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3.R¶eduction des donn¶ees 29CHAPITRE 3¶ ¶LA REDUCTION DES DONNEESToutes les donn¶ees observationnelles r¶ecolt¶ees dans le cadre du programme GHASPont ¶et¶e r¶eduites avec le logiciel ADHOCw d¶evelopp¶e par J. Boulesteix. Nous nous pro-posons, aprµes un r¶ecapitulatif sur l’origine de l’¶emission du rayonnement Hfi, de suivrela proc¶edure de r¶eduction adopt¶ee en¶enum¶erant syst¶ematiquement la fonction du logi-ciel utilis¶ee entre parenthµeses. A partir des 24 interf¶erogrammes, le logiciel ADHOCwva nous permettre d’obtenir une carte monochromatique, une carte continuum, unes¶erie de cartes en longueur d’onde et un champ de vitesses. L’analyse du champ devitesses nous permettra de d¶eduire les difi¶erents paramµetres cin¶ematiques ainsi qu’unecourbe de rotation.3.1 Origine du rayonnement Hfi3.1.1 Caract¶eristiques g¶en¶eralesLe rayonnement UV d’¶energie sup¶erieure aµ 13.6 eV ¶emis par les ¶etoiles les plusmassives ionise la matiµere interstellaire environnante. Ces r¶egions d’hydrogµene ionis¶e,+ 1 + ++qui contiennent ¶egalement des ions He (P.I =54.4 eV), O (13.6 eV), O (35,1 eV),+ + ++N (14.5 eV), S (10.4 eV), S (23.3 eV) en plus faibles proportions, sont appel¶eesr¶egions HII. Ces r¶egions HII se situent principalement dans les bras spiraux, lieu depassagedesondesdedensit¶espiralequicompressentlegazmol¶eculaireprovoquantainsil’efiondrement des nuages mol¶eculaires et donc la formation de proto-¶etoiles; ce sontdonc de bons traceurs de la structure ...

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3.R´eductiondesdonne´es

CHAPITRE 3

29

´ ´ LA REDUCTION DES DONNEES

Touteslesdonn´eesobservationnellesr´ecolte´esdanslecadreduprogrammeGHASP ont´et´´eduitesaveclelogicielADHOCwde´velopp´eparJ.Boulesteix.Nousnouspro-e r `´capitulatifsurl’originedel’e´missiondurayonnementH α , de suivre posons, apres un re laproc´edureder´eductionadopt´eeene´nume´rantsyste´matiquementlafonctiondulogi- cielutili´entreparenthe`ses.Apartirdes24interf´erogrammes,lelogicielADHOCw see va nous permettre d’obtenir une carte monochromatique, une carte continuum, une ´rie de cartes en longueur d’onde et un champ de itesses. L’analyse du champ de se v vitessesnouspermettraded´eduirelesdiff´erentsparame`trescin´ematiquesainsiqu’une courbe de rotation.

3.1 Origine du rayonnement H α 3.1.1Caract´eristiquesg´en´erales LerayonnementUVd’e´nergiesupe´rieurea`13.6eV´emisparlese´toileslesplus massivesioniselamati`ereinterstellaireenvironnante.Cesre´gionsd’hydrog`eneionise´, quicontiennente´galementdesionsHe + (P.I 1 =54.4 eV), O + (13.6 eV), O ++ (35,1 eV), N + (14.5 eV), S + (10.4 eV), S ++ (23.3eV)enplusfaiblesproportions,sontappel´ees r´egionsHII.Cesr´egionsHIIsesituentprincipalementdanslesbrasspiraux,lieude passagedesondesdedensit´espiralequicompressentlegazmol´eculaireprovoquantainsi l’effondrementdesnuagesmol´eculairesetdonclaformationdeproto-´etoiles;cesont doncdebonstraceursdelastructurespiraleetdelaformationstellairer´ecente.Les ´etoilesexcitatrices,detypeOB,ontunetempe´ratureeffective(tempe´ratureducorps noirquirayonneraitglobalementlamˆeme´energie)compriseentre25000et50000K, unemassesupe´rieurea`10M J ,etunedure´edevieinfe´rieure`a10 7 ans.Lesr´egions HIIobservablesontunefaibledensite´e´lectronique(quelques´electronsparcm 3 ) et une massepouvantallerjusqu’a`10 4 M J , une dimension de l’ordre de la centaine de parsecs etunetempe´raturee´lectroniquede10000K(temp´eratured’agitationdeselectrons).Le ´ milieuenvironnantcesr´egionsHIIe´tantfroid(100K),cesn´ebuleusessontenexpansion

1 pour Potentiel de Ionisation

. nees 3Re´ductiondesdon´

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`aunevitessedel’ordredeladizainedekm/s.Ilexistee´galementdesr´egionsHIIultra- compactes ( d’une dimension de l’ordre de 0.1 pc pour une masse moyenne de 0.1M J etunedensite´del’ordrede10 3 e − cm − 2 ),enfouiesauseindesnuagesmole´culaires,qui repre´sententlapremi`erephased’unere´gionHIIetquisontobservablesseulementen radioouenIR.Al’inte´rieurdesr´egionsHII,lesprotonsetlese´lectronsserecombinent pourformerunatomedansun´etatexcite´quivaredescendresurl’´etatfondamental partransitionsspontan´eesen´emettanttouteunese´riedephotonsdelongueursd’onde diff´erentes,notammentlaraieH α .L’´emissionH α quenousde´tectonsprovientd’une partdecesr´egionsHIImaisaussid’uneautresource:l’e´missiondiffuse.

3.1.2Legazdiffusionise´ Legazdiffusionis´e(GDIensuite)estreconnucommee´tantunconstituantmajeur du milieu interstellaire depuis les travaux de Kulkarni & Heiles, 1988, et de Reynolds, 1990etavaite´t´emisene´videnced`es1971parMonnetdanslesr´egionsinter-bras. Lescaract´eristiquesphysiquesdecemilieusontaujourd’huiconnues:avecuneden- sit´edel’ordrede0.1e − /cm 3 ,leGDIsepre´sentesousformedefilaments,bouclesou coquilles, notamment au sein du halo. Mais l’origine de l’ionisation et les processus dechauffageduGDInesontpasencoreclairementexplique´s.Laphotoionisationdu GDIparlesphotonsUVquis’´echappentdesr´egionsHIIestprobablementleprocessus essentiel (Comte & Monnet, 1974 ; Dettmar, 1998), mais d’autres processus doivent ˆetreinvoque´spourexpliquercertainescaracte´ristiquesspectralesdel’e´missiondiffuse (commel’implicationduchampmagne´tique,Birk&Lesch,1998;lachutedeneutri- nos,Sciama,1991,laphasederefroidissementduphe´nom`enedelafontainegalactique, l’´energiecin´etiqueproduiteparleschocscommelessupernovae).Lesre´gionsdeGDI setrouvant`adesdistancessupe´rieuresaukpcdes´etoilesOB,celan´ecessitequeles photonsionisantspuissenttraverserlemilieuinterstellairecequiestre´alisabledansle casd’unere´partitionnon-homoge`nedesnuagesquientraıˆneunecertaineporosit´edu milieuinterstellaire(Dove&Shull,1994).L’´emissiondecemilieurepr´esenteentre25 et50%del’´emissionH α totale (Ferguson et al., 1996).

3.2Avanttoutechose...lespr´eliminaires Lapremiereetape(fonctionA01deADHOCw)consiste`aremplirunfichierdepa-` ´ ram`etres(.adp)absolumentne´cessairepourlasuitedesope´rations.Ilcontientdiverses informations comme : -Le nom de la galaxie. -Lesdimensionsducubededonn´eesx,y,z=256,256,24pourlesmissionsd’Octobre