Avant-plans Galactiques Marc-Antoine Miville-Deschênes Institut d’Astrophysique Spatiale

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 d’avant-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)

Emission synchrotron à 408 MHz Haslam 1982

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

Variation de l’indice spectral synchrotron Variations spatiales Variations spectrales Banday & Wolfendale 1991

Indice spectral du synchrotron Observation par WMAP de la cassure du spectre attendue étant donnée le spectre d’énergie 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 23 GHz (WMAP) Beta : 408 MHz et 1.2/2.3 GHz

Modélisation des avant-plans pour LOFAR / SKA Le spectre d’émission et le spectre de puissance des émissions Galactiques sont très lisses A     Synchrotron 335 K 2.8 0.1 2.4 Free-free 34 K 2.15 0.01 3.0

Spectre de puissance à 140 MHz Santos et al. 2005 Synchrotron Fond radio Free-free galactique Free-free X-gal 21 cm EOR CMB Santos et al. 2005

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

Séparation des composantes Avant-plans d’autant mieux soustraits que la résolution spectrale est bonne. Résidu d’avant-plans à grande échelle Wang et al. 2006

Contaminations possibles Variations à haute fréquence du spectre synchrotron L’émission Galactique radio n’a jamais été observée avec une aussi grande résolution spectrale Des structures dans le spectres nécessitent de la structure dans le spectre d’énergie des électrons (cohérente sur toute la ligne de visée). Peu probable Raies de recombinaison de l’hydrogène et du carbonde Calibration imparfaite des antennes

Raies de recombination radio Raie étroite (3 kHz) tout les 1-2 MHz Aucune mesure à haute latitude et aux fréquences LOFAR. RRLs de l’hydrogène observées dans le plan par Roshi (2000) - pas de détection à b>3. RRLs du carbone détectées près de régions de formation d’étoiles (Payne et al. 1989) Estimation de l’intensité des RRLs de l’hydrogène à partir de l’émission Halpha Intensité à haute latitude devrait être négligeable. RRL d’autres galaxies ? Payne et al. 1989

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

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

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

Rotation Faraday et Champ Magnétique Rotation de l’angle de polarisation par rotation Faraday Rotation Measure Determination du champ magnétique à partir de la variation spectrale de l’angle de polarisation et une estimation de ne (Halpha) Emission Measure

Conclusion Principales émissions d’avant-plan : Synchrotron 4-5 ordres de grandeur plus brillant que l’émission 21 cm Spectre d’émission lisse (projet en cours pour le vérifier) Soustraction dans l’espace des fréquences (baseline removal) est efficace si la résolution spectrales est < 100 kHz Sources de structures spectrales Variation de l’indice spectral du synchrotron (peu probable) Raies de recombinaison : jamais observée à haute latitude mais estimations permettent d’être optimiste - à vérifier Mauvaise calibration des antennes: possible contamination de l’intensité par la polarisation Champ magnétique Galactique L’émission synchrotron (intensité totale et polarisation) est un outil très puissant pour l’étude du champ magnétique Galactique.