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Modélisation 3D de la structure du milieu interstellaire de la Voie Lactée

par Edith Burgey -

Encadrants :

  • Montillaud Julien
    Tél. : +(33) 03 81 66 69 25
    Mél : Julien.Montillaud chez obs-besancon.fr
  • Robin Annie
    Tél. : +(33) 03 81 66 69 41
    Mél : Annie.Robin chez obs-besancon.fr

Description du sujet :

L’avènement des grands relevés astronomiques couvrant tout le ciel et dans pratiquement tous les domaines du spectre électromagnétique permet désormais de connecter deux champs majeurs en astrophysique : (i) l’étude de l’évolution des galaxies, traditionnellement fondée sur l’observation extragalactique où la formation des étoiles est décrite globalement, et (ii) celle des processus de formation stellaire qui s’appuie en grande partie sur l’observation du milieu interstellaire à petite échelle de la Voie Lactée. L’extensivité des données disponibles (2MASS, WISE, Planck) ou à venir prochainement (Gaia) permet d’étudier la Voie Lactée dans son ensemble, i.e. en tant que galaxie, à un niveau de détail inaccessible dans les autres galaxies.

Cependant, du fait de notre position à l’intérieur du disque de la Voie Lactée, déterminer la structure de notre Galaxie nécessite la mise en oeuvre d’outils de modélisation. Le modèle de populations stellaires de Besançon (Robin et al. 2003, 2012, 2014), leader mondial dans ce domaine, permet de déterminer les principales caractéristiques de la structure de la Voie Lactée en modélisant la distribution en trois dimensions (3D) des étoiles, et en la comparant aux propriétés statistiques des données issues des grands relevés astronomiques.
Une autre composante de la Galaxie peut être utilisée pour sonder sa structure : la poussière interstellaire. Elle ne représente qu’environ 1 % de la masse du milieu interstellaire (MIS), mais joue un rôle crucial dans la majorité des mécanismes d’évolution du MIS et de la formation des étoiles. On l’observe en extinction, parce qu’elle absorbe et diffuse la lumière des étoiles, et constitue à ce titre l’obstacle majeur à l’observation des étoiles de notre Galaxie. Elle est également observée en émission, car du fait de sa température ( 10-100 K) elle rayonne approximativement comme un corps noir aux grandes longueurs d’ondes (IR moyen à lointain), constituant ainsi une des meilleures observables des régions de formation stellaire.

Nous développons actuellement à UTINAM un modèle de distribution 3D de la poussière interstellaire dans la Voie Lactée. Ce modèle repose sur la combinaison du modèle de populations stellaires de Besançon, pour calculer la densité de rayonnement dû aux étoiles en chaque point de la Galaxie, avec le modèle DUSTEM (Compiègne et al. 2011), qui permet de calculer l’extinction et l’émission d’une population de grains de poussière. La stratégie de notre étude consiste à utiliser notre modèle 3D pour calculer des cartes du ciel de l’émission et de l’extinction de la poussière à comparer aux données des grands relevés des domaines IR moyen et lointain (WISE, IRAS, DIRBE, Planck), en combinaison avec des cartes d’extinction en 3D déjà établies (Marshall et al. 2006, 2009) et à venir.

Le projet de thèse consiste à développer notre modèle et à l’exploiter pour améliorer notre connaissance de la structure et de la composition en poussière du milieu interstellaire Galactique. Les développements numériques se focaliseront (i) sur la mise en place dans le modèle d’un calcul de transfert de rayonnement hiérarchique permettant de tenir compte de la structure fragmentée du MIS lors du calcul de l’irradiation des grains de poussière par les étoiles ainsi que lors du calcul des cartes du ciel, et (ii) sur les outils de comparaison entre les cartes du ciel calculées et les données observationnelles. Du fait du haut niveau de détail du système étudié et de l’extensivité des données disponibles, le problème est numériquement lourd. Ces développements s’inscrivent donc dans le contexte du calcul haute performance, tandis que l’exploitation des résultats nécessitera la mise en place d’outils de post-traitement et de visualisation spécifiques.

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