Physique du rayonnement de " Spinning Dust " - OMP Référence : Ali-Haïmoud, Hirata & Dickinson, 2008, arXiv:0812.2904 (soumis à MNRAS)
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Physique du rayonnement
de « Spinning Dust »
Yacine Ali-Haïmoud
Collaborateurs :
Christopher Hirata, Clive Dickinson
--- Caltech ---
OMP 14 Janvier 2009
Référence : Ali-Haïmoud, Hirata & Dickinson, 2008, arXiv:0812.2904 (soumis à MNRAS)
Sommaire 1.Introduction : l’émission micro-onde dite « anormale » et le modèle de Draine & Lazarian (1998) 2.Observation récente : exemple de la nébuleuse obscure LDN 1622. 3.Physique : la rotation des poussières interstellaires 4.SPDUST : entrées, sorties 5.Conclusions et perspectives
1. Introduction 1. L’émission micro-onde dite « anormale » An anomalous component of galactic emission , Leitch et al., 1997 IRAS : 100 µm ( 3 THz) Owens Valley 40m : 14,5 GHz
1. Introduction
1. L’émission micro-onde dite « anormale »
100 µm (3 THz)
14,5 GHz
Carte IRAS du pôle
Probabilité d’une corrélation
nord céleste à 100 µm
aléatoire : < 10-4
1. Introduction
Rayonnement de free-free ?
Leitch et al. 1997 : si Tgas > 106 K (rayonnement de
Hα faible et très homogène) .
Draine & Lazarian, 1998 : énergétiquement
impossible
Important de connaître la cause de cette nouvelle
émission. Un nouveau « foreground » pour le CMB ?
1. Introduction
L’idée de Draine & Lazarian (1998)
Puissance émise par un dipôle
électrique en rotation (ergs/s) :
(émise à la fréquence ω )1. Introduction
Emissivités calculées par Draine &
COBE, 1996
vibration Saskatoon, 1997
Owens Valley, 1997
rotation
Draine & Lazarian,
1998, ApJ 508, 1572. Observation récente 2. Observation : La nébuleuse obscure LDN 1622
2. Observations
2. Observation : La nébuleuse obscure LDN 1622
Niveaux de gris : carte
IRAS à 12 µm
Contours : image CBI à
31 GHz
Conclusion : l’émission
radio semble bien corrélée
avec l’émission diffuse
des petits grains (PAHs) à
12 µm.
Casassus et al., 2006, ApJ, 639, 9512. Observations
2. Observation : La nébuleuse obscure LDN 1622
L’excès entre ~ 10 GHz et
50 GHz semble bien
reproduit par une
combinaison
37% CNM + 63% WNM
de Draine & Lazarian
Casassus et al., 2006, ApJ, 639, 9512. Observations
Un nouveau « foreground » pour le CMB
Sp
in
ni
ng
Du
st
?3. Physique
3. Physique du spinning dust
Puissance émise par un dipôle
électrique en rotation (ergs/s) :
(émise à la fréquence ω )
a3. Physique
Emissivité des poussières en rotation
Emissivité (ergs/s/cm3/Hz) :
Distribution de taille des
Puissance
poussières (Weingartner &
Draine, 2001)
Distribution de probabilité pour le taux de
rotation ω d’un grain de rayon a
= But principal de ce travail3. Physique
L’équation de Fokker-Planck
! "
∂ ω 2 fa ∂ 1 ∂ 2
= [D(ω)ω 2 fa (ω)] + [E(ω)ω 2
fa (ω)] = 0
∂t ∂ω 2 ∂ω 2
(regime stationnaire)
#δω$
D(ω) ≡ − : taux d’amortissement
δt
rotationnel (friction)
"δω 2 #
E(ω) ≡ : taux d’excitation rotationnelle
δt
(diffusion)3. Physique Facteurs d’excitation et d’amortissement • Collisions, avec des atomes, molécules et ions • Couple exercé par les ions de passage sur le dipôle électrique (« plasma drag ») • Emission de photons infrarouges • Rayonnement dipolaire électrique (friction) • Photoémission d’électrons après absorption de photons UV • Formation de molécules H2 à la surface des grains
3. Physique
Collisions
!ω
µ
!
1 – Collision avec un atome/ion
Délivre un moment angulaire aléatoire in (excitation)
2 – Absorption d’un photon UV qui « réchauffe » le grain à température Tev
3 – « Evaporation » d’un atome avec une énergie caractéristique kTev
Excitation aléatoire ev et ralentissement de la rotation3. Physique
Collisions
Zi Zg e 2
Zi e!
µ.r̂ Zi2 e2 a3 Zg2 e2
• V (!
r) =
r
+
r 2
−
2r2 (r2 − a2 )
−α 4
2r
Coulomb + dipôle + « charge image» + dipôle induit
Effet du dipôle important pour les grains neutres.
• Probabilité d’échappement : les orbites progrades
ont une plus grande probabilité d’échappement ET
transportent plus de moment angulaire.
DL98 sous-estiment le taux d’amortissement par
collisions3. Physique
Collisions : température d’évaporation
Gros grains : beaucoup
d’absorptions de
photons, température
quasi constante
Tev ~20 K
Petits grains :
subissent des « pics
thermiques » (jusqu’à
Journée typique d’un grain de poussière ~1000 K pour les plus
petits !!!) après
(Interstellar Dust, Draine, 2003) absorption de
photons UV.3. Physique
« Plasma Drag »
!ω d!
ω !
E Couple : I =µ
! ×E
dt
µ
!
+qe I : moment d’inertie
Qg du grain
v
b3. Physique
« Plasma Drag »
d!ω ! Intégration sur une trajectoire
I =µ ! ×E
dt
!ω Moyenne sur orientations possibles
E
µ
!
Qg +qe
v ligne droite
b
rotation
rotation
excentricité -1 de rapide
régime de lente
l’orbite hyperbolique corotation
temps d’interaction parabole
période de rotation3. Physique
Emission infrarouge
Puissance infrarouge : Draine &
Li, 2001
ħ
!
2 ¨2
!Ė" = − 3 !p! " = −4π Fν dν
3c
ħ
• Amortissement rotationnel :
2
I!!ω˙ " = − 3 ! p!˙ × p!¨ "
3c !
ħ
2ω Fν
= − dν
π ν2
ħ = 2 × I!!ω˙ "(DL98)
ħ • Excitation :
Chaque photon ħ3. Physique
Notation
• Collision avec des atomes d’Hydrogène :
temps caractéristique d’amortissement
• Rayonnement dipolaire électrique :
temps caractéristique d’amortissement3. Physique
Notation
Taux d’amortissement
F=
Taux d’amortissement, collisions avec atomes H
Taux d’excitation
G=
Taux d’excitation, collisions avec atomes H
Calcul pour chaque processus d’excitation/
amortissement: Fcoll, Gcoll, Fp, Gp, FIR, GIR, etc3. Physique
Solution : distribution non Gaussienne
! " # $
2 2
F Iω 2
τH 1 Iω
fa (ω) ∝ exp − −
G 2kT τde 3G 2kT
a=7Ǻ L’équation de
Fokker-Planck
n’est valide que pour des
couples continus, non
impulsifs. La décroissance
exponentielle n’est pas
valide pour les plus petits
grains a < 7 Ǻ.3. Physique Spectre de « Spinning Dust »
3. Physique
Analyse de l’effet d’un paramètre : nH
• Faibles densités : excitation et ralentissement par émission infrarouge et micro-onde
essentiellement indépendant de la densité.
• Densités intermédiaires : les interactions avec le gaz dominent. Distribution
fortement non Gaussienne.
• Hautes densités : Interactions avec le gaz dominent, distribution Gaussienne.
indépendant de la densité.3. Physique
Comparaison avec Draine & Lazarian
DL98
AHD09
Free-free
DL98 sous-
estiment le taux
de
ralentissement
par collisions4. SPDUST
PUB : SPDUST
Code IDL pour calculer l’émissivité de « spinning dust ».
• Entrées : T, nH, xH, xC, nH2, champ de radiation, distribution
de taille, dipôle électrique.
• Calcule les coefficients d’excitation et d’amortissement.
• Obtient la fonction de distribution de rotation fa(ω).
• Intègre sur la distribution de taille des poussières.
• Sortie : jν/nH en fonction de la fréquence.
Disponible sur http://www.tapir.caltech.edu/~yacine/
spdust/spdust.html5. Conclusions
Conclusions
• Encore beaucoup d’inconnues dans la physique des poussières :
Abondance des plus petits grains
Moments dipolaires électriques
Alignement des grains et polarisation : non traité
• Certaines approximations peu précises
L’équation de Fokker-Planck ne décrit pas les changements impulsifs de rotation
La microphysique de l’évaporation des atomes de la surface des poussières est
très peu connue
Néanmoins, une théorie bien plus précise que précédemment, et un code
permettant d’explorer l’espace des paramètres.5. Conclusions
Perspectives
• Plus d’études d’objets individuels. Peut-on construire un
modèle théorique, physique, cohérent des ondes radio à
l’infrarouge de certains nuages interstellaires ?
Exemple : nuage Perseus, en utilisant les archives Spitzer.
• Futurs projets pour cartographier le rayonnement micro-
ondes galactique : C-Bass (5GHz), Ku-Bass (15 GHz), à
Caltech.
???
Haslam 408 MHz 21 cm (1,42 GHz) Modèle 94 GHz,
Finkbeiner
(Images LAMBDA)Questions ?
Ali-Haïmoud, Hirata & Dickinson, 2008, arXiv:0812.2904
Draine & Lazarian, 1998a, ApJ, 494, L19
Quelques Draine & Lazarian, 1998b, ApJ, 508, 157
références
Leitch et al., 1997, ApJL, 486, L23
SPDUST disponible sur http://www.tapir.caltech.edu/~yacine/spdust/
spdust.htmlVous pouvez aussi lire
