observations infra-rouge et structure galactique a grande échelle

OBSERVATIONS INFRA-ROUGE ET STRUCTURE
GALACTIQUE A GRANDE ´ ECHELLE
G. Serra, J. Puget
To cite this version:
G. Serra, J. Puget. OBSERVATIONS INFRA-ROUGE ET STRUCTURE GALACTIQUE
A GRANDE ´ ECHELLE. Journal de Physique Colloques, 1978, 39 (C1), pp.C1-109-C1-114.
<10.1051/jphyscol:1978118>.<jpa-00217314>
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JOURNAL DE PHYSIQUE Colloque Cl, supplément au n° 5, Tome 39, Mai 1978, page Cl-109
OBSERVATIONS INFRA-ROUGE ET STRUCTURE GALACTIQUE
A GRANDE ÉCHELLE
G. SERRA
C. E. S. R., 9, avenue du Colonel Roche, B. P. 4346, 31029 Toulouse Cedex, France
et
J. L. PUGET
DAPHE, L. A. M., Observatoire de Paris, place Janssen, 92190 Meudon, France
Résumé. — La mesure du rayonnement infra-rouge du disque galactique permet d'accéder par
deux méthodes indépendantes à l'émission stellaire des régions internes de la Galaxie.
L'infra-rouge lointain (X J> 100 nm) est émis par les poussières cosmiques. Des mesures récentes
ont montré que la température des grains est située entre 20 et 30 K pour les régions internes de la
Galaxie. Attribuant leur chauffage au champ de rayonnement stellaire, les mesures de là brillance
infra-rouge lointain du disque galactique permettent de déduire l'émission des étoiles. Dans la
région de distance galactocentrique O ~ 5 kpc, la luminosité totale est estimée à :
L'infra-rouge proche (X ~ 2,4 nm) est directement émis par les étoiles et l'extinction galactique
reste faible. La population du voisinage solaire peut être prise comme représentative' de la popu-
lation du disque ; sa luminosité à X ~ 2,4 jtm est :
A partir des modèles de distribution de masse, il est possible d'estimer en tout point de la Galaxie
cette luminosité due à la population de disque, et, de là calculer l'émission galactique. Pour les
régions à O ~ 5 kpc, l'émission due aux étoiles de cette population est :
alors que des observations récentes montrent qu'il existe dans cette région une luminosité de :
L'émission excédentaire est attribuée à une population plus jeune. La luminosité totale obtenue,
est :
en bon accord avec celle déduite des observations dans l'infra-rouge lointain.
Ces faits suggèrent que l'indice p de la fonction initiale de masse des étoiles formées, définie
par :
n'est pas constant.
Abstract. — The infra-red observations of the Milky Way allows the calculation of the stellar
emission in the inner Galaxy by two independent methods.
The far infra-red (A <; 100 |im) is emetted by the cosmic dust. The recent measurements show
that the grain temperature lays between 20 and 30 K for the inner Galaxy. Assuming that the heating
of the dust is due to stellar radiation, this radiation can be deduced from the far infra-red galactic
brightness. For the region of galactocentric distance O ~ 5 kpc, the total luminosity is estimated
to :
The near infra-red (A ^ 2.4 \im) is directly emetted by the stars and the galactic extinction is
not too large. The solar neighbourhood stellar population can be taken as representative of the
galactic disc population ; at I ^ 2.4 iimjtsiluminosity is :
With the mass density distribution'models, it is possible to evaluate at any galactic radius this
luminosity due to the disc population, and, to compute the galactic disc brightness. The calculated
2.4 nm disc population luminosity for'the O ~[5 kpc region is :
whereas the luminosity needed to explain the observations is :
Article published online by EDP Sciences and available at http://dx.doi.org/10.1051/jphyscol:1978118

Cl-110 G. SERRA ET J. L. PUGET
1. Introduction. — Avec des longueurs d'onde
comprises entre 0,8 et 800 um environ, le domaine
de l'infra-rouge couvre une vaste région du spectre
électromagnétique.
A l'exception des observations faites dans les fenêtres
atmosphériques, il est nécessaire de s'affranchir de
l'atmosphère pour réaliser des mesures en astronomie
infra-rouge. C'est pourquoi un essor a été donné aux
recherches dans ce domaine avec l'avènement des
véhicules spatiaux (avions, fusées, ballons).
Les observations infra-rouge peuvent contribuer
d'une manière originale à l'étude de la structure à
grande échelle de la Galaxie. En raison de la faible
absorption dans ce domaine par le milieu interstel-
laire, il est possible de mesurer le rayonnement pro-
venant de régions éloignées dans le disque galactique.
Pour le Centre Galactique l'extinction est, dans le
visible d'une trentaine de magnitudes, à 2,4 um de
~ 2,5 mgn et à 100 um inférieure au dixième de
magnitude. D'autre part, c'est dans ce domaine de
longueurs d'onde que se situe l'émission thermique
des corps dont la température est inférieure à 3 000 K
environ.
On connaît aujourd'hui divers types d'objets cos-
miques qui émettent un rayonnement infra-rouge. En
se limitant à ceux qui ont un rapport direct avec les
problèmes de structure galactique à grande échelle,
deux types peuvent être séparés :
1. - Les étoiles dont la température est inférieure
à 3 000 K émettent l'essentiel de leur énergie dans
l'infra-rouge. Ce sont généralement des étoiles de
type spectral K ou M. Les étoiles géantes rouges ou
super-géantes rouges représentent la majorité des
sources infra-rouge observées dans le domaine micro-
métrique. Ces étoiles peuvent être, soit, dans des
phases initiales de leur évolution (avant d'atteindre
la séquence principale), soit, le plus souvent dans des
phases finales (après leur séjour sur la séquence
principale).
2. — Lorsque les observations concernent des lon-
gueurs d'onde plus grandes (vers une dizaine de um)
l'émission des poussières cosmiques prend le pas sur
l'émission proprement stellaire. Ces poussières sont
responsables de l'extinction et du rougissement du
rayonnement stellaire. En effet, pour les longueurs
d'onde de l'ordre de grandeur de leurs dimensions,
les grains de poussière diffusent le rayonnement et
constituent un obstacle pour sa propagation. Lorsque
la longueur d'onde augmente l'extinction diminue
considérablement et à 100 um la Galaxie est parfai-
tement transparente même dans le sens de sa plus
grande dimension. D'une manière générale le domaine
de température des grains s'étend de 15 à 150 K,
c'est-à-dire que leur émission thermique est tout entière
située dans le domaine de l'infra-rouge lointain (I. R. 1).
La puissance émise par grain supposé sphérique
peut s'écrire :
si a est son rayon, T sa température, B0k(T) la fonc-
tion de Planck du corps noir et 2abs(A) le pouvoir
absorbant du matériau avec lequel est fait le grain.
La figure 1 montre la variation de cette grandeur
Qabs en fonction de la longueur d'onde pour les pous-
sières cosmiques. Par diverses méthodes ([10], [22],
[19]) on a pu établir que le rapport de la quantité
de poussière sur la quantité de gaz apparaît sensible-
ment constant. On l'exprime généralement sous la
forme :
FIG. 1. — Pouvoir absorbant Qabs des poussières cosmiques en
fonction de la longueur d'onde X.
The difference is attributed to a younger population. The stellar total luminosity in this region
is estimated to : Ctot(5) ~ 1.2 x 102'W.pc-s
in good agreement with the value deduced from the far infra-red observations.
These facts suggest that the coefficient p of the initial mass function of the stars formed, defined
by:
i//(Ji) = k.JL-v
is not a constant.

OBSERVATIONS INFRA-ROUGE ET STRUCTURE GALACTIQUE Cl-1 11
Il est possible qu'un gradient galactique existe et que
la valeur de ce rapport soit plus élevée pour les régions
externes de la Galaxie [20]. Pour les régions internes
de la Galaxie, la masse des poussières est égale
à 1 %
environ de la masse du gaz ce qui implique que la
quasi-totalité des éléments lourds est condensée dans
les grains.
Connaissant ce rapport gaz/poussière, il est possible
d'écrire l'intensité du rayonnement infra-rouge loin-
tain émis par les poussières dans une direction du ciel
(1, b) sous la forme du produit de 3 fonctions :
K(1) ne dépend que des propriétés physiques des
grains,
B,,(T) est la fonction de Planck du corps
noir
à la température T des poussières et NH(l, b) est
la colonne de densité d'hydrogène, c'est-à-dire, avec
nH la densité en un point dont la distance est x :
pérature a été estimée à environ 30 K. L'essentiel des
poussières se trouvant dans les nuages moléculaires,
cette température de 30
K est-elle représentative en
moyenne de l'ensemble du disque galactique
?
Des expériences récentes ont permis de mesurer les
flux infra-rouge lointain en provenance du disque de
la Galaxie pour diverses longitudes galactiques 1
:
Pipher 1973 [171 à 1 - 2,5O, Rouan et al. 1977 1211
à 1 - 2S0, Low et al., 1977 [13] dans la région - 10"
< 1 < 30" et Serra et al., 1977 1251 dans la zone
36"
< 1 < 55". L'ensemble de ces mesures montre que
la température moyenne des grains, tout au moins
pour les régions internes de la Galaxie, paraît située
entre 20 et 30
K. Les résultats de ces mesures sont
indiqués sur la figure 2
(l).
Cette grandeur rend compte du chauffage des grains
de poussière.
O" IO" 20° 30' &O' , 50-
LOW*lME GUAOlOUE
a)
NI, b) =
nH(l, b, x) dx .
- O
On peut définir une luminosité infra-rouge lointain
'E
* IO-'
~normalis6e par atome d'hydrogène par la relation [23] :
ÿ
-
II.,
CR. = 4n-.
NH
1 O+
2. Observations. - Une première observation SyS-
m. 2. , Emission infra-rouge lointain du disque de la Galaxie
tématique de la Voie Lactée à ;3, = 100 Pm en 1971
en fonction de' la longitude galactique, d'après 1171, 1211, [13] et
[7], a révélé l'existence d'un premier type de sources
1251.
infra-rouge lointain. Il s'agit de région HII c'est-à-dire
loq:L [ ROUAN d al 1977
PlPHER IR3
LOW .I .I 1977
-4 SERRA et il 1977 T.
de nébuleuses formées Principalement d'hydrogène
ionisé par le rayonnement ultra-violet émis par une
ou plusieurs étoiles massives. La poussière présente
dans la périphérie de ces nébuleuses est chauffée
à des
températures de l'ordre de 50
à 100 K ; leur émission
thermique a donc un maximum situé dans l'infra-
rouge lointain.
Des résultats d'autres expériences [4], 1271, [15],
[16], ajoutées à ces observations ont permis de mettre
en évidence une deuxième composante des sources
infra-rouge. Pour une même source infra-rouge loin-
tain, les flux mesurés par plusieurs expériences étaient
d'autant plus grands que le champ de vue de l'appareil
était plus étendu, et cela bien que la région
HI1 concer-
née ait des dimensions angulaires inférieures au plus
faible champ des instruments. Cela suggérait l'exis-
tence d'une composante autre que celle de la région
Au cours de l'année écoulée, un autre type d'expé-
rience a permis de mesurer l'émission galactique poui
des longueurs d'onde voisines de 1 = 2,4 pm [6], [9],
[14]. Les profils galactiques obtenus sont montrés sur
la figure 3.
3. Bilans énergétiques. - 3.1 INTERPRÉTATION DES
MESURES DANS L'INFRA-ROUGE LOINTAIN (1. R.
1). -
Le champ moyen du rayonnement stellaire contribue
au chauffage des poussières dans la Galaxie. Si on
adopte une valeur moyenne égale
à celle du voisinage
solaire la température des grains ne peut excéder
15 K
131. La valeur du LI",. est alors 20 fois inférieure à
celle déduite des observations pour les régions internes
de la Galaxie. Il faut donc admettre que pour ces zones
l'énergie disponible pour le chauffage des grains est
HI1 proprement dite [23]. Cette composante peut être
(1) Récemment (fin octobre 1977), de nouvelles mesures ont
identifiée à l'émission thermique des poussières conte-
été réalisées par une expérience ballon à grand champ (30'). Les
nues dans le nuage moléculaire associé à la région HI1
ré~,]tat~ préliminaires concernent l'observation de la, région
ce qui implique des températures de l'ordre de 20 à
26O < 1 < 40°. Ils confirment l'ordre de grandeur des flux I.R.I.
?n K
galactiques mesurés par les expériences précédentes. La wmpa-
"" *x.
raison des flux mesurés dans 2 bandes (71-95 pn et 114-196 prn)
des observations r2'] Ont 'lairement
permet de déduire des températures moyennes du milieu. Pour
mis en évidence l'émission à A N 100 Ilm des POUS-
la mieu, Dartie du disaue dactiaue. la temdrature trou"&
- A.
sières présentes dans un nuage moléculaire. Leur tem-
est de"25 K.-

Cl -112 G. SERRA ET J. L. PUGET
20
40 60
longttude galactique Id' )
PROFIL GALACTIQUE ( 2 = 2,4p
FIG. 3. - Emission infra-rouge proche (2, = 2,4 pm) du disque
de la Galaxie en fonction de la longitude galactique, d'après
[6]
et [9]. (Le tracé en tiré indique la contribution calculée de la
population stellaire du disque, le trait plein, l'émission totale
calculée).
plus grande que celle du champ stellaire moyen de
rayonnement au voisinage du Soleil, dans un facteur
20. Dans les directions
1 < 40" la colonne de densité
de gaz est largement dominée par les régions internes
dè la Galaxie et le taux de production de rayonnement
1. R. 1 par unité de volume est bien représenté par
H
n~. L1.R. = f1.It.l .
Si on admet que les étoiles sont
à l'origine du
chauffage des grains et qu'une fraction de leur éner-
gie totale de'rayonnement
f, est convertie en 1. R. 1,
on peut écrire :
L~.~.l = .
La valeur de ( peut être estimée à 0,5 pour les étoiIes
de type spectral O et B qui émettent des photons U. V.
Ceux-ci interagissent toujours avant de quitter la
Galaxie et leur énergie est convertie en émission-visible
ou
1. R. Pour les étoiles de plus faible température,
5 décroît mais sa valeur reste supérieure à 0,l-0,2.
Prenant une valeur de ( de l'ordre de 0,5 il est
possible de déduire une luminosité totale par unité
de volume des observations
1. R. 1. Par exemple la
valeur trouvée dans la zone du bras
à 5 kpc est
C.,(5) = 1,5 x 10~~ w/pc3. ,
Un autre moyen d'accéder à ces luminosités totales
dans les régions internes de la Galaxie est d'utiliser
les observations dans le domaine micrométrique.
3.2
INTERPRÉTATION DES DONN'ÉES A Â = 2,4 pm. -
Dans cette région de longueurs d'ondes, c'est l'émis-
sion d'origine stellaire qui domine largement. La popu-
lation stellaire du voisinage solaire est bien représen-
tative de la population du disque de la Galaxie. Dans
le voisinage solaire, il est possible de connaître par les
observations dans le visible la
fonction de luminosité :
q(0, Sp, M) . p(0, Sp, M) est le nombre d'étoiles au
voisinage solaire par unité de volume de type spectral
Sp et de magnitude absolue comprise entre M - 2
et M + *. Pour ces étoiles, on peut définir la lumi-
nosité L(M) et un paramètre
&Sp) qui est le rapport
de l'énergie émise dans un domaine
AÂ = 1 pm à
 = 2,4 pm sur l'énergie totale. c(Sp) dépend de la
température de l'étoile c'est-à-dire sensiblement du
type spectral
(T = T(Sp)).
La luminosité 1. R. à 2,4 pm émise par unité de volume
de la Galaxie au voisinage solaire s'écrit
:
D'après les valeurs numériques indiquées par [1] on
trouve
à Â = 2,4 pm :
Cette valeur est en bon accord avec celle calculée par
Okuda
et al., 1977 [14]. C'est la masse totale des
étoiles de la population de disque qui contribue pour
l'essentiel
à la masse de la Galaxie tout au moins
pour les régions du disque. On peut admettre qu'en
tout point de la-Galaxie la fon'ction de luminosité
normalisée par unité de masse est constante.
Si r est la coordonnée vectorielle d'un point quel-
conque du disque galactique et p(r) la masse par
unité de volume, la luminosité
à Â = 2,4 pm pour cette
population en un point r peut alors s'exprimer en
fonction de celle calculée au soleil de la manière
suivante
:
Divers auteurs ont établi des modèles de distribution
de masse dans la Galaxie [18], 1241. Il est donc pos-
sible de connaître en tout point
r du disque galactique
(r) et de là, calculer l'intensité à 2,4 pm dans
une direction (1,
b), en tenant compte de l'extinction.
Les résultats de ces calculs sont indiqués sur la figure
3.
On peut constater que les valeurs des flux calculés
sont compatibles avec les mesures expérimentales dans
les régions du disque
1 > 550 mais qu'ellés leur sont
largement inférieures pour
1 < 550.
Dans la zone 1 < 550, la forme du profil expé-
rimental suggère qu'une contribution due
à la popu-
lation de bras doit être prise en compte. Les valeurs
de la luminosité et de la distribution spatiale
de