Avant-plans Galactiques

Marc-Antoine Miville-Deschênes

Institut d’Astrophysique Spatiale

Avant-plans entre 10 et 300 MHz

• Emission radio-fréquence terrestre / ionosphère• Synchrotron Galactique (~70%)• Sources Extragalactiques (~29%)• Free-free Galactique (~1%)• Free-free extra-galactique• Ces émissions d’avant-plan sont 4-5 ordres de

grandeur plus brillants que le signal 21 cm EOR.• Brillance des avant-plans augmente vers les

basses fréquences (i.e. grands z)

Emission synchrotron à 408 MHz

Haslam 1982

Synchrotron

• La température de brillance du synchrotron dépend directement de la distribution d’énergie des électrons.

• Tout comme B, cette distribution varie spatialement étant donné que la densité d’électrons varie en fonction des perturbations des SN, vents OB…

• On attend donc des variations spatiales de Tb et de Beta

Variation de l’indice spectral synchrotron

Banday & Wolfendale 1991

Variations spatiales Variations spectrales

Indice spectral du synchrotron• Observation par WMAP de la

cassure du spectre attendue étant donnée le spectre d’énergie des électrons

• Très peu de choses sont connues sur les variations spectrales du synchrotron dans le domaine LOFAR

• Projet en cours à Westerbork pour mesurer le spectre synchrotron entre 120 et 180 MHz

Beta : 408 MHz et 1.2/2.3 GHz

Beta : 408 MHz et 23 GHz (WMAP)

Modélisation des avant-plans pour LOFAR / SKA

• Le spectre d’émission et le spectre de puissance des émissions Galactiques sont très lisses

A

Synchrotron

335 K 2.8 0.1 2.4

Free-free 34 K 2.15 0.01 3.0

Spectre de puissance à 140 MHz

Santos et al. 2005

Santos et al. 2005

Synchrotron

Free-free galactique

Fond radio

Free-free X-gal

21 cm EOR

CMB

Séparation des composantes

• Fit polynomial log-log des avant-plans

• Le spectre lisse des avant-plans permet l’extraction du signal EOR

Wang et al. 2006

Séparation des composantes

• Avant-plans d’autant mieux soustraits que la résolution spectrale est bonne.

• Résidu d’avant-plans à grande échelle

Wang et al. 2006

Contaminations possibles

• Variations à haute fréquence du spectre synchrotron– L’émission Galactique radio n’a jamais été

observée avec une aussi grande résolution spectrale

– Des structures dans le spectres nécessitent de la structure dans le spectre d’énergie des électrons (cohérente sur toute la ligne de visée). Peu probable

• Raies de recombinaison de l’hydrogène et du carbonde

• Calibration imparfaite des antennes

Raies de recombination radio

• Raie étroite (3 kHz) tout les 1-2 MHz• Aucune mesure à haute latitude et aux

fréquences LOFAR.– RRLs de l’hydrogène observées dans le plan

par Roshi (2000) - pas de détection à b>3.– RRLs du carbone détectées près de régions

de formation d’étoiles (Payne et al. 1989)

• Estimation de l’intensité des RRLs de l’hydrogène à partir de l’émission Halpha– Intensité à haute latitude devrait être

négligeable.

• RRL d’autres galaxies ?

Payne et al. 1989

Polarisation• Potentiellement intéressant pour la cosmologie

– Effet Zeeman de la raie à 21 cm : peu probable– Diffusion Thomson dans l’IGM (Babich & Loeb, 2005)

• Séparation des composantes plus complexe car variation spectrale du synchrotron Galactique (rotation Faraday)

• Problème de calibration– Couplage instrumental entre l’intensité totale et le flux polarisé– Variation de la réponse en polarisation en fonction de l’angle

d’observation– Lobes secondaires importants

Synchrotron polarisé

1.4 GHz, 24x9 deg dans le plan Gal., Shukurov & Fletcher, 2006

Intensitétotale

Intensitépolarisée

Polarisation galactique

349 MHz, Westerbrock, 5’ resolution (Haverkorn et al. 2003)

Intensité totale Intensité polarisée

Rotation Faraday et Champ Magnétique

Rotation Measure

Rotation de l’anglede polarisation parrotation Faraday

Emission MeasureDetermination du champ magnétiqueà partir de la variation spectrale del’angle de polarisation et une estimationde ne (Halpha)

Conclusion

• Principales émissions d’avant-plan : Synchrotron– 4-5 ordres de grandeur plus brillant que l’émission 21 cm– Spectre d’émission lisse (projet en cours pour le vérifier)– Soustraction dans l’espace des fréquences (baseline

removal) est efficace si la résolution spectrales est < 100 kHz

• Sources de structures spectrales– Variation de l’indice spectral du synchrotron (peu probable)– Raies de recombinaison : jamais observée à haute latitude

mais estimations permettent d’être optimiste - à vérifier– Mauvaise calibration des antennes: possible contamination

de l’intensité par la polarisation

• Champ magnétique Galactique– L’émission synchrotron (intensité totale et polarisation) est

un outil très puissant pour l’étude du champ magnétique Galactique.