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Avant-plans Galactiques Marc-Antoine Miville-Deschênes Institut dAstrophysique Spatiale.

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1 Avant-plans Galactiques Marc-Antoine Miville-Deschênes Institut dAstrophysique Spatiale

2 Avant-plans entre 10 et 300 MHz Emission radio-fréquence terrestre / ionosphère Synchrotron Galactique (~70%) Sources Extragalactiques (~29%) Free-free Galactique (~1%) Free-free extra-galactique Ces émissions davant-plan sont 4-5 ordres de grandeur plus brillants que le signal 21 cm EOR. Brillance des avant-plans augmente vers les basses fréquences (i.e. grands z)

3 Emission synchrotron à 408 MHz Haslam 1982

4 Synchrotron La température de brillance du synchrotron dépend directement de la distribution dénergie des électrons. Tout comme B, cette distribution varie spatialement étant donné que la densité délectrons varie en fonction des perturbations des SN, vents OB… On attend donc des variations spatiales de Tb et de Beta

5 Variation de lindice spectral synchrotron Banday & Wolfendale 1991 Variations spatialesVariations spectrales

6 Indice spectral du synchrotron Observation par WMAP de la cassure du spectre attendue étant donnée le spectre dénergie des électrons Très peu de choses sont connues sur les variations spectrales du synchrotron dans le domaine LOFAR Projet en cours à Westerbork pour mesurer le spectre synchrotron entre 120 et 180 MHz Beta : 408 MHz et 1.2/2.3 GHz Beta : 408 MHz et 23 GHz (WMAP)

7 Modélisation des avant-plans pour LOFAR / SKA Le spectre démission et le spectre de puissance des émissions Galactiques sont très lisses A Synchrotron 335 K Free-free 34 K

8 Spectre de puissance à 140 MHz Santos et al Synchrotron Free-free galactique Fond radio Free-free X-gal 21 cm EOR CMB

9 Séparation des composantes Fit polynomial log-log des avant-plans Le spectre lisse des avant-plans permet lextraction du signal EOR Wang et al. 2006

10 Séparation des composantes Avant-plans dautant mieux soustraits que la résolution spectrale est bonne. Résidu davant- plans à grande échelle Wang et al. 2006

11 Contaminations possibles Variations à haute fréquence du spectre synchrotron –Lémission Galactique radio na jamais été observée avec une aussi grande résolution spectrale –Des structures dans le spectres nécessitent de la structure dans le spectre dénergie des électrons (cohérente sur toute la ligne de visée). Peu probable Raies de recombinaison de lhydrogène et du carbonde Calibration imparfaite des antennes

12 Raies de recombination radio Raie étroite (3 kHz) tout les 1-2 MHz Aucune mesure à haute latitude et aux fréquences LOFAR. –RRLs de lhydrogène observées dans le plan par Roshi (2000) - pas de détection à b>3. –RRLs du carbone détectées près de régions de formation détoiles (Payne et al. 1989) Estimation de lintensité des RRLs de lhydrogène à partir de lémission Halpha –Intensité à haute latitude devrait être négligeable. RRL dautres galaxies ? Payne et al. 1989

13 Polarisation Potentiellement intéressant pour la cosmologie –Effet Zeeman de la raie à 21 cm : peu probable –Diffusion Thomson dans lIGM (Babich & Loeb, 2005) Séparation des composantes plus complexe car variation spectrale du synchrotron Galactique (rotation Faraday) Problème de calibration –Couplage instrumental entre lintensité totale et le flux polarisé –Variation de la réponse en polarisation en fonction de langle dobservation –Lobes secondaires importants

14 Synchrotron polarisé 1.4 GHz, 24x9 deg dans le plan Gal., Shukurov & Fletcher, 2006 Intensité totale Intensité polarisée

15 Polarisation galactique 349 MHz, Westerbrock, 5 resolution (Haverkorn et al. 2003) Intensité totaleIntensité polarisée

16 Rotation Faraday et Champ Magnétique Rotation Measure Rotation de langle de polarisation par rotation Faraday Emission Measure Determination du champ magnétique à partir de la variation spectrale de langle de polarisation et une estimation de n e (Halpha)

17 Conclusion Principales émissions davant-plan : Synchrotron –4-5 ordres de grandeur plus brillant que lémission 21 cm –Spectre démission lisse (projet en cours pour le vérifier) –Soustraction dans lespace des fréquences (baseline removal) est efficace si la résolution spectrales est < 100 kHz Sources de structures spectrales –Variation de lindice spectral du synchrotron (peu probable) –Raies de recombinaison : jamais observée à haute latitude mais estimations permettent dêtre optimiste - à vérifier –Mauvaise calibration des antennes: possible contamination de lintensité par la polarisation Champ magnétique Galactique –Lémission synchrotron (intensité totale et polarisation) est un outil très puissant pour létude du champ magnétique Galactique.


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