Les taux de refroidissement observés du C et du CO 

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Un interféromètre (plusieurs antennes uniques travaillant simultanément)

Pour augmenter le pouvoir de résolution d’une antenne, il faut accroître sa surface collec-trice en préservant sa sensibilité, ses qualités de pointage, de rendement dans l’axe, d’effica-cité. Si l’on veut rester sous un système d’antennes uniques des limitations au niveau de la construction comme du coût apparaissent. Il est alors plus rentable d’utiliser l’interférométrie, c’est-à-dire la combinaison de plusieurs antennes uniques de taille et de coût raisonnables.
Cette technique de combinaison des signaux n’est pas pour autant une chose aisée à réa-liser. En effet, non seulement les problèmes posés par la détection avec des antennes uniques persistent (bruit dû à la surface collectrice, aux récepteurs…) mais d’autres problèmes tout aussi fondamentaux, doivent être pris en compte. En sommant simplement des signaux venant d’antennes différentes, il n’est pas possible d’obtenir de détection. Pour obtenir une mesure, il faut tenir compte d’un élément essentielle dans le signal reçu : sa phase (voir les deux prin-cipes de base d’électromagnétisme énoncés au début du chapitre). De plus, pour combiner de manière cohérente les signaux des différentes antennes, il faut disposer de nouveaux ins-truments : les corrélateurs. La taille des sources, comme le fait d’avoir une largeur de bande (en fréquence) finie, imposent également certaines contraintes au système. Dans le cas de l’interférométrie radio, la largeur de bande est seulement limitée par le mélangeur.
Un interféromètre hétérodyne est ainsi composé d’antennes, de récepteurs (voir la descrip-tion de ces deux objets dans la Sect. 1.1), de corrélateurs et d’un grand nombre de câbles et connections. Nous ne décrirons ici que le principe de base du fonctionnement d’un interfé-romètre et les problèmes rencontrés dans ce type d’observations (pour plus d’informations se référer au rapport de conférences de l’école d’été d’interférométrie de l’IRAM 9).

La phase (ϕ), élément crucial dans l’interférométrie

En interférométrie, les radiotélescopes ne peuvent combiner les signaux que s’ils ont le même état de polarisation donc la même direction de leur champ électrique respectif soit que la phase relative (angle) entre les deux directions de polarisation soit nulle (modulo 2π). Il est donc très important d’étudier avec la plus grande attention la phase des signaux reçus par les antennes.
On peut faire interférer des signaux de plusieurs façons mais toutes sont confrontées à ce même problème de la phase. En effet, la géométrie de l’interféromètre (plus précisément, −→ l’orientation relative des antennes, soit les lignes de base b , ainsi que l’orientation globale de l’interféromètre par rapport à la direction de propagation des ondes reçues −→ cause un s décalage (ou retard) de phase (τG) dans la phase des signaux issus de chaque antenne : →− −→ τG = b . s par rapport au signal reçu par une autre antenne choisie comme référence (voir la c.

Les sources de pollution

L’atmosphère

Un premier problème évident se pose lorsqu’on étudie le rayonnement radio (millimétrique et submillimétrique) des objets contenus dans l’Univers depuis le sol terrestre. En effet, l’at-mosphère qui entoure notre planète est certes une barrière protectrice indispensable à notre survie, mais elle constitue aussi un frein aux détections voire même une pollution puisqu’elle contamine celles-ci lors de leur traversée. Cette modification du flux initial est appelée l’ex-tinction atmosphérique. La prise en compte de l’extinction atmosphérique est essentielle dans la calibration des données. L’importance du phénomène dépend de la distance zénithale de l’objet, de la longueur d’onde étudiée, de la qualité des sites d’observation.
Plus précisément, dans les domaines millimétrique et submillimétrique, ce sont les mo-lécules de la basse atmosphère (troposphère) comme l’oxygène, l’ozone et surtout la vapeur d’eau qui rendent difficile l’observation de certains rayonnements. Pour éviter au maximum la contamination des signaux, il est essentiel d’observer sur des sites les plus « propres » pos-sibles. L’altitude (appauvrissement de l’atmosphère en espèces polluantes comme l’oxygène) et le faible degré d’humidité (quantité de vapeur d’eau faible) sont les principales caractéristiques recherchées pour un site d’observation. Les deux instruments de l’IRAM ainsi que le CSO sont à cet égard hautement qualifiés. En effet, l’IRAM-30m est situé sur les hauteurs du Pico Veleta en Espagne, l’IRAM-PdB est situé sur un plateau en altitude dans les Alpes françaises et le CSO est basé au sommet du Mauna Kea à Hawaii (USA). Malgré l’excellente qualité de ces sites d’observations qui permettent de réduire les contaminations atmosphériques, la radioastronomie reste soumise aux “lois” de la météorologie et aux caprices du temps : des changements climatiques sont fréquents, même à l’échelle de quelques heures. L’augmentation de la quantité de vapeur d’eau contenue dans l’atmosphère (nuages, pluie, orages…) peut alors empêcher les observations de s’effectuer.
En effet, la quantité de vapeur d’eau contenue dans l’atmosphère est la variable fondamen-tale qui influence directement la capacité de celle-ci à transmettre plus ou moins intégralement au sol le signal émis par les objets célestes. Mais la transmission de l’atmosphère n’est pas seulement fonction de la quantité de vapeur d’eau contenue (variant suivant la période de l’année) elle dépend de la longueur d’onde étudiée (cf. Fig. 2.1). Il existe donc des fenêtres de longueurs d’onde (ou de fréquences) privilégiées dans lesquelles l’absorption du signal céleste par l’atmosphère est très faible (transmission forte) : ces fenêtres sont appelées fenêtres de transmission. On peut aisément voir sur la Fig. 2.1 qu’il sera donc plus facile d’observer (temps d’intégration moins long) dans une fenêtre centrée sur la fréquence ν = 250 GHz (transmission d’environ 85 %) que sur la fréquence ν = 850 GHz (transmission d’environ 15 %). Comme on peut le voir sur la Fig. 2.1, il existe aussi des gammes de fréquences totalement inacessibles depuis le sol (transmission quasi nulle donc le signal est totalement absorbé par l’atmosphère) comme les fréquences situées autour de ν = 550 GHz ou ν = 750 GHz.

Les autres sources de pollution liées aux émissions des sites d’observations

Le signal reçu est également pollué par les émissions provenant du sol, des bâtiments en-tourant le télescope, ou de tout autre structure à proximité de l’instrument de détection. Ces sources sont plus difficilement quantifiables que la contamination liée à l’atmosphère. Cepen-dant, on arrive à définir une efficacité dite de couplage vers l’avant (forward efficiency) et vers l’arrière du télescope qui tient compte de toutes ces sources de pollution. C’est la mé-thode du « chopper wheel  » décrite dans la Sect. 2.2 qui corrige le signal reçu de ces émissions parasites.

Les autres sources de pollution liées aux émissions du radiotélescope

Les autres sources de contamination dont il faut tenir compte dans la calibration et la réduction des données sont directement couplées au radiotélescope. Ces sources polluantes sont en général les sources les mieux connues et déterminées. Elles proviennent non seulement de l’émission de la surface collectrice mais aussi de la chaîne de détection. Ces deux composantes principales d’un radiotélescope sont présentées dans la Partie 1 Chap. 1 et sont définies par leur capacité (efficacité) à ne pas modifier le signal incident. Ce sont ces efficacités (variables généralement connues) qui sont utilisées lors de la calibration. La méthode du « chopper wheel  » (voir la Sect. 2.2) corrige, là encore, le signal reçu des émissions dues à l’antenne mais ne corrige le signal reçu que d’une partie des émissions dues à la chaîne de détection. En effet, certains signaux parasites provenant des détecteurs suivent le même chemin que le signal du ciel et sont donc eux aussi réfléchis de multiples fois en subissant des transformations dans la 1En effet, comme décrit plus haut, d’autres molécules que la vapeur d’eau, présentes dans l’atmosphère, peuvent aussi absorber du rayonnement. Une absence de vapeur d’eau dans l’atmosphère ne signifie donc pas une transmission du signal céleste au sol de 100 %, mais reste toutefois supérieure à 95% à 225 GHz chaîne électronique. Ces perturbations sont donc extrêmement difficiles à corriger. On peut les atténuer via l’utilisation d’absorbants (filtres) ou les rediriger en dehors de l’axe optique. Néanmoins certaines parties de ces signaux peuvent subsister car elles sont souvent instables dans le temps et donc incontrôlables. De même la méthode du « chopper wheel  » ne tient pas compte des erreurs de pointage ni ne corrige de l’efficacité du lobe principal de l’antenne.

La calibration des données

La majeure partie de la calibration se fait automatiquement lors des observations. Au CSO, il suffit de taper certaines commandes à intervalle de temps régulier pour que les données soit automatiquement calibrées. C’est la méthode du « chopper wheel  » qui corrige instantanément et simultanément la majeure partie des émissions polluant le signal incident. Cependant, il faut veiller à conserver un bon pointage durant toute la session d’observations pour éviter une perte du signal céleste. La position de la source étudiée dans le ciel lors des observations soit son angle zénithal est aussi un paramètre important pour éviter une trop grosse perte de signal. De plus, une fois les observations obtenues (spectres), il est préférable de leur appliquer de suite un facteur correctif correspondant à l’efficacité du lobe principal de l’antenne.

La méthode du « chopper wheel « 

Au CSO où la majeure partie des données ont été prises ( voir la Partie 1 Chap. 3), l’étalonnage des données suit un schéma classique, communément adopté d’une part par les antennes uniques au sol comme le JCMT, l’IRAM-30m, et d’autre part par les télescopes spatiaux comme Herschel (HIFI ). Il s’agit d’utiliser la technique dite du « chopper wheel « . Concrètement, cette méthode consiste à comparer les émissions de diverses sources (chaude et froide) prises comme références. Ces émissions sont assimilables à des émissions de corps noirs correspondant à une certaine température T. La comparaison de ces émissions n’est possible qu’avec un élément mobile qui dirige successivement le signal des sources étalons vers les détecteurs. Précisément, la méthode du « chopper wheel  » va comparer la température d’une source chaude (Thot) avec celle d’une source froide (Tcold) puis avec la température du ciel « vide ». La source chaude est généralement un absorbant qui émet (sous forme de corps noir) à la température de la cabine où se déroulent les observations tandis que la source froide est une deuxième source dans la cabine à la température de l’azote liquide(Tcold = Tazote) ou à défaut une position sans émission de sources astrophysiques sur le ciel (« vide »)2. La comparaison entre les signaux reçus de la source froide et de la source chaude d’une part, de la position de la source et d’une position adjacente (ciel « vide ») d’autre part permet d’étalonner complètement le système et de déduire la température d’antenne T∗A. Les hypothèses importantes qui sont faites dans cette méthode, telle qu’elle est mise en oeuvre au CSO sont les suivantes (voir la documentation sur la calibration au CSO 3 et à l’IRAM-30m4) :
– Les bandes signal et image ont les mêmes gains
– La température de la source chaude est égale à celle de l’atmosphère qui est aussi égale à celle du sol
– On se place dans l’approximation Rayleigh-Jeans (hν <<kbT)
Il faut noter que la contribution de l’atmosphère (qui atténue le signal céleste d’un facteur exp −τZA=0(225)A avec A, la masse d’air telle que, à une élévation (el) donnée on ait : A = 1/sin(el) et avec une opacité à 225 GHz au zénith τZA=0(225), définie (pour ν =225 GHz) par l’Eq. 2.1) augmente très rapidement avec la fréquence. Aux hautes fréquences, la transmission est également très sensible à la quantité de vapeur d’eau. La forte absorption atmosphérique empêche toute observation dès que la quantité totale de vapeur d’eau dépasse 1 mm.
Aux fréquences élevées, l’hypothèse Rayleigh-JeansOn notera que dans les domaines radio, on a souvent recours à l’approximation de Rayleigh-Jeans : hν << kbT. On parle alors de la loi de Rayleigh-Jeans ou de la loi de Planck en convention Rayleigh-Jeans(BRJν (T)) qui s’écrit : BRJ(T) = 2ν2kbT , et J (T) = T. (2.2) ) habituellement faite dans le domaine millimétrique devient moins bonne. Il est alors nécessaire de corriger les données à la main pour obtenir une meilleure échelle de température. Pour connaître précisément la valeur de ce facteur correctif, nous utilisons un programme disponible au CSO contenant les dernières mises à jour du modèle d’atmosphère ATM (voir Cernicharo et al. 1985 et la thèse de D. Pardo 1996). La Fig. 2.2 présente les facteurs correctifs à appliquer aux observations en fonction de l’angle au zénith (ZA soit aussi de l’élévation)et en fonction de τ225,ZA pour les fréquences suivantes : 345 GHz, 492 GHz, 691 GHz et 806 GHz. Ces figures découlent directement du programme ATM.

Correction de l’efficacité du lobe principal

Un couplage du diagramme de rayonnement du télescope avec la distribution de brillance de la source est un paramètre important. En effet, la stratégie de calibration est valide pour une distribution de brillance uniforme (ciel « vide »). Pour des distributions de brillance plus structurées, il est nécessaire de prendre en compte ce couplage (voir les valeurs répertoriées dans la Table 2.1). Si la source est ponctuelle ou de taille inférieure à celle du lobe principal, θmb, alors un facteur correctif prenant en compte le couplage doit être appliqué. On utilise l’efficacité du lobe principal, ηmb. Nous corrigeons les spectres en les multipliant par la valeur 1/ηmb. Les observations (en unité T∗A) sont ainsi converties en unité de lobe principal (Tmb). Les spectres résultant sont présentés dans la Partie 1 Chap. 3. La Table 2.1 donne les valeurs des efficacités ηmb du CSO à 230 GHz, 345 GHz, 492 GHz, 691 GHz et 806 GHz (fréquences observées, voir l’introduction).
Si la source est de taille supérieure à θmb, et en particulier comparable à celle des lobes d’erreur, il est impossible de déterminer un facteur de couplage simple sans connaître la distribution précise de la température de brillance de la source. Cependant, l’influence des lobes d’erreur peut être diminuée suivant des techniques décrites en détails dans la thèse de D. Teyssier (2002).

Calibration des données interféromètriques

Un certain nombre de problèmes apparaissent lorsqu’il s’agit de calibrer des données pro-venant d’un interféromètre. L’interférométrie utilise des techniques bien spécifiques (voir la Partie 1 Chap. 1) et la calibration des données qui en découle doit être réalisée avec une grande attention. Les problèmes rencontrés sont très particuliers. Non seulement les données sont contaminées par toutes les sources décrites dans la Sect. 2.1 mais en plus, en additionnant les signaux venant d’un réseau d’antennes, d’autres sources de contamination apparaissent. Les principes de base de fonctionnement d’un interféromètre ainsi que la description de ses principaux organes sont expliqués dans la Partie 1 Chap. 1. Ayant observé une de nos sources (IC 10, voir la Partie 3 Chap. 11) avec l’interféromètre de l’IRAM-PdB, nous détaillons dans ce qui suit la calibration liée à cet instrument. D’autres interféromètres peuvent avoir des éta-lonnages légèrement différents de ceux utilisés pour l’IRAM-PdB mais les principes de base de cette calibration restent très similaires.
La calibration de données interférométriques peut être décomposée en quatre étapes prin-cipales : la calibration de la bande passante (en fonction de la fréquence), de la phase (en fonction du temps), la calibration en amplitude (en fonction du temps) et enfin, en flux (cali-bration absolue). Les images obtenues à partir des données calibrées sont présentées dans la Partie 3 Chap. 11 (noyau de la galaxie IC 10 et deux autres positions dans cette source).

Calibration de la bande passante

Calibrer « totalement » la bande passante d’un interféromètre revient à corriger la bande passante, des effets de l’atmosphère et des émissions polluantes liées à l’instrument de détec-tion (celles dues aux lignes de base joignant les diverses antennes utilisées et celles liées aux antennes elles-mêmes). Pour cela, il faut étalonner l’efficacité totale (gain) de l’instrument en fonction de la fréquence (on fait l’hypothèse que les propriétés de la bande passante ne varient alors pas en fonction du temps). Pour corriger les effets atmosphériques, on utilise une source de rayonnement continuum très intense aux longueurs d’ondes radio (quasar) qu’on observe plusieurs fois durant la session d’observation. Pour corriger la contribution liée à l’instrument, on utilise le signal d’une source de bruit blanc connue qu’on fait passer dans la chaîne de dé-tection. Les détails de la calibration de la bande passante sont reportés dans le rapport de conférences de l’école d’été d’interférométrie de l’IRAM.

Calibration de la phase

Plusieurs effets doivent être estimés : l’erreur commise sur la détermination de la longueur des lignes de base joignant les antennes (géométrie de l’interféromètre), les fluctuations de phase introduites par l’atmosphère, la contribution des antennes (via la dégradation ou la stabilité du pointage) et les déviations de la phase dues à l’électronique. Pour calibrer les données en phase et tenir compte de tous ces effets, on fait l’hypothèse que la calibration de la phase n’est que fonction du temps. On utilise une procédure standard à tous les interféro-mètres : un calibrateur (source ponctuelle) est observé pendant quelques minutes toutes les 20-30 minutes. Un ajustement de la courbe en gain déduite des observations du calibrateur est alors effectué. Puis, on se sert de cet ajustement pour calibrer les données (voir le rapport de conférences de l’école d’été d’interférométrie de l’IRAM ).

Calibration en amplitude

La calibration en amplitude est essentiellement reliée à l’estimation (pour chaque antenne) des effets de l’atmosphère comme décrits dans la Sect. 2.1. Cette calibration est effectuée en fonction du temps. Pour l’interféromètre de l’IRAM-PdB, la calibration de chaque antenne est réalisée en temps réel mais peut être à nouveau effectuée à posteriori. Pour chaque antenne, on estime la contamination de l’atmosphère (température de calibration) grâce aux températures de sources chaude et froide connues et du signal reçu d’une source ponctuelle (quasar). On établit alors une température du système interférométrique proportionelle à la température de calibration de chaque antenne (tenant compte, entre autre, de la contribution respective (gain) de chacune d’elle).

Calibration en flux

Il est extrêmement difficile, voire impossible de mesurer directement les flux absolus émis par les sources étudiées. En effet, de multiples contaminations du signal peuvent modifier TAB. 2.2 – Flux des sources ponctuelles utilisées dans la calibration en flux à l’IRAM-PdB (pour plus de détails, voir le rapport de conférences de l’école d’été d’interférométrie de l’IRAM ). Ces deux radio sources sont associées à des étoiles.

Les Antennes (NGC 4038 et NGC 4039) :

Cette paire de galaxies (voir la Fig. 3.1) très bien connue est l’un des exemples le plus proche l’intéraction de deux galaxies spirales riches en gaz. Les diamètres de chacune de ces galaxies sont estimés à 5.9’×3.2’ pour NGC 4038 et à 3.1’×1.6’ pour NGC 4039, ces valeurs sont issues de la base de données de la NASA (NED1). Avec un décalage vers le rouge (z ou « redshift « ) de z = 0.00548 (Lauberts & Valentijn [1989]), et utilisant H0 = 75 kms−1 Mpc−1, Wilson et al. [2000] ont déduit une distance des Antennes de D = 19 Mpc. Plus récemment, la distance des Antennes a été révisée par Saviane et al. [2004]. Ils ont estimé une distance de 13.8 ± 1.7 Mpc, valeur dorénavant adoptée ici. Ces galaxies en interaction ont été également simulées par le fameux modèle à N-corps de Toomre & Toomre [1972]. Ces derniers ont ainsi apporté la preuve que des caractères morphologiques comme les queues de marée pouvaient être dûes à de fortes interactions entre galaxies rapprochées. Ainsi, les Antennes représentent une occasion unique d’étudier ce phénomène. Une récente activité de formation d’étoiles a été mise en évidence dans la zone de la fusion. Par ailleurs, cette paire de galaxies est également classifiée comme galaxie infrarouge lumineuse puisqu’elle a une luminosité en infrarouge lointain (FIR) de 4.6×1010 L⊙ (d’après les équations de Sanders & Mirabel 1996 et les données à 60 µm et à 100 µm issues du satellite IRAS (Soifer et al. 1989)). Pour mieux comprendre l’interaction entre ces deux galaxies, beaucoup d’observations ont été effectuées sur une vaste gamme de longueurs d’onde.
Nous récapitulons ici les observations des raies de CO, détections les plus pertinentes pour notre étude. Stanford et al. [1990] ont identifié par des observations de la raie de 12CO(1-0), trois grandes concentrations de gaz moléculaire : une dans chacun des deux noyaux (NGC 4038 et NGC 4039) et une autre, plus massive, dans la région où les deux galaxies interagissent. D’autres données en 12CO(2-1) et en 13CO sont rapportées dans Aalto et al. [1995], alors que Wilson et al. [2000] présentent une carte des Antennes à haute résolution angulaire obtenue avec l’interféromètre OVRO 2 en 12CO(1-0). On a estimé que toute la masse de gaz moléculaire de ce système est de M (H2) = 1.5 × 1010 M⊙ (Gao et al. 2001 ; pour D=20 Mpc).
La raie [CII] a été également observée dans les Antennes par Nikola et al. [1997] utilisant le télescope aéroporté KAO 3. Une carte de l’hydrogène à 21cm est présentée par Mahoney et al. [1984] tandis qu’une carte à haute résolution de HI de NGC 4038/39 a été obtenue par Hibbard et al. [2001] améliorant les travaux de van der Hulst [1979] sur la cinématique et la répartition de l’hydrogène neutre dans les Antennes.
Dans le cadre de cette thèse, nous avons étudié plus particulièrement deux positions dans cette galaxie : NGC 4038, le noyau de la galaxie située le plus au nord et une position appelée dorénavant “Overlap” qui correspond à la zone d’interaction mais aussi à la position de la concentration en gaz moléculaire la plus massive, non loin du noyau de NGC 4039 (les coordonnées des positions centrales observées pour NGC 4038 et Overlap sont énumérées dans la Table 3.1) et qui correspond aussi au maximum de l’émission en IR moyen (données IR obtenues par Wilson et al. 2000).
Pour ces deux positions (NGC 4038 et Overlap), nous présentons les spectres en émission de la raie de structure fine du carbone atomique [CI](3P1-3P0) (spectre qui provient de Gerin & Phillips 2000 mais qui a été de nouveau analysé) et des raies rotationnelles du monoxyde de carbone 12CO(2-1), 12CO(3-2), 13CO(3-2), 12CO(4-3), 12CO(6-5) et 12CO(7-6) (voir les Figs. 3.2 et 3.3). Une carte de spectres de NGC 4038 pour la raie de 12CO(3-2) est présentée par la Fig. 3.4. Cette carte montre différentes positions observées dans NGC 4038, dont les coordonnées sont exprimées en arcsec par rapport au centre (0″,0 ») (voir la Table 3.1 pour la position centrale).

Arp 220 :

Arp 220 (voir la Fig. 3.5) est la galaxie IR Ultra-Lumineuse (ULIRG) la plus proche, et par conséquent la plus étudiée. Sa distance a été estimée par de Vaucouleurs [1991] (en utilisant H0 = 70 kms−1Mpc−1) à 77 Mpc. Les diamètres de cette galaxie sont de 1.5’× 1.2’ (d’après la base de données NED). Arp 220 a deux noyaux, vus en radio et en IR proche [Graham et al., 1990, Condon et al., 1991], séparés par ≈ 0.9” [Scoville et al., 1998a]. L’origine de l’intense émission en IR lointain d’Arp 220 a été fortement discutée : les observations à haute résolution angulaire (interférométrie à très longue base : VLBI 4) effectuées par Smith et al. [1998] mettent en évidence le fait que l’émission radio du noyau situé au nord-ouest provient d’une flambée de formation d’étoiles. Heckman et al. [1987] ont montré l’existence d’énormes filaments de Hα suggérant aussi une forte activité de flambée de formation d’étoiles. Mais les propriétés optiques et IR proche d’Arp 220 sont aussi expliquée par la présence d’un noyau actif de galaxies (NAG ou AGN) entouré d’un disque de poussières. La fraction de la luminosité IR due à l’AGN dans Arp 220 est donc encore discutée à l’heure actuelle.
Les raies de 12CO(1-0) et de 12CO(2-1) ont été précédemment observées par Young et al. [1984], Sanders & Mirabel [1985], Scoville et al. [1986a,b], Casoli et al. [1988], Solomon et al. [1990], Scoville et al. [1991], Rigopoulou et al. [1996], Scoville et al. [1997], Taniguchi & Ohyama [1998], Evans et al. [1999], Mauersberger et al. [1999], Wiedner et al. [2002]. La masse de gaz moléculaire du noyau calculée par Lisenfeld et al. [2000] est estimée à M (H2) = 4.2 × 1010 M⊙. Le carbone atomique dans Arp 220 a été détecté par Gerin & Phillips [1998, 2000]. On a aussi observé cette galaxie les émissions des raies de CN et de HNC (Aalto et al. 2002).
L’émission radio continuum à 21 cm (1.4 GHz) a été obtenue avec une résolution angulaire élevée (≈ 0.22″) par Mundell et al. [2001] qui ont également détecté la raie en absorption de l’hydrogène neutre.
Dans cette étude, pour la galaxie Arp 220, nous avons de nouveau analysé les spectres en émission des raies de [CI](3P1-3P0) et de 12CO(3-2) présentés dans Gerin & Phillips [1998](Fig. 3.6). Ces spectres ont été obtenus pour la position centrale (noyau) d’Arp 220 (voir les coordonnées du centre (0″,0) dans la Table 3.1).

IRAS 10565+2448 :

IRAS 10565+2448 (voir la Fig. 3.22) se compose de deux galaxies interagissant l’une sur l’autre avec une séparation angulaire estimée à 8”, ce qui correspond à environ 6.7 kpc. La galaxie compagnon semble être moins lumineuse que la galaxie principale [Scoville et al., 2000]. Une troisième galaxie et des queues de marée sont vues au nord-est de la galaxie principale mais hors du champ de vue des images issues de NICMOS [Murphy et al., 1996]. Les références de décalage vers le rouge (z ou « redshift « ) en optique proviennent de Kim et al. [1995] pour l’objet le plus à l’est et de Strauss et al. [1992] pour l’objet au nord-est. Ici, nous adoptons pour IRAS 10565+2448 la distance de 172 Mpc qui a été estimée par Glenn & Hunter [2001]. Avec la résolution du télescope Arecibo5 (3.6’), Mirabel & Sanders [1988] ont montré que le profil de la raie HI présente à la fois de l’émission et une très forte absorption. La source principale en optique et en IR proche montre également une intense raie de Br γ [Goldader et al., 1995] et des spectres typiques de régions HII [Armus et al., 1989, 1990, Veilleux et al., 1995]. Dans le domaine centimétrique, l’émission est très étendue et présente un coeur non thermique et non résolu.
Les raies de CO ont été mesurées par Downes & Solomon [1998], Glenn & Hunter [2001].

Réduction et Calculs préliminaires

Les spectres présentés dans le chapitre précédent sont des spectres réduits et non pas des spectres bruts (directement issus des observations). En effet, ces spectres ont tous subis des traitements pour optimiser leur rapport signal sur bruit (S/B) afin que, leur analyse devienne possible. Ainsi, ils ont tous été, dans un premier temps, calibrés suivant les méthodes exposées dans la Partie 1 Chap. 2 Sect. 2.2 (on notera que le changement d’unité T∗A en Tmb n’a pas été effectué tout de suite, cf. ci-dessous). Ensuite, un logiciel adapté à la réduction et à l’analyse des observations dans les domaines millimétrique et submillimétrique a été employé sur chaque détection. Ce logiciel s’appelle GILDAS1 et est développé par l’IRAM.
Précisément, GILDAS a permis de combiner ensemble des spectres provenant des diverses sessions d’observations et de les lisser c’est-à-dire de dégrader leur résolution spectrale (réso-lution ≈ 10 kms−1 pour les spectres finaux présentés dans la Partie 1 Chap. 3). Puis, on a transformé les spectres ainsi obtenus en unité Tmb puisque jusqu’à présent, ils etaient exprimés en T∗A (voir les valeurs de ηmb indispensables à ce changement d’unité, répertoriées dans la Table 2.1 présentée dans la Partie 1 Chap. 2). A partir de ce logiciel, on a également soustrait à chaque spectre une ligne de base de degré variable (1 à 3) suivant la forme du spectre. Puis, un ajustement gaussien a pu être appliqué quand le rapport S/B était significatif (voir la courbe grise sur les spectres présentés dans les Figs. 3.2 à 3.63). Malheureusement, certains spectres (par exemple la raie 13CO(3-2) dans Overlap (voir la Fig. 3.3), la raie 12CO(7-6) dans M 51 (voir la Fig. 3.25), dans NGC 891 (voir la Fig. 3.45) et dans NGC 1068 (voir la Fig. 3.48)) n’ont pas pu être ajustés par une loi gaussienne malgré un temps d’intégration important (trop faible rapport S/B) ou à cause de la forme de la raie qui ne correspondait pas à une fonction de Gauss.
L’ajustement gaussien est la clé qui va nous permettre de déduire (via les modèles) les propriétés physiques des noyaux de galaxies de notre échantillon (température cinétique, den-sité du gaz, rapport d’abondance,…). Ces paramètres, essentiels à la compréhension de la formation des étoiles dans les noyaux de galaxies, sont indirectement contenus dans les carac-téristiques propres de chaque raie détectée. En effet, chacune nous apporte des informations sur la physique et la chimie du milieu dans lequel elle se trouve. Multiplier les détections dans diverses raies permet ainsi de collecter des informations complémentaires permettant une description de plus en plus complète du MIS. Pour chaque détection, les ajustements gaussiens nous fournissent précisément : le maximum d’intensité (en K) de la raie, sa largeur à mi-hauteur (FWHM) (en kms−1), son aire intégrée (A en Kkms−1), l’estimation du rms et les erreurs commises sur toutes ces valeurs. Il faut cependant remarquer que d’autres mé-thodes peuvent être utilisées pour estimer tous ces paramètres, par exemple, si les profils des raies n’ont pas une forme gaussienne, on peut utiliser une autre fonction de type carrée.
C’est à partir de l’aire intégrée (A) de la raie que nous avons calculé l’intensité (I en Wm−2sr−1) et le flux (F en Wm−2) de cette même raie en utilisant les formules suivantes : I = 2 × kb × ν3 × A (4.1)
I(Wm−2sr−1) = 1.02 × 10−18 × ³ GHz ´ × µ Kkms−1 ¶ (4.2)
où c est la vitesse de la lumière, ν, la fréquence de la raie détectée (en GHz) et A, l’aire intégrée (en Kkms−1). Pour calculer le flux F (en Wm−2), nous avons multiplié I (en Wm−2sr−1) par l’angle solide formé par le lobe principal de l’antenne du CSO : Ω(θmb) (en sr) défini par : Ω(θmb) = 1.133 × θmb2 × 1 sr (4.3).

Table des matières

 I. Les Observations
1 Le fonctionnement des radiotélescopes 
1.1 Un radiotélescope à antenne unique (single dish)
1.2 Un interféromètre (plusieurs antennes uniques travaillant simultanément)
1.3 Conclusion
2 La calibration des données en radioastronomie 
2.1 Les sources de pollution
2.2 La calibration des données
2.3 Calibration des données interféromètriques
2.4 Conclusion
3 Présentation des observations – L’échantillon de galaxies 
3.1 Les Antennes (NGC 4038 et NGC 4039)
3.2 Arp 220
3.3 Centaurus A
3.4 Henize 2-10
3.5 IC 10
3.6 IC 342
3.7 IRAS 10565+2448
3.8 M 51
3.9 M 82
3.10 M 83
3.11 Markarian 231 (Mrk 231)
3.12 NGC 253
3.13 NGC 891
3.14 NGC 1068
3.15 NGC 3079
3.16 NGC 4736
3.17 NGC 6090
3.18 NGC 6946
3.19 Résumé des caractéristiques de notre échantillon
4 Le traitement des données – Les contraintes des modèles 
4.1 Réduction et Calculs préliminaires
4.2 Comment comparer les spectres ?
4.3 Les contraintes des modèles : les rapports de raies
4.A Tableaux de valeurs des raies détectées
5 Les taux de refroidissement observés du C et du CO 
5.1 Les taux de refroidissement observés pour chaque galaxie
5.2 Discussion
II. Les modèles
6 L’analyse ETL 
7 La modélisation LVG 
7.1 Description du modèle LVG
7.2 Procédure d’ajustement du modèle LVG aux observations – Détermination du meilleur modèle
7.3 Résultats obtenus sur notre échantillon de galaxies
7.4 Résumé des modèles LVGs
8 Les modèles PDRs 
8.1 Description du modèle PDR
8.2 Procédure d’ajustement des modèles PDRs aux observations
8.3 Résultats obtenus sur notre échantillon de galaxies
8.4 Résumé et discussion des modèles PDRs
III. Perspectives – Etude multi longueurs d’ondes
9 La comparaison des émissions mm/submm du gaz avec l’émission FIR des poussières
9.1 Les données
9.2 Comparaison entre émissions du gaz et des poussières : corrélations ?
9.3 Discussion
9.4 Conclusions
10 Et avec l’émission IR moyen des PAHs ? 
10.1 Contexte
10.2 Comparaison
10.3 Interprétations
10.4 Conclusions
11 Et à haute résolution ? 
11.1 Contexte
11.2 Observations à haute résolution
11.3 Conclusions
Conclusions
Annexe
A Article publié 
B Articles soumis/en préparation 
Bibliographie

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