Soutenance mémoire
Le spectre continu radio
L’une des nombreuses classifications des émissions de rayonnements est la classification selon le type de spectre , qu’il soit discret (raies spectrales) ou continu. D’une part, l’émission de raies spectrales résulte de processus atomiques qui se produisent lorsque des changements sont observés dans l’état quantique d’un atome à des énergies quantifiées très spécifiques. Ces changements peuvent résulter du mouvement des électrons entre les niveaux d’énergie, de la transition spin-flip pour la raie de 21 cm de l’hydrogène atomique ou de la modification des états de rotation des molécules. D’autre part, les processus où les échanges d’énergie ne sont pas quantifiés conduisent à des émissions continues où les photons émis peuvent avoir une distribution d’énergie continue.
Cette présente étude se limitera à l’émission continue dans le domaine radio. Comme il n’y a pas de notion de couleur en ce qui concerne les rayonnements hors de la partie visible du spectre électromagnétique, les émissions dans la bande de fréquences radio peuvent être analysées en utilisant deux méthodes. La première méthode consiste à créer une image « fausse couleur » où une couleur est assignée à une longueur d’onde spécifique, ce qui permet de déterminer certaines des propriétés physiques de l’environnement de la source étudiée.
La densité de flux
Si une source émet de l’énergie dans toutes les directions, l’énergie totale qu’elle émet par seconde est sa luminosité totale L, mesurée en Watts [W]. Cette source est observée à l’aide d’un détecteur, généralement un radiotélescope, possédant une zone de collecte finie en unités de ?² , et une plage de fréquences finie sur laquelle des photons/ondes sont détectés en unités de Hz.
La densité de flux spectrale S (ou F) est la quantité d’énergie du rayonnement entrant à travers une section transversale de surface unitaire, par unité de bande passante et par unité de temps. Le flux est exprimé en Jansky ( Jy ) où 1 ?? = 10⁻²⁶ ? ?⁻²??⁻¹ .
Les rayonnements thermiques et non-thermiques
Lorsqu’un rayonnement est dit « thermique », cela sous-entend que les caractéristiques du rayonnement émis dépendent de la température de l’émetteur, tandis que le rayonnement nonthermique met en jeu d’autres paramètres. Les principaux types de rayonnements thermiques continus sont le rayonnement thermique du corps noir, le rayonnement libre-libre et la diffusion Compton thermique. Dans la catégorie des rayonnements non-thermiques, sont inclus le rayonnement synchrotron, l’émission de maser et le rayonnement de Bremsstrahlung. Les sources d’émission thermique dominent le ciel aux hautes fréquences (courtes longueurs d’onde), et les processus entraînant l’émission de rayonnements non-thermiques dominent les basses fréquences radio (grandes longueurs d’onde).
Il est à noter que certains processus n’entraînent pas d’émission de rayonnements dans le domaine radio. C’est le cas de la diffusion Compton thermique et du rayonnement de Bremsstrahlung nonthermique, qui émettent tous les deux des photons X. Comme nous le verrons dans les sections suivantes, les formes du spectre des rayonnements thermiques et non-thermiques sont significativement différentes, ce qui en fait un outil important dans la détermination du mécanisme d’émission des rayonnements d’une source donnée.
Le rayonnement thermique
Tous les objets avec une température au-dessus du zéro absolu ont un mouvement interne: les atomes dans les solides vibrent et les molécules dans les gaz se déplacent et se heurter les unes aux autres. Puisque l’accélération des particules chargées entraîne l’émission d’un rayonnement électromagnétique, tous les corps au-dessus du zéro absolu émettent alors un rayonnement thermique. Le spectre d’émission d’un rayonnement thermique d’un corps est fonction de sa température. Plus le corps est chaud, plus les vibrations ou les collisions sont rapides. Parmi les exemples de sources ayant une émission thermique importante figurent le soleil au repos, la nébuleuse d’Orion, le fond diffus cosmologique (CMB). Le cas le plus simple d’émission thermique est celui d’un corps noir.
Le corps noir
Tout objet capable d’absorber tout le rayonnement qui tombe sur lui est un corps noir parfait. À son tour, un tel objet émettra un spectre lisse de rayonnement culminant à une fréquence (longueur d’onde) qui dépendra uniquement de la température de l’objet.
Les corps noirs émettent de l’énergie à toutes les longueurs d’onde. Plus la température du corps noir est élevée, plus l’énergie dégagée sera grande, et plus cette température est élevée, plus la longueur d’onde correspondant au pic d’énergie sera courte. Deux lois importantes décrivent le rayonnement du corps noir : la loi de Wien et la loi de StefanBoltzmann.
Le rayonnement non-thermique
Contrairement au rayonnement thermique, l’émission non-thermique ne dépend pas de la température de la source émettrice mais des proportions relatives des états excités des atomes et de la force du champ magnétique de cette source.
Parmi les différents exemples de rayonnements non-thermiques cités précédemment, le rayonnement synchrotron représente le type de rayonnement continu le plus fréquent en radioastronomie.
Le rayonnement synchrotron
Si une particule chargée, comme un électron, qui se déplace à une vitesse proche de celle de la lumière traverse un champ magnétique, cette particule formera une spirale le long des lignes du champ suivant des chemins hélicoïdaux. Ce changement dans la direction de son mouvement signifie qu’il y a accélération, entraînant ainsi l’émission d’un rayonnement appelé rayonnement synchrotron. Ce type de rayonnement est fortement polarisé. Le degré et l’orientation de la polarisation peuvent fournir des informations sur le champ magnétique de la source.
Le rayonnement synchrotron peut être observé partout où sont localisés des électrons rapides et un champ magnétique puissant. Ce type de rayonnement est émis par les supernovas (Green, 1998) et les Restes de supernovas (SNR) dont les champs magnétiques sont extrêmement puissants. Le rayonnement synchrotron est également produit par les électrons des rayons cosmiques diffus (CRE, Biermann 1976 ; Condon 1992), par les pulsars et les quasars (Sieber 1973; Maron et al 2000 ; Bates et d’al 2013), autour des planètes ayant un puissant champ magnétique, par les blazars (Strittmatter et al. 1972; Kollgaard, 1994; Perlman et al. 1998), près des trous noirs ou des galaxies starbursts ( Niklas et al 1997 Norris et al. 2005), et par les jets émanant de galaxies à noyau actif ( AGN, De Young 1976 ; Blandford & Königl 1979).
|
Table des matières
INTRODUCTION
PARTIE I. LES MECANISMES DE L’EMISSION RADIO
I.1 Le spectre continu radio
I.2 Les rayonnements thermiques et non-thermiques
I.2.1 Le rayonnement thermique
I.2.2 Le rayonnement non-thermique
I.3 L’indice spectral radio
I.3.1 Définition
I.3.2 Classification des sources
I.3.3 Indices spectraux pour les rayonnements thermiques et non-thermiques
PARTIE II. DONNEES
II.1 La region cible: SDSS Stripe 82
II.2 Les données
II.2.1 Observations et traitement des données
II.2.2 Les produits d’observations
II.2.3 Mesure de l’indice spectral radio
PARTIE III. ANALYSE DE DONNEES ET DISCUSSION
III.1 La distribution spectrale de la région Est de SDDS Stripe 82
III.2 Relation entre indice spectral radio et densité de flux
III.2.1 Niveau de flux élevé
III. 2.2 Niveau de flux faible
III.2.3 Explication du comportement de l’indice spectral par rapport au flux, suggérée par de Gasperin et al. (2018)
CONCLUSION
PERSPECTIVES
BIBLIOGRAPHIE
