Les poussières interstellaires Chapitre 4

1. Les poussières interstellairesChapitre 4 En plus du gaz ionisé, atomique et moléculaire, le milieu interstellaire contient des particules plus grosses (de l’ordre 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 l’atmosphère est riche en carbone). Elles ne constituent qu’1/100 de la masse de la Galaxie mais elles sont d’une importance capitale.

2. Chapitre 4 -- Importance de la poussière • Les poussières absorbent et diffusent la lumière provenant des étoiles. Comme ce sont des particules d’assez grande taille, la diffusion est sélective en longueur d’onde. 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 d’onde 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 H2 qui ne peuvent pas se former en phase gazeuse. • L’effet photoélectrique à la surface des grains par l’absorption de radiation ultraviolette est une source d’électrons dans le milieu interstellaire. Ces électrons constituent une source de chauffage du gaz. • La libération d’éléments lourds lors de collision entre grains et ions dans les chocs est à l’origine d’une 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 • L’extinction interstellaire, notée Al, est causée par l’absorption et la diffusion de la radiation par des grains de poussière. Elle s’écrit comme suit et est relié à l’équation de transfert : Ici la profondeur optique est tl=0.921Al et peut aussi s’exprimer comme : où se est lasection efficace pour l'extinction, donnée par se=Qepa2 et Qe 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. Ng est la densité de colonne des grains, l’intégrale 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, Dm=A, est: • De Dm on peut obtenir le rayon des grains si Qeet Ngsont 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 d’extinction est une courbe décrivant la valeur de l’extinction en fonction de la longueur d’onde. • Elle est obtenue en comparant la lumière qui nous parvient d’une étoile subissant beaucoup d’extinction à celle provenant d’une étoile très similaire mais ne subissant presque aucune extinction. On obtient ainsi la valeur de l’atténuation relative de la lumière. Dans la figure ci-contre, on trace par exemple Al / AV. Figure 7.1 du livre "Le milieu interstellaire"

7. Chapitre 4.1 – Rougissement et extinction IS • On définit l’excès de couleur par rapport aux filtres B (l=4400 Å) et V (l=5500 Å) de Johnson : • On peut alors définir la courbe d’extinction par Al / E(B-V) en fonction de 1/l. • Cette courbe d’extinction : • se caractérise par AV/E(B-V)=3.1=RV (aussi AB/E(B-V)=4.1=RB), • comporte une bande très importante à ~2175 Å provenant de particules carbonées • et des bandes larges dans l’infrarouge moyen à 9.7 mm et 18 mm dues à l’absorption par des silicates (ex: élongation Si-O ou torsion O-Si-O).

8. Fitzpatrick & Massa (1988) Spectres IUE 11 étoiles • La courbe d’extinction n’est 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, l’ablation de grains plus gros ou même leur destruction.

9. Chapitre 4.1 – Rougissement et extinction IS • Dans l’ultraviolet, Fitzpatrick & Massa (1988) ont montré que la courbe d’extinction peut être paramétrée. On l’écrit comme : où c1, c2, c3 et c4 sont des constantes valides seulement pour une ligne de visée donnée. La fonction D(l) décrit la bande à 2175 Å et est donnée par : • C’est la fonction de Drude. Le facteur g est un paramètre d’élargissement.

10. Chapitre 4.1 – Rougissement et extinction IS • La fonction F(l) définit la forme de l’excès dans l’ultraviolet et est donnée par : • On retrouve aussi la courbe d’extinction sous la forme text/NHen fonction de l-1. Ceci est dû au fait qu’il existe une relation entre la densité de colonne totale de l’hydrogène et l’excès 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 l’absorption. • Pour chacun de ces grains, on peut définir une section efficace d’extinction contenant un terme d’absorption et un terme de diffusion se=sa+ss où : Qa est l’efficacité d’absorption et Qsest l’efficacité de diffusion. On définit Qe=Qs+Qa comme l’efficacité d’extinction. • Pour des particules petites devant la longueur d’onde incidente, la théorie de Mie donne, où x=2pa/l <<< 1.

12. Chapitre 4.1 – Rougissement et extinction IS • Donc sa a 3; la section efficace d’absorption est proportionnelle au volumedes grains et ss a 6; la section efficace de diffusion est proportionnelle au carré de leur volume. • Pour de grandes particules (a >>> l) on trouve que Qa ≈ 1 (écran opaque) et Qs ≈ 1 (diffraction par le bord du grain). On a donc Qe ≈ 2. • On définit l’albédo comme le rapport des sections efficaces de diffusion et d’extinction : • Des mesures dans le visible et l’ultraviolet ont montré que l’albédo 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(q), donne la distribution spatiale de la lumière diffusée. q est l’angle entre la direction de la lumière diffusée et la direction de la lumière incidente. g(q) est maximale pour q=0 (vers l’avant). • Voici un exemple (graphique polaire logarithmique) de la fonction de phase pour un globule rouge sanguin (supposée sphérique) ayant un rayon de 2.78mm. Un photon de longueur d’onde 6350Å arrive par la gauche et la particule est à l’origine du système de coordonnés. On voit que la diffusion se fait préférablement vers l’avant.

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 l • Les grandes lignes de l’absorption 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 l’intensité absorbée par l’é celle qu’il émet est : (8p/3)(e2/mec2)2. • L’amplitude émise dépend de la polarisabilité du grain (a) pour la fréquence du rayonnement incident.a est définie comme suit: un champ électrique, E, induit un moment dipolaire/unité de volume p=aE. • La phase du rayon émis dépend de la forme du grain, de ses dimensions et de son indice de réfraction. • L’interférence 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 d’onde 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=2p/l • Le champ électrique doit pénétrer beaucoup plus rapidement dans le grain (vp=c/n) que la période de l’onde incidente  (dimension)/ vp = (dimension)n/c << l / c, où n est l'indice (complexe) de réfraction des grains. Cette condition est équivalente à dire que la longueur d'onde à l'intérieur de la particule, l / n , est >> dimension. • La polarisabilité a 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 c est l’angle de diffusion, pour de la lumière incidente non polarisée d'intensité I0 : 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 me est la masse de l'électron et w=2pn=kc. • On obtient donc : où re et sT sont respectivement le rayon classique de l'électron et la section efficace de Thomson.

20. Chapitre 4.3 – Résultats des observations – Courbe d’extinction • 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. ...). 4.3.1 Courbe d'extinction • L’extinction s’obtient en intégrant Qe 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 l’intervalle 0.3mm-1 ≤ l-1 ≤ 0.9mm-1 . Le calcul exact est possible pour des sphères, des cylindres infinis et des ellipsoïdes.

21. Chapitre 4.3 – Résultats des observations – Courbe d’extinction • Il y a trois parties à expliquer: • L'augmentation dans le visible avec l-1. • La bande d’absorption à 2175 Å • L'augmentation rapide dans l'ultraviolet à l < 2200 Å. • Il est impossible d’utiliser qu’une 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. D’autres sortes de grains doivent être invoquer pour expliquer la bande à 2175 Å et l'augmentation rapide dans l‘UV. (A) Le modèle de Spitzer • Grains de SiC avec a 0.75 mm pour le visible et l'infrarouge, • Grains de graphite aveca  0.25 mm pour le pic à 2175 Å, • Petits grains, a  0.045 mm, de magnésium et de silicate d'aluminium.

22. Chapitre 4.3 – Résultats des observations – Courbe d’extinction

23. Chapitre 4.3 – Résultats des observations – Courbe d’extinction • 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 mm 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 mm et 1 mm. Leurs résultats peuvent se résumer aux points suivants:

24. Chapitre 4.3 – Résultats des observations – Courbe d’extinction • Ils proposent un mélange de grains de graphite et de grains de silicates [SiC, (Fe, Mg)SiO3, (Fe, Mg)SiO4]. • 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 : • 0.005 mm < a < 1 mm graphite • 0.025 mm < a < 0.25 mm silicates • La profondeur optique s’écrit comme : où Ni (ai) est la densité de colonne des grains d’espèces i et de rayon a.

25. Chapitre 4.3 – Résultats des observations – Courbe d’extinction • 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 lmax tombe dans l’UV si tous les grains n'ont pas d'enveloppe et si seuls les grains de silicate sont alignés et contribuent à la polarisation.

26. Chapitre 4.3 – Résultats des observations – Courbe d’extinction (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 lmax, ou le fait que K (largeur de la courbe normalisée de polarisation) dépende de lmax. Ils reproduisent bien la courbe de polarisation et ses variations telles qu'observées.

27. Chapitre 4.3 – Résultats des observations – Courbe d’extinction (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 mm, et constitués de graphite, de carbone amorphe ou de silicate pur. Comète de Halley, sonde Giotto

28. Chapitre 4.3 – Résultats des observations – Courbe d’extinction 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.

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. 4.3.2 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 HI typique, dont les propriétés standard sont (Spitzer 1978):

30. Chapitre 4.3 – Résultats des observations – Polarisation • densité de poussière ng ≈ 8x10-11 grains cm-3, • densité d'hydrogène neutre nH≈ 20 atomes cm-3, • température du gaz Tgaz≈ 80K, • température des grains Tg≈ 15K. • La valeur de la composante longitudinale du champ magnétique dans le voisinage solaire est de 2.2±0.4 mG. 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.

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

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

33. Chapitre 4.3 – Résultats des observations – Polarisation 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 s’alignent (aimantation). L’aimantation disparaît lorsqu’on enlève B, Grains ferromagnétiques: Dans certains matériaux l’alignement de moment magnétiques persiste lorsqu’on enlève B. Ce sont les matériaux ferromagnétiques. On peut même sous l’action d’un champ fort, saturer l’aimantation. (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 • 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.

34. Chapitre 4.3 – Résultats des observations – Polarisation • 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, w, ainsi atteintes sont de l'ordre de 104-105 s-1. • Les grains acquièrent facilement un moment magnétique. Un grain chargé en rotation a un moment magnétique (effet Rowland). S’il 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.

35. Chapitre 4.3 – Résultats des observations – Polarisation • 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 w, sa charge est Zge et < z2> est la distance carrée moyenne de la surface chargée à l'axe de rotation.

36. Chapitre 4.3 – Résultats des observations – Polarisation • 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.

37. Chapitre 4.3 – Résultats des observations – Polarisation • Les analyses théoriques et les calculs Monte Carlo montrent que pour expliquer la polarisation interstellaire par ce mécanisme il faut un champ magnétique > 10-5 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.

38. Chapitre 4.3 – Résultats des observations – Polarisation • 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 ≈ 10-6 G seulement. Mais l'existence même de ces agrégats n'est pas du tout certaine.

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

40. Chapitre 4.3 – Résultats des observations – Polarisation • 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 ≈ 10-6 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 d‘H qui entrent en collision avec un grain vont "coller" pour former des molécules H2 qui quitteront le grain en emportant une certaine énergie de translation. Ceci a pour effet de donner une augmentation appréciable de momentcinétique DJ 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.

41. Chapitre 4.3 – Résultats des observations – Polarisation • En pratique la conversion d’H en H2 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 w pouvant atteindre 109 s-1 au lieu de 104 – 105 s-1 en rotation thermique. Cette rotation très rapide favoriserait l'alignement des grains.

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

43. Chapitre 4.3 – Résultats des observations – Polarisation • En pratique la conversion d’H en H2 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 w pouvant atteindre 109 s-1 au lieu de 104 – 105 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.

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

45. Chapitre 4.3 – Résultats des observations – Polarisation (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).

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

47. Chapitre 4.3 – Résultats des observations – Polarisation (E)Contraintes dues à la polarisation circulaire • Le changement de signe de la polarisation circulaire àlc ≈ lmax ≈ 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 (Fe3O4) 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 AV2, et dans le proche IR pour AV10.

48. Chapitre 4.4 – Émission d’énergie 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 l‘IR semble plafonner aux mêmes valeurs que dans le visible; même si AV est plus élevé, le taux de polarisation ne l'est pas, contrairement aux attentes. 4.4 L’émission d’énergie par les poussières interstellaires • Dans le milieu interstellaire, les grains sont chauffés par la radiation UV et optique. Par la suite, ils émettent dans l’IR moyen et lointain. Si on soumet un grain de poussière de rayon a à une densité de rayonnement un, l’énergie absorbée sera :

49. Chapitre 4.4 – Émission d’énergie par la poussière • L’énergie émise par le grain sera quant à elle : • L’équation d’équilibre thermique : permet d’obtenir la température d’équilibre du grain. Qa(n) est l’efficacité d’absorption du grain.

50. Chapitre 4.4 – Émission d’énergie par la poussière • Si Qaétait indépendant de la fréquence, on obtiendrait comme solution: où a est la constante de radiation (a=4s/c, où s 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 10-13 erg cm-3 ainsi que la contribution du corps noir à 2.7 K qui vaut 4 x 10-13 erg cm-3. • Une approximation plus réaliste qu'une constante est : (Qa croît dans l’UV) qui donne pour une fonction de Planck à 104 K dilué par un facteur W de 10-14 :