa forme originale par Davis & Greenstein (1951). Alignement des grains à la Davis-Greenstein Chapitre 4.3 – Résultats des observations – Polarisation Davis et Greenstein (1951, ApJ, 114, 206) ont proposé que les grains soient alignés par le champ magnétique par relaxation paramagnétique des grains qui sont en rotation thermique. Grains paramagnétiques: Le moment magnétique est non-nul; il interagit avec un champ magnétique extérieur. Par contre, si on a plusieurs grains paramagnétiques, ils auront des moments magnétiques dans des directions aléatoires et la valeur nette sera nulle. Quand on applique un champ magnétique, les moments magnétiques salignent (aimantation). Laimantation disparaît lorsquon enlève B, Grains ferromagnétiques: Dans certains matériaux lalignement de moment magnétiques persiste lorsquon enlève B. Ce sont les matériaux ferromagnétiques. On peut même sous laction dun champ fort, saturer laimantation.

34 Les collisions, que l'on suppose élastiques, avec le gaz atomique et moléculaire donnent un spin aux grains qui correspond à une énergie rotationnelle de autour de chacun des trois axes principaux. Les vitesses angulaires thermiques de rotation,, ainsi atteintes sont de l'ordre de s -1. Les grains acquièrent facilement un moment magnétique. Un grain chargé en rotation a un moment magnétique (effet Rowland). Sil y a des é avec de spins non-pairés, le moment magnétique est plus fort (effet Barnett). Lorsqu'un grain paramagnétique est immergé dans un champ magnétique externe, un champ magnétique interne est induit tel que la direction de ce champ coïncide avec la direction du champ externe. Cet alignement des champs externe et interne n'est pas instantané. Chapitre 4.3 – Résultats des observations – Polarisation

35 Parce que les grains tournent sur eux mêmes avec un moment cinétique J, il en résulte un torque qui fait précesser les grains (J autour de la direction du champ magnétique B) à un taux angulaire où et M est le moment magnétique du grain: Le grain tourne à une vitesse angulaire, sa charge est Z g e et est la distance carrée moyenne de la surface chargée à l'axe de rotation. Chapitre 4.3 – Résultats des observations – Polarisation

36 On trouve que la précession autour du champ magnétique est beaucoup plus rapide que n'importe quel processus d'alignement des grains. Donc, peu importe la façon dont les grains sont alignés, la direction de leur orientation moyenne dans les nuages diffus est contrôlée par le champ magnétique. En effet, la distribution angulaire de l'orientation du grain est symétrique en rotation par rapport à B. Donc, l'orientation du plan de vibration que l'on mesure donne la direction du champ magnétique. Comme la rotation de Faraday indique clairement que B est en général parallèle au plan de la Galaxie, on déduit que les grains sont alignés avec leur plus grande dimension perpendiculaire au champ magnétique. Le grain absorbe ainsi préférentiellement le E long de sa plus grande dimension et "laisse passer" plus la composante de E dans la direction de B. La polarisation est donc parallèle à la direction du champ magnétique galactique. Chapitre 4.3 – Résultats des observations – Polarisation

37 Les analyses théoriques et les calculs Monte Carlo montrent que pour expliquer la polarisation interstellaire par ce mécanisme il faut un champ magnétique > G, beaucoup plus grand que ce qui est observé. Une façon possible de se sortir de ce problème est de supposer que les grains responsables de la polarisation interstellaire sont légèrement ferromagnétiques ou encore super paramagnétiques. Chapitre 4.3 – Résultats des observations – Polarisation

38 D'après ce mécanisme on a des agrégats inférieurs à 100 Å qui se comportent comme une seule entité. On obtient ainsi un alignement avec un champ de G seulement. Mais l'existence même de ces agrégats n'est pas du tout certaine. Chapitre 4.3 – Résultats des observations – Polarisation

39 Sommaire Chapitre 4 -- Les poussières interstellaires o Importance o 4.1 Rougissement et extinction interstellaire o 4.2 Diffusion de la lumière par des particules petites par rapport à o 4.3 Informations observationnelles contraignant les modèles de grains o 1. Courbe d'extinction o (A) Le modèle de Spitzer o (B) Le modèle MRN o (C) Le modèle manteau-noyau o (D) Le modèle de grains composites o 2. Polarisation: alignement de grains non-sphériques o (A) Conditions générales o (B) Alignement paramagnétique oAlignement des grains à la Davis-Greenstein oLe mécanisme de Purcell o (C) Alignement mécanique o (D) Alignement par des moments magnétiques. o (E) Contraintes dues à la polarisation circulaire o (F) Alignement dans les nuages moléculaires o 4.4 Lémission dénergie par les poussières interstellaires

40 D'après ce mécanisme on a des agrégats inférieurs à 100 Å qui se comportent comme une seule entité. On obtient ainsi un alignement avec un champ de G seulement. Mais l'existence même de ces agrégats n'est pas du tout certaine. Le mécanisme de Purcell Les collisions des grains avec les atomes ne sont pas du tout élastiques. Environ 1/3 des atomes dH qui entrent en collision avec un grain vont "coller" pour former des molécules H 2 qui quitteront le grain en emportant une certaine énergie de translation. Ceci a pour effet de donner une augmentation appréciable de moment cinétique J au grain. Si les grains sont sphériques, l'effet net est d'augmenter l'énergie rotationnelle des grains d'un ou deux ordres de grandeur. Chapitre 4.3 – Résultats des observations – Polarisation

41 En pratique la conversion dH en H 2 se produit préférentiellement à certains endroits de la surface qu'on appelle des "sites actifs". Ceci donne une accélération rapide aux grains, un peu comme si des jets émanaient de leur surface, donnant des valeurs de pouvant atteindre 10 9 s -1 au lieu de 10 4 – 10 5 s -1 en rotation thermique. Cette rotation très rapide favoriserait l'alignement des grains. Chapitre 4.3 – Résultats des observations – Polarisation

42 Sommaire Chapitre 4 -- Les poussières interstellaires o Importance o 4.1 Rougissement et extinction interstellaire o 4.2 Diffusion de la lumière par des particules petites par rapport à o 4.3 Informations observationnelles contraignant les modèles de grains o 1. Courbe d'extinction o (A) Le modèle de Spitzer o (B) Le modèle MRN o (C) Le modèle manteau-noyau o (D) Le modèle de grains composites o 2. Polarisation: alignement de grains non-sphériques o (A) Conditions générales o (B) Alignement paramagnétique oAlignement des grains à la Davis-Greenstein oLe mécanisme de Purcell o (C) Alignement mécanique o (D) Alignement par des moments magnétiques. o (E) Contraintes dues à la polarisation circulaire o (F) Alignement dans les nuages moléculaires o 4.4 Lémission dénergie par les poussières interstellaires

43 En pratique la conversion dH en H 2 se produit préférentiellement à certains endroits de la surface qu'on appelle des "sites actifs". Ceci donne une accélération rapide aux grains, un peu comme si des jets émanaient de leur surface, donnant des valeurs de pouvant atteindre 10 9 s -1 au lieu de 10 4 – 10 5 s -1 en rotation thermique. Cette rotation très rapide favoriserait l'alignement des grains. (C) Alignement mécanique Par exemple, le mécanisme de Gold par lequel les grains sont alignés par le gaz qui coule autour des grains: les grains présentent leur plus petite section efficace au flot rapide du gaz, est moins efficace que le mécanisme de Davis Greenstein (DG) par au moins un ordre de grandeur. Chapitre 4.3 – Résultats des observations – Polarisation

44 Sommaire Chapitre 4 -- Les poussières interstellaires o Importance o 4.1 Rougissement et extinction interstellaire o 4.2 Diffusion de la lumière par des particules petites par rapport à o 4.3 Informations observationnelles contraignant les modèles de grains o 1. Courbe d'extinction o (A) Le modèle de Spitzer o (B) Le modèle MRN o (C) Le modèle manteau-noyau o (D) Le modèle de grains composites o 2. Polarisation: alignement de grains non-sphériques o (A) Conditions générales o (B) Alignement paramagnétique oAlignement des grains à la Davis-Greenstein oLe mécanisme de Purcell o (C) Alignement mécanique o (D) Alignement par des moments magnétiques o (E) Contraintes dues à la polarisation circulaire o (F) Alignement dans les nuages moléculaires o 4.4 Lémission dénergie par les poussières interstellaires

45 (D) Alignement par des moments magnétiques. On peut distinguer deux mécanismes dans cette classe: Le mécanisme de l'alignement ferromagnétique a été suggéré par Spitzer & Tukey (1951). Les grains ont une magnétisation permanente élevée. Des grains en rotation peuvent aussi acquérir un moment magnétique lorsqu'ils sont chargés (l'effet Rowland). Les grains se comportent alors comme des dipôles magnétiques et l'alignement est comparable à l'alignement de dipôles magnétiques. Ce mécanisme est encore moins sensible que l'alignement ferromagnétique. Ces deux mécanismes d'alignement produisent un degré d'alignement qui est négligeable pour des grains en rotation suprathermique dans des nuages diffus (Lazarian 1995 MNRAS 277, 1235). Chapitre 4.3 – Résultats des observations – Polarisation

46 Sommaire Chapitre 4 -- Les poussières interstellaires o Importance o 4.1 Rougissement et extinction interstellaire o 4.2 Diffusion de la lumière par des particules petites par rapport à o 4.3 Informations observationnelles contraignant les modèles de grains o 1. Courbe d'extinction o (A) Le modèle de Spitzer o (B) Le modèle MRN o (C) Le modèle manteau-noyau o (D) Le modèle de grains composites o 2. Polarisation: alignement de grains non-sphériques o (A) Conditions générales o (B) Alignement paramagnétique oAlignement des grains à la Davis-Greenstein oLe mécanisme de Purcell o (C) Alignement mécanique o (D) Alignement par des moments magnétiques o (E) Contraintes dues à la polarisation circulaire o (F) Alignement dans les nuages moléculaires o 4.4 Lémission dénergie par les poussières interstellaires

47 (E) Contraintes dues à la polarisation circulaire Le changement de signe de la polarisation circulaire à c max 5500 Å permet d'exclure des particules métalliques (Martin 1974, ApJ, 187, 461). Il faut donc des diélectriques (avec partie imaginaire de l'indice de réfraction faible): la glace ou SiC sont satisfaisants. Un accord quantitatif a été obtenu pour des grains de magnétite (Fe 3 O 4 ) ellipsoïdaux aplatis (Shapiro 1975, ApJ, 201, 151). (F) Alignement dans les nuages moléculaires Les nuages moléculaires montrent une polarisation semblable à celle du MIS. On l'observe dans le visible à la périphérie des nuages denses, typiquement jusqu'à A V 2, et dans le proche IR pour A V 10. Chapitre 4.3 – Résultats des observations – Polarisation

48 Chapitre 4.4 – Émission dénergie par la poussière Les observations montrent généralement un bon accord entre l'alignement des vecteurs de polarisation dans le visible et le proche IR. Mais la polarisation dans lIR semble plafonner aux mêmes valeurs que dans le visible; même si A V est plus élevé, le taux de polarisation ne l'est pas, contrairement aux attentes. 4.4 Lémission dénergie par les poussières interstellaires Dans le milieu interstellaire, les grains sont chauffés par la radiation UV et optique. Par la suite, ils émettent dans lIR moyen et lointain. Si on soumet un grain de poussière de rayon a à une densité de rayonnement u, lénergie absorbée sera :

49 Chapitre 4.4 – Émission dénergie par la poussière Lénergie émise par le grain sera quant à elle : Léquation déquilibre thermique : permet dobtenir la température déquilibre du grain. Q a ( ) est lefficacité dabsorption du grain.

50 Chapitre 4.4 – Émission dénergie par la poussière Si Q a était indépendant de la fréquence, on obtiendrait comme solution: où est la constante de radiation ( =4 /c, où est la constante de Stephan-Boltzman) et la densité totale d'énergie inclut la valeur typique pour la lumière stellaire dans le MIS soit environ 7 x erg cm -3 ainsi que la contribution du corps noir à 2.7 K qui vaut 4 x erg cm -3. Une approximation plus réaliste qu'une constante est : (Q a croît dans lUV) qui donne pour une fonction de Planck à 10 4 K dilué par un facteur W de :

51 Chapitre 4.4 – Émission dénergie par la poussière Pour tous les matériaux considérés jusqu'à maintenant, la température diminue lorsque le rayon du grain augmente. Ce résultat est dû au fait que pour x (=ka= 2 a/ ) plus grand qu'environ 1, Q a plafonne et n'augmente plus avec x (dans lIR, x<<<1 donc Q a dépend de 1/ et dans loptique, x 1 donc Q a est environ constant; le rapport de Q a dans lIR et loptique augmente avec a). La température T ne dépend que faiblement des différentes approximations faites parce que E em dépend très fortement de T. Par ex, un grain de glace sale qui a une température de 15 K à la périphérie d'un nuage aura des températures de 8 K et 4 K à des profondeurs optiques de 10 et de 100 respectivement. Dans les régions HII où lH est ionisé, le rayonnement Lyman est habituellement le mécanisme dominant pour le réchauffement des grains. La contribution des collisions est négligeable. Les températures des grains que l'on trouve dans les régions HII sont plus grandes que celles des grains dans les régions HI.

52 Chapitre 4.4 – Émission dénergie par la poussière Pour une densité n H de 10 cm -3, on trouve pour T, 20 et 40 K respectivement pour des grains de glace (a=0.1 m) et de graphite (a= 0.05 m) ou 45 et 55 K pour ces mêmes grains si n H = 10 3 cm -3. Par contre, près des étoiles centrales des régions H II, le champ de radiation stellaire est très fort et le gain dénergie l'emporte sur lénergie donnée par la radiation Lyman pour des distances à l'étoile suffisamment petites. Dans les régions H II compactes, le réchauffement par Lyman peut même être ignoré. Le spectre émis par le grain dépend du champ de rayonnement mais aussi des propriétés du grain lui-même.

53 Chapitre 4.4 – Émission dénergie par la poussière Dans la figure ci-contre, on a inclus différents types de grains à différentes températures pour reproduire lémission continue dans lIR en provenance de la nébuleuse dOrion: Silicates amorphes à 80K Silicates amorphes à 130K Carbone amorphe à 85K Carbone amorphe à 55K Très petits grains de carbone amorphe à 300K

54 Chapitre 4.4 – Émission dénergie par la poussière Dans la discussion précédente, on a sous-entendu quil y a avait équilibre thermique. Cependant, si le grains est très petits, cet équilibre pourrait ne pas être atteint. Labsorption dun seul photon peut conduire à une élévation importante de la température du grain si sa capacité calorifique est trop faible. Si, où T eq est la température discutée précédemment et h m est lénergie moyenne des photons absorbés, alors les fluctuations de température du grains seront importantes. Lorsque le grain absorbe un photon dénergie h, il sera chauffé à T tel que: où T 0 est la température initiale du grain.

55 Chapitre 4.4 – Émission dénergie par la poussière En première approximation, on peut écrire la capacité calorifique dun grain de N atomes comme: C(T)=3Nk et son énergie thermique comme E t =3NkT. La température du grains sera alors: T=h /3Nk (ici on néglige lénergie initiale du grain). Pour un grains avec 50 atomes absorbant un photon à 1000 Å, on trouve: T=1000K!! Il émet dans lIR vers 3 m et se refroidit avec un taux: La des photons devient de plus en plus longue. Le refroidissement se fait en quelques secondes tandis que le temps entre 2 absorptions dans le MIS typique est de plusieurs mois.

56 Chapitre 4.4 – Émission dénergie par la poussière (Les plus gros grains ont une capacité calorifique plus grande que les plus petits grains.)

57 Chapitre 4.5 – Lumière diffuse dans les régions H II 4.5 Lumière diffuse dans les régions HII On peut constater la présence de la poussière dans les régions H II directement à partir de photographies. Plusieurs nébuleuses présentent des caractéristiques d'absorption qui bloque l'émission nébulaire et la lumière des étoiles qui sont situées derrière la nébuleuse (voir ci-contre). Mentionnons ici les globules identifiés pour la première fois par Bok et les structures en trompes d'éléphants et queues de comètes.

58 Chapitre 4.5 – Lumière diffuse dans les régions H II La poussière diffuse la radiation dans le continu en provenance des étoiles enfouies dans les nébuleuses, ce qui produit un continu nébulaire. L'observation de cette lumière diffusée par les poussières dans ces objets nous permet de déterminer approximativement le rapport gaz-poussières. Pour déterminer la fraction de la lumière du continu qui est dû à la diffusion par la poussière, il faut calculer la contribution nébulaire atomique causée par l'émission lié-libre et libre-libre. Ceci peut être fait en mesurant l'intensité d'une raie de recombinaison comme H. Ainsi on trouve que la lumière diffusée est beaucoup plus importante que la lumière du continu atomique dans la plupart des nébuleuse. Hypothèses: Soit une nébuleuse sphérique, homogène, illuminée par une seule étoile située au centre. Le coefficient d'extinction par unité de volume est constant dans toute la nébuleuse:

59 Chapitre 4.5 – Lumière diffuse dans les régions H II Hypothèses: La fonction de phase pour la diffusion par les grains est isotrope (donc aucune dépendance en et ). Le flux en provenance de l'étoile reçu au point P à une distance r de l'étoile (en négligeant l'extinction de l'étoile au point P) est Définissons: n g le nombre de grains de poussière par unité de volume dans la nébuleuse. C e est la section efficace d'extinction à la fréquence lalbédo du grain (=Q /Q e ). Dans ce cas, n g C e sera la section efficace d'extinction par unité de volume.

60 Chapitre 4.5 – Lumière diffuse dans les régions H II Le coefficient d'émission par unité de volume par angle solide dû à la diffusion est: En intégrant le long d'une ligne qui passe à une distance b du centre de l'étoile, on obtient l'intensité du rayonnement continu diffusé: où le rayon de la nébuleuse sphérique et homogène est r 0.

61 Chapitre 4.5 – Lumière diffuse dans les régions H II On peut comparer ce résultat à la brillance de surface dans la raie H observé pour la même nébuleuse. Le rayon de la sphère à l'intérieur de laquelle l'hydrogène est ionisé,R s, appelé rayon de Strömgren, peut être différent du rayon r 0 pour lequel la diffusion est efficace: où eff H est le coefficient de recombinaison effectif pour la raie H. Le flux de l'étoile reçu à la Terre étant L /4 D 2, où D est la distance de l'étoile. Le rapport des deux distributions d'intensité peut être écrit sous la forme :

62 Chapitre 4.5 – Lumière diffuse dans les régions H II Le 1 ier facteur concerne les propriétés atomiques et celles de la poussière. Le 2 ième est l'inverse du flux de l'étoile reçu à la Terre et le 3 ième est le produit du rayon angulaire de la nébuleuse dans le continue diffusé (r 0 /D) et dans la raie H (R s /D). Le dernier facteur donne la variation angulaire des brillances de surface. Ainsi, si on connaît les brillances de surface et le flux de l'étoile, et si on peut déterminer la densité électronique (soit à partir des mesures à H ou de rapports de raies comme [O III ] ou [S II ]), il est possible de déterminer le rapport : qui est proportionnel au rapport des densités du gaz à la poussière. Les valeurs typiques de ce rapport dans les régions H II varient entre 4x10 20 et 1.5x10 22 cm -2 (Osterbrock 1989). Si on fait des hypothèses raisonnables concernant les propriétés des grains de poussière, on peut trouver le rapport gaz-poussières dans les régions H II:

63 Chapitre 4.5 – Lumière diffuse dans les régions H II Une valeur moyenne approximative du rayon des particules qui sont efficaces pour produire de l'extinction dans la partie visible du spectre est a 0.15 m. Si on adopte 1, C s a 2 7x cm 2, on trouve : pour une valeur typique déduite des observations dans les régions HII. Si maintenant on suppose également que la densité des grains de poussière est environ 1 g cm -3, on trouve que le rapport des masses : ce qui est tout à fait comparable au rapport que l'on trouve pour le milieu interstellaire en général.

64 Chapitre 4.5 – Lumière diffuse dans les régions H II La plus grande partie des grains de poussière est constituée d'éléments lourds, parce que H et He ne peuvent être sous forme solide aux très faibles densités de l'espace interstellaire. Donc une grande fraction des éléments lourds de la matière interstellaire est contenue dans les grains de poussière. En conséquence, l'abondance d'un élément tel que le C dérivée à partir des observations du gaz dans une nébuleuse est en fait une limite inférieure à l'abondance véritable, parce que une grande partie du C est présente sous forme de poussière. On peut également estimer la quantité de poussière dans un globule de rayon de 0.05 pc. Ce dernier apparaît plutôt opaque, de sorte que (5000Å) 4 le long de son diamètre. Si on suppose que la poussière dans ce globule a les mêmes propriétés que celle qui se trouve dans une nébuleuse ionisée, on trouve que n g 2x10 -8 cm -3. Si en plus on suppose que le rapport gaz/poussière est le même, on obtient n H 2x10 4 cm -3.

65 Chapitre 4.6 – Lumière émise par la poussière 4.6 Lumière émise par la poussière On peut détecter directement la pré- sence de la poussière par son émission thermique infrarouge. De telles mesures sont maintenant pos- sibles depuis l'avènement de détecteurs IR suffisamment sensibles. Les observations peuvent être faites à partir du sol dans certaines fenêtres où la transmission de l'atmosphère est non nulle, ou à partir de ballons, d'avion (Kuiper Airborne Observatory) et de satellites.

66 Chapitre 4.6 – Lumière émise par la poussière Mentionnons le satellite IRAS qui a fait un sondage presque complet du ciel dans 4 bandes centrées à 12, 25, 60 et 100 mm. Il y a eu ISO (maintenant non fonctionnel) et il y a SIRTF (maintenant appelé Spitzer Space Telescope) (A) Dans les régions H II Le rayonnement IR continu que l'on mesure dans les régions H II est de l'ordre de 10 2 à 10 3 fois plus important que le rayonnement attendu des continus libre-libre et lié-libre, tel que prédit à partir des intensités de la raie H ou des fréquences radio. Il est donc clair que ce rayonnement est le rayonnement dû aux poussières.

67 Chapitre 4.6 – Lumière émise par la poussière En première approximation, la poussière émet comme un corps noir. Donc en principe deux mesures à des longueurs d'onde différentes permettent de déterminer la température de la poussière: Une nébuleuse bien étudiée, M42 (NGC1976) Le flux mesuré à 11.6 et 20 m, par exemple, dans la nébuleuse infrarouge autour du Trapèze (dans Orion, M42) donne une température de couleur de T c 220 K. Cette valeur représente approximativement la température des grains de poussière. Les grains sont chauffés à ces températures par le rayonnement ultraviolet et visible en provenance des étoiles chaudes et du gaz ionisé par ces mêmes étoiles.

68 Chapitre 4.6 – Lumière émise par la poussière Mais le spectre n'est pas vraiment bien représenté par un corps noir à une seule température, ni même un ensemble de corps noirs avec une distribution de températures. On observe entre autre: Un pic intense à 9.8 m avec une pleine largeur à mi-hauteur d'environ 2.5 m dû à des silicates dans les étoiles supergéantes de type spectral tardif, et probablement également dans les régions H II. Dautres pic plus étroits à 3.28, 3.4, 6.2, 7.7, 8.6 et 11.3 m qui sont trop larges pour être dues à des raies en émission dions. On les apelle des Unidentified Infrared Bands (UIB). Elles sont probablement dues à des hydrocarbones polycycliques aromatiques ou PAH qui sont de grosses molécules constituées de 20 à 50 atomes, telles que C 24 H 12, ou plus généralement, des particules de carbones hydrogénées amorphes. Ces grosses molécules sont excitées par lerayonnement UV ou visible et passent ainsi à des niveaux vibrationnels excités. En retournant au niveau fondamental, elles émettent des photons dans les différentes bandes observées.

69 Chapitre 4.6 – Lumière émise par la poussière 3 sortes de PAH

70 Chapitre 4.6 – Lumière émise par la poussière 3.3 m mode détirement CH 8.6 m torsion CH dans le plan 11.3, 11.9, 12.7 et 13.6 m torsion CH hors plan; dépendamment combien il y a de lien CH voisin (solo, duo, trio, quartet) 6.2 et 7.7 m sont des modes de torsion de lien CC--C

71 Chapitre 4.6 – Lumière émise par la poussière

72 On a trouvé une corrélation entre le flux infrarouge (entre 40 et 750 m) et le flux radio. Spitzer présente une corrélation semblable entre la luminosité IR (obtenue du flux IR) et le nombre de photons ionisants (calculé à partir du flux radio). Comme le flux radio est proportionnel au nombre de recombinaison dans la nébuleuse, l'émission IR est également proportionnelle au nombre de recombinaisons ou de façon équivalente, au nombre d'ionisation ou encore au nombre de photons ionisants absorbés dans la nébuleuse

73 Chapitre 4.6 – Lumière émise par la poussière Une interprétation possible est que tous les photons dans la raie Ly sont éventuellement absorbés par la poussière puisque chaque ionisation dans une nébuleuse opaque sera suivie d'une recombinaison. Mais comme les photons Ly sont diffusés plusieurs fois avant de pouvoir s'échapper, ils seront donc presque tous absorbés par la poussière. C'est cette énergie qui est réémise dans lIR. Mais le calcul montre que l'émission IR est environ 5 fois plus importante que ce qui peut être attribué à l'absorption de photons Ly seulement. Donc, il faut qu'en plus des photons Ly, une grande fraction de tous les photons ionisant soient absorbés par la poussière pour expliquer les données. (B) Dans les nébuleuses planétaires Contrairement aux régions H II pour lesquelles on avait déduit la présence de poussière à partir des observations dans le continu visible, la présence de

74 Chapitre 4.6 – Lumière émise par la poussière poussière dans les nébuleuses planétaires n'était pas soupçonnée avant les observations infrarouges. La plupart des nébuleuses planétaires ont un flux IR entre 5 à 18 m qui est 10 à 100 fois plus important que les contributions libre-libre et lié-libre. Le continu IR dans la plupart de ces objets a un pic près de 30 m. Comme pour les régions H II, le continu IR des nébuleuses planétaires est dû à la poussière, chauffée par le rayonnement stellaire et celui de la nébuleuse dans les raies de résonance, particulièrement Ly. On observe également des bandes d'émission comme dans les régions H II qui indique la présence probable de PAH. Par contre, la profondeur optique dans les nébuleuses planétaires est faible, ce qui n'est pas le cas pour les régions H II.

75 Chapitre 4.7 – Propriétés physiques 4.7 Propriétés physiques des grains de poussière Température Voir section 4.4 Charge électrique La charge électrique d'un grain est le résultat de la compétition entre la photo-éjection d'é de la surface du grain par l'absorption de photons UV et la capture d'ions positifs et d'é libres du gaz nébulaire dans lequel se trouve le grain. Méthodes utilisées pour calculer la charge des grains: La charge du grain est continue, seulement l'interaction coulombienne est considérée (Spitzer 1941 ; premier calcul de la charge des grains).

76 Chapitre 4.7 – Propriétés physiques Spitzer 1941 : Charge du grain est dabord négative car les é se déplacent beaucoup vite que les ions. Mais à mesure que Q grain devient négative, la capture de charge positive devient plus probable (car Q grain les attire) Il y a un équilibre qui est atteint entre ces deux processus qui donne la charge du grain En principe, il faut aussi tenir compte de leffet photoélectrique par les photons UV Mais ceci suppose que la charge est continu. En fait deux grains nauront pas nécessairement la même charge à cause que cette dernière est quantisée (augmente ou diminue en unité de é) Cest Simons (1976) qui tient compte le premier de cet effet

77 Chapitre 4.7 – Propriétés physiques Charge du grain est discrète, encore seulement l'interaction coulombienne est considérée (Simons 1976). À un instant donné, il y a une fraction f n de grains avec une charge q=né. Pour un grain donné, sa charge change continuellement; il passe f n pourcent du temps avec une charge né. Si n S est la solution de Spitzer, il sagit de la valeur de n qui maximise la valeur de f n ; cest la valeur la plus probable pour la charge du grain. Pour n S >>>>1, f n est une fonction très étroite centrée sur n S ; la charge est effectivement continue. Valide par exemple dans une région HII où n S > 100. Pour n S 1, leffet est important. Cest le cas des régions HI avec T=100K ou des nuages moléculaires où T=10K (n S =0.1).

78 Chapitre 4.7 – Propriétés physiques Charge discrète en incluant la (charge-image) induite par polarisation par l'ion ou l'é (Simpson, Simons & Williams 1978; Draine & Sutin 1987). En effet, lorsquune charge sapproche du grains, elle y induit une charge quil faut tenir compte dans les calculs. Les effets dus à charge discrète et la polarisation induite sont importants lorsque la charge est petite, par exemple dans les régions H I. Un paramètre important pour déterminer la charge des grains est l'énergie de bande interdite E g,dont dépend fortement l'efficacité de photoéjection (Watson 972). Matériaux avec E g faible: carbone amorphe de forme graphitique (E g 0.2 eV) et graphite. Matériaux avec E g élevé: carbone amorphe semblable au diamant ou polymérique (E g 2.5 eV) et silicates.

79 Chapitre 4.7 – Propriétés physiques La méthode consiste donc à calculer la contribution de chacun des trois processus et de les balancer en supposant qu'il y a équilibre. Si ce n'est pas le cas, alors il faut introduire les variations temporelles. Pour calculer les différentes contributions, il faut connaître les densités d'é et d'ions, donc il faut un modèle détaillé de la région. La charge peut dépendre de façon sensible de la chimie locale, donc aussi de la position dans le nuage. Dans la partie interne d'une nébuleuse ionisée, la photoéjection domine et les grains sont chargés positivement, tandis que dans les régions externes où le flux UV est plus petit, la photoéjection n'est pas importante et les grains sont chargés négativement parce que plus d'é, qui ont une plus grande vitesse thermique que les ions positifs, frappent les grains. Par exemple, des grains de glace sale de rayon a = 0.3 m près d'une étoile chaude O5 ont une charge de +380 à une distance de 3.8 pc de l'étoile, de zéro à 8.5 pc, et de -360 dans les régions les plus éloignées.

80 Chapitre 4.7 – Propriétés physiques Dans un nuage H I diffus, la charge positive des grains en surface du nuage diminue avec la profondeur, au fur et à mesure que la photoéjection devient moins importante. Les charges sont beaucoup plus petites que dans les régions H II, typiquement de quelques charges, peut-être jusqu'à 10. Importance: Les grains chargés sont influencés par B Les grains chargés sont entraînés par interaction coulombienne par les ions Leffet photo-électrique qui charge le grain a pour conséquence dinjecter des photo-électrons dans le gaz ce qui en bout de ligne le chauffe Les grains chargés ou neutres peuvent contribuer à la neutralisation des ions. Dans les régions très froides les grains peuvent emprisonner un grande fraction des é

81 Chapitre 4.7 – Propriétés physiques Évolution des grains Les investigations théoriques montrent que les grains, lorsque déjà formés, peuvent croître par accrétion d'atomes individuels qui sont dans le gaz interstellaire. Par contre, il est impossible de former ces grains à partir de collisions atomiques, même aux plus grandes densités que l'on observe dans les nébuleuses gazeuses. Pourtant, la poussière que l'on observe dans les coquilles de matière éjectée par les nébuleuses planétaires, et dans les vents d'étoiles géantes et supergéantes rouges montre que ce processus doit se produire d'une façon ou d'une autre! Et ceci à partir de gaz qui se trouvait préalablement sous forme complètement gazeuse.

82 Chapitre 4.7 – Propriétés physiques La poussière est de nature différente autour de différents type détoiles: Autour détoiles géantes où O/C>1 on retrouve un raie à 10 m due à un mode délongation de Si-O du silicium amorphe. Autour détoiles OH/IR, cette raie apparaît en absorption avec dautres raies attribuables à des silicates cristallins Autour détoiles de carbone, on ne retrouve pas ces raies. Ceci nest pas surprenant car O/C<1 un condition non favorable à la formation de silicates. Par contre, on retrouve une raie à 11.3 m attribuable à SiC En plus de grossir parce que des ions sy collent, il peut y avoir à la surface du grain formation dun manteau de glace, surtout de H 2 O. On ne sait pas vraiment si leau est sous forme gageuse dans le MIS et se condense (peu probable car labondance est faible) ou si la glace se forme par chimie à la surface du grain.

83 Chapitre 4.7 – Propriétés physiques Pour expliquer lextinction réduite au courte longueur donde dans certaines ligne de visée, on doit avoir destruction de petits grains ou tout simplement leur coagulation en grains plus gros. Le temps de coagulation, t coag dépend de la section efficace du grain (par atome de H) et de la vitesse relative des grains, v d, qui elle dépend de la turbulence hydrodynamique ou magnéto- hydrodynamique. Il est donné par: Il sera donc important dans les nébuleuse denses mais pas dans les nébuleuse diffuses. Destruction ou réduction de la taille des grains Trois processus peuvent détruire les grains, ou réduire leur taille: A) l'érosion optique ou l'éjection d'atomes ou de molécules par des photons.

84 Chapitre 4.7 – Propriétés physiques Il sagit dun processus encore mal compris et potentiellement important durant lequel un atome ou une molécule peut être éjecté de la surface dun grain suite à léjection dun seul photon. On lappelle la photodesorption. Par exemple, le photon peut rendre latome chargé de façon à ce quil subisse une force répulsive par le reste du grain. B) l'éjection d'atomes des grains par des ions positifs énergétiques (sputtering). Lorsque un ions de la phase gazeuse entre en collision avec un grain, il peut y avoir éjection dun atome ou molécule de sa surface. Gra- duellement, le grain devient plus petit et seulement son noyau subsiste. Ceci se produit principalement dans des chocs rapides v S >100 km/s. Les grains sont détruit à 50% pour v S >200 km/s

85 Chapitre 4.7 – Propriétés physiques

86 Le taux de sputtering se caractérise par une quantité quon appelle le sputtering yield, Y(E) pour des projectile H et He sur des grains de silicates ou carbonnacés. Barlow (1978) ainsi que Draine et Salpeter (1979) et Tielens (1994) ont calculé ces valeurs (voir lexemple ci-contre pour des grains carbonnacés). Ces calculs se comparent très bien aux données de laboratoire. La collision entre grains tend aussi à les détruire.

87 Chapitre 4.7 – Propriétés physiques C) La vaporisation de molécules de la surface des grains chauds. La probabilité par unité de temps pour quune molécule à la surface dun grain soit sublimée est donnée par: où U 0 est lénergie de liaison de la molécule et o ~10 13 s -1 est la fréquence caractéristique de vibration. Pour N mono mono-couches de glace à la surface du grain, la température du grain ne devrait pas excéder T subl afin de survivre un temps t:

88 Chapitre 4.7 – Propriétés physiques Plus concrètement: Donc, un manteau de glace (U 0 =0.5 eV), dune épaisseur de 10 3 couches peut survivre ~10 6 années si T<108K. De tels manteau peuvent donc survivre à une étoile massive par exemple qui a une durée de vie denviron 5 x 10 6 années. Présentement, on croit que pour des particules dielectriques, le sputtering nest pas important sauf peut être dans les régions externes des nébuleuses. La vaporisation est importante dans les parties internes et lérosion optique est mal comprise. Les particules de carbone et de silicates, par contre, sont plus fortement liées et sont donc plus résistantes que les particules de glace.


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