Téléchargez le poster en PDF

Analyse de l’émission infrarouge des très petites particules de poussière du milieu interstellaire
par des méthodes de séparation de sources.
Journée des Thèses 2006
Olivier Berné
[e-mail]
1ère année de thèse
Encadrants: C. Joblin & Y. Deville
Le matière interstellaire est constituée de gaz et de poussière et est répartie
de manière non homogène. La poussière se subdivise en trois populations:
les PAHs qui sont des macro-molécules carbonées, les très petits grains
(VSGs) dont la nature est peu connue, et des gros grains constitués de
carbone et de silicates. La poussière absorbe la lumière UV des étoiles pour
la ré-émettre dans l’infrarouge. Le modèle de Désert et al. (1990) Fig. 1,
attribue:
●l’émission de bandes entre
3 et ~12 µm aux PAHs
• l’émission dans la bande
IRAS à 25 µm aux VSGs
• l’émission dans la bande
IRAS à 100 µm et au delà
aux “gros” grains (<0.1 µm)
Ce travail de thèse consiste à analyser des données de spectro-imagerie
afin d’extraire le spectre des VSGs et caractériser leur nature en
étudiant en particulier leur évolution physico-chimique dans différents
environnements astrophysiques.
Observations
Résultats
Emission infrarouge de la poussière Nous avons observé une dizaine de régions photo-dominées (PDRs)
avec le téléscope spatial Spitzer. Nous présentons ici les données du
spectrographe IRS en mode “imageur spectral” (5-35 µm, /~100,
pix=5.1”), pour deux PDRs qui sont les nébuleuses par réflexion
NGC7023 et Ced 201.
Sur chaque pixel, on observe un spectre 5-35 µm (c.f. Fig. 2) qui est un mélange de l’émission des PAHs et des VSGs. Comment retrouver le
spectre d’émission intrinsèque associé à chacune des populations ainsi que leur distribution spatiale ?
Fig 2. Images Spitzer à 8 microns de
NGC 7023 (1) et Ced 201 (2). Le
rectangle bleu représente la région
observée par le spectrographe et * la
position de l’étoile excitatrice. Pour
cette région un cube de spectro-
imagerie (3) est constitué. Il fournit
un spectre pour chaque pixel (4).
Analyse par séparation de sources
Pour cela nous explorons les potentialités des méthodes de “séparation de sources”.
Le problème de séparation de sources s’écrit de la manière suivante: X=AS avec X matrice des spectres observés, S matrice des spectres sources
(spectres d’émission recherchés), et A matrice de mélange. Les méthodes de séparation de sources permettent d’estimer A et S. Nous avons utilisé
deux algorithmes: FastICA et “Non-negative Matrix Factorization” (NMF).
NMF
On approxime S par une matrice H en minimisant la divergence ou l’écart
quadratique moyen entre X et le produit MH. Le nombre de spectres sources
cherchés fixe les dimensions de M et H qui sont initialisées aléatoirement. La
minimisation est ensuite itérative.
FastICA
On approxime S par le produit WX en minimisant la gaussianité du
résultat. Le nombre de sources recherchées fixe la dimension de W.
W est initialisée de manière aléatoire. La minimisation est réalisée
de manière itérative jusqu’à la convergence.
Les résultats présentés ici ont été obtenus par NMF (FastICA
donne des résulats similaires) sur les données de Ced 201 et
NGC 7023. Pour Ced 201 comme pour NGC 7023 on extrait
deux spectres (Fig. 3) qui ont les caractéristiques suivantes:
l’un est dominé par les bandes aromatiques entre 5 et 16 µm,
c’est celui des PAHs, et l’autre associe de larges bandes à un
continuum qui croît vers les grandes longueurs d’ondes,
c’est celui des VSGs. A partir de ces spectres nous avons
construit les cartes de distribution spatiale (Fig. 4) de
chacune des populations de très petites particules, dans NGC
7023 et Ced 201. On s’aperçoit qu’il existe de fortes
variations de population : dans les régions proches de l’étoile
les VSGs disparaissent pour laisser place aux PAHs et
réciproquement, mettant en évidence l’évolution d’une
population de très petites particules vers l’autre. Ceci
renforce l’idée émise par Rapacioli et al (2005) que les
VSGs sont des aggrégats de PAHs qui se photo-évaporent
sous l’effet du rayonnement UV (Berné et al. 2006).
Fig 1. Modèle d’émission interstellaire, d’après Désert
et al. (1990).
Références: Désert et al. 1990, A&A 237, 215 Rapacioli et al. 2005 A&A 429, 193 Berné et al. 2006 A&A in prep.
NGC 7023
Ced 201
(1)
(3)
(4)
Spectre des PAHs Spectre des VSGs PAHs VSGs
Fig. 3 Spectres extraits des VSGs et des PAHs dans Ced 201 (en
haut) et NGC 7023 (en bas). Le spectre des PAHs est constitué
de bandes uniquement. Le spectre des VSG associe de larges
bandes à un continuum, ce qui est en accord avec un modèle
d’aggrégats de PAHs.
Fig. 4 Cartes de répartition des populations
dans Ced 201 (en haut) et NGC 7023 (en bas).
Les contours indiquent l’intensité totale
intégrée des observations entre 5 et 35 μm et *
indique la position de l’étoile. Pour NGC 7023
l’étoile est hors champ, plus à l’ouest.
(2)
Ced 201
Spitzer IRS
**
* *
(3)