Tess Jaffe
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Modélisation des champs magnétique Galactique Tess Jaffe (ESA, HFI & LFI consortia) (IRAP, Toulouse) with A. J. Banday and K. Ferrière (IRAP); J.P. Leahy (JBCA); A.W. Strong (MPE); J. Macías-Perez and C. Combet (LPSC); L. Fauvet (ESTEC); E. Orlando (Stanford) and more.... T. Jaffe @ Journées GAHEC, 28-29/01/2013 1 /15 Avant-plan: vue micro-onde des champs magnétiques • Observations du fond diffus cosmologique dans le minimum entre les composants d’avantplan. • Aux basses fréquences, le synchrotron domine le fond diffuse cosmologique (ESA, HFI & LFI consortia) • Aux hautes fréquences, la poussière domine. • Alors Planck et très important pour les études des champs magnétiques • Ça contribue aussi au problème de la séparation des composants. WMAP team T. Jaffe @ Journées GAHEC, 28-29/01/2013 2 /15 Galaxies externes NGC6946 6cm PI over Hα (Copyright R. Beck, MPIfR) • Les champs magnétiques sont très importants pour beaucoup de processus astrophysiques, mais très mal compris. • Premier ordre: champs magnétiques lié au structure spirale du gaz. • Mais, différentes morphologies pour différentes galaxies. • Malheureusement, on ne peut pas voir la nôtre comme ça. • De plus, dans une galaxie externe, on ne peut détecter que l’orientation du champ avec polarisation, et pas sa direction. (Soida et al. 2002) T. Jaffe @ Journées GAHEC, 28-29/01/2013 3 /15 Modélisation multi-longueurs d’onde • • Synchrotron trace la composante perpendiculaire: Mesure de la rotation de Faraday (RM) trace la composante parallèle: • Poussière thermique semblable au synchrotron (mécanisme mal compris) • La géométrie des observables I, PI, et RM permettent de séparer les trois composantes: cohérent, ordonné, et turbulent/isotropique. • Mais on veut I et PI au même fréquence.... Jaffe et al. (2010) (Courtesy J.F. Macías-Pérez) T. Jaffe @ Journées GAHEC, 28-29/01/2013 4 /15 Le plan galactique: • 408 MHz et 2.3 GHz synchrotron I. • WMAP 23 GHz synchrotron PI • • • • (I dans le plan galactique est dominé par free-free ou AME). Catalogues SGPS, CGPS, van Eck pour sources extragalactiques en RM. “Marches” en I: tangentes? Max et min en RM: bras? Inversion? T. Jaffe @ Journées GAHEC, 28-29/01/2013 5 /15 Modélisation: hammurabi • • • Hammurabi Code* (Waelkens, Jaffe, et al. 2009) Système HEALPix pour intégration de: • Faraday RM; • synchrotron I, Q, et U (avec rotation Faraday); • poussière thermique en I, Q, U (ditto); • (EM); • (DM)... C++ modulaire; ajouter vos modèles. * Disponible sur Sourceforge: http://sourceforge.net/projects/hammurabicode/ 1.4 GHz intensité polarisée 23 GHz intensité polarisée (Courtesy A. Waelkens.) T. Jaffe @ Journées GAHEC, 28-29/01/2013 6 /15 Modèles: Motivé par galaxies externes: champs magnétiques: bras spiraux pour champ ‘cohérent’; turbulence gaussienne; modèle de compression; modèle 3D de la densité et du spectre des rayons cosmique des électron (CREs); modèle 3D de la densité d’électrons thermique: NE2001 (Cordes and Lazio 2002); Hammurabi (Waelkens, Jaffe, et al. 2009, sur Sourceforge) pour intégration des observables sur la ligne de visée; Engin MCMC (cosmoMC) pour exploration des paramètres (incertitudes et dégénérescences). • • • • • Jaffe et al. (2010) T. Jaffe @ Journées GAHEC, 28-29/01/2013 7 /15 Premiers resultats: • 8 paramètres: φ0, a0 - a4(bras +anneau), BRMS, ford. • Même orientation du spirale que NE2001. • Inversion vers bras ScutumCrux et anneau moléculaire. • Mesure de l’importance de la composante ordonnée. • Mais: limitée par la modèle spectrale pour les rayons cosmiques. Dégénérescence avec ford. Jaffe et al. (2010) T. Jaffe @ Journées GAHEC, 28-29/01/2013 8 /15 Spectre CRE: pas toujours une loi de puissance • Prochaine étape: hammurabi lié avec GALPROP code pour • • • propagation des rayons cosmiques pour obtenir une distribution plus précise. Intégration sur les énergies des rayons cosmiques: (voir, e.g. Rybicki & Lightman) Ajouter un point de synchrotron à 2.3 GHz en I (Jonas et al. 1998). Ajouter une modèle des CREs et contraintes des gammas (Compton inverse des mêmes electrons); voir Strong et al. (2010). T. Jaffe @ Journées GAHEC, 28-29/01/2013 9 /15 Résultats CRE: • • • Spectre plus dur (E-1.3) que supposé aux basses énergies. Problème de modulation solaire avec mesures directes. Consistent avec Strong, Orlando, & Jaffe (2011) aux hautes latitudes, 40 MHz à 23 GHz. • 2 résultats: meilleure Jaffe et al. (2011): spectre en-dessus de quelques GeV contraint avec γ’s, Strong et al. (2010). Données: Fermi LAT collaboration (2009,2010), Duvernois et al (2001), Aguilar et al. (2002). contrainte sure B; première contrainte sur le spectre des CREs aux énergies autrement inaccessibles. T. Jaffe @ Journées GAHEC, 28-29/01/2013 10/15 Poussière: • • • • • • Modèle simple pour poussière polarisé ne marche pas du tout (bleu). Même avec 30% polar, ce qui est surestimé. Polarisation considérablement sousestimée => l’émission vient des régions où les champs sont plus ordonnés. Pas consistent avec observations des nuages moléculaires, qui sont turbulents. Une idée: séparer les crêtes des bras en différentes composantes. La poussière toute seule ne peut pas résoudre le problème, mais il faut aussi raffiner le modèle des champs magnétiques. (Notez aussi la problème avec les données van Eck. Pas de spiraux simples!) Jaffe, Ferrière, Banday et al. (soumis) T. Jaffe @ Journées GAHEC, 28-29/01/2013 11/15 Crêtes des bras spiraux: séparables? Choc d’un bras spirale qui déclenche la formation des étoiles? Le CO trace les nuages moléculaires, dont l’effondrement est déclenché par le choc. En aval, la formation des étoiles chauffe les PAHs et la poussière qui rayonne en sub-mm (ISO). Alors CO à l’intérieur (le front du choc), la formation des étoiles qui traine? Et les champs magnétiques? M51: crêtes des composantes, Patrikeev et al. (2011) T. Jaffe @ Journées GAHEC, 28-29/01/2013 12/15 Planck: • Projet Planck pour la modélisation des champs aux grandes échelles. • Planck nous donne des cartes de la polarisation de la poussière avec une précision sans précèdent. • Informations supplémentaires par la modélisation des processus d’alignement des grains dans des régions spécifiques (effet de l’environnement, les types des grains, etc.) • Collaboration avec d’autres groupes en Planck à l’IRAP qui analysent les filaments et nuages. Planck and IRAS composite image (ESA). T. Jaffe @ Journées GAHEC, 28-29/01/2013 13/15 Projets d’observations multi-longueurs d’onde: • Radio -- C-BASS: relevé polarisé de tout le ciel à 5 GHz. GALFACTS: polarisation à 1.4GHz du ciel d’Arecibo. Un ordre de magnitude de plus du nombre de sources extragalactique en RM, en plus de l’émission diffuse polarisée, synthèse-RM, etc. LOFAR: RMs pour étudier les endroits avec gaz ténu et champs plus faibles. ASKAP, SKA .... •sub-mm -- PILOT, Pixie?: mesurer la poussière polarisée avec précision de l’ordre de l’arcmin de 200-500 μm (entre Planck et IRAS.) Peut-on distinguer les propriétés de la polarisation des différentes populations? Séparation des composantes pour détection des “B-modes”? •Optique -- Gaia: distances stellaires et extinction, pour une meilleur détermination de la distribution de la poussière. Eventuellement, polarisation. Simulation du catalogue Gaia avec distances astrométriques (M. Lattanzi) T. Jaffe @ Journées GAHEC, 28-29/01/2013 Pulsars connus (en noir) et attendus avec SKA (blue) 14 /15 Conclusions: • Il faut plusieurs observables complémentaires pour étudier les champs magnétiques, mais nous en avons de plus en plus maintenant. • L’avenir va nous apporter: C-BASS, GALFACTS, LOFAR, ASKAP, SKA, Gaia, Pixie? Et les mêmes études en galaxies externes! • Modélisation des champs nous informent aussi sur les composantes du milieu stellaire tant que rayons cosmique et la poussière, et sur les processus d'accélération, la compression des chocs, l’effondrement des nuages, la formation des étoiles, etc. • Le fait que les modèles actuels ne marchent pas bien et une bonne chose. Il y a plus d’information, plus a apprendre. T. Jaffe @ Journées GAHEC, 28-29/01/2013 15/15
