Programme d'observation
du Science Team de FUSE

Abondances du deutérium (D/H) :

Une des questions fondamentales encore ouvertes de l'astronomie est de savoir si le modèle standard du Big Bang (ou ses variantes) fournit une description acceptable de l'origine et de l'évolution de l'Univers et, si oui, si l'Univers est ouvert ou fermé. Un test pour le paradigme du Big Bang consiste à mesurer les abundances des éléments légers et de leurs isotopes dans différents milieux astrophysiques et à déterminer si les valeurs mesurées sont conformes à celles prédites par la nucléosynthèse primordiale et l'évolution chimique ultérieure de l'Univers. Parmi ces isotopes, le deutérium est un traceur sensible de la densité baryonique de l'Univers chaud primordial. Le deutérium étant détruit durant l'évolution stellaire et aucun mécanisme significatif de production n'étant connu en dehors du Big Bang, on considère que son abondance dans l'Univers diminue avec le temps. Dans le milieu interstellaire local, les observations avec le Téléscope Spatial Hubble (HST) donnent des valeurs de l'abondance actuelle du deutérium de l'ordre de ~ 1,6×10^-5 (par exemple, Linsky et al. 1995, ApJ, 451, 335), mais des variations significatives ont été suggérées (par exemple, Vidal-Madjar et al. 1998). Les mesures dans les absorbants à grands décalages spectraux (z > 0,5) dans les lignes de visée de quasars sont très prometteuses pour évaluer l'abondance primordiale du deutérium. Certaines de ces observations indiquent des rapports D/H élevés, ~ 2×10^-4 (par exemple, Carswell et al. 1994, MNRAS, 286, L1; Songaila et al. 1997, Nature, 385, 137; Webb et al. 1997, Nature, 388, 250), tandis que d'autres donnent des valeurs environ dix fois plus faibles, ~ 2×10^-5 (par exemple, Tytler et al. 1997 ou Bulres et Tytler 1998). Les modèles standards d'évolution chimique ont beaucoup de difficultés pour rendre compte de plus d'un facteur 12 entre une valeur primordiale de D/H et sa valeur actuelle (voir cependant Scully et al. 1996, ApJ, 462, 960). Il est donc particulièrement important de valider ces différents résultats et d'éffectuer des mesures dans d'autres régions de la Galaxie. FUSE mesurera des abundances de deutérium en observant des raies d'absorption dans un éventail d'environnements galactiques et extragalactiques présentant des degrés variables de metallicité et différents types d'évolutions comme le milieu interstellaire local, des nuages de gaz éloignés dans le disque de la Galaxie, dans le halo de la Voie Lactée, des nuage intergalactiques et halos galactiques à faibles décalages vers le rouge (z < 0,3). Ces mesures permettront de tester les théories d'évolution chimique des galaxies et le taux résultant d'astration du deutérium. FUSE mesurera aussi les abondances d'éléments lourds comme O, Mg, S, Fe qui sont intimement liées à l'évolution chimique des galaxies. Les raies D I de la série de Lyman sont décalées de -82 km/s par rapport aux raies H I. Avec une résolution nominale de 10 km/s, FUSE pourra parfaitement séparer l'absorption de D I de celle de H I lorsque cette dernière ne sera pas trop forte. Le domaine de FUSE couvre toutes les raies de Lyman excepté Ly-alpha qui peut être observée avec HST. L'accès à un grand nombre de raies présentant une gamme étendue d'intensités permet en effet des mesures de D I et H I bien plus précises.

Propriétés du gaz chaud (O VI) :

Dans les deux dernières décennies, des efforts considérables ont été faits afin de déterminer la distribution et comprendre l'ionisation et la cinématique du gaz chaud dans la Voie Lactée. Les deux principaux moyens employés sont l'émission de rayons X et les raies d'absorption ultra-violettes, observées avec Copernicus, IUE et HST. Probablement créé par des explosions de supernovae (par exemple, Snowden et al. 1995, ApJ, 454, 643), on ne connait pas le facteur de remplissage de ce gaz chaud (T ~ 10⁶ K) dans le disque. Le halo gazeux vu en absorption est également fortement ionisé et son extension verticale typique est de 3 à 4 kpc (par exemple, Sembach et al. 1997, ApJ, 480, 216; Savage et al. 1997, ApJ). Mais on ne sait pas non plus comment il est créé et maintenu (par exemple, Shull et Slavin 1994, ApJ, 427, 784). O VI est le meilleur traceur du gaz aux températures comprises entre celles de l'émission X (10⁶ K) et celles du milieu ionisé chaud (10^4-5 K). O VI présente un pic d'abondance dans l'équilibre d'ionisation collisionelle autour d'une température de ~3x10⁵ K, et son potentiel d'ionisation élevé (114 eV) le rend très difficile à photoioniser par le rayonnement des étoiles chaudes. D'autres espèces ionisées visibles en UV, en particulier Si IV et C IV, sont abondantes à de plus basses températures et sont ionisées par le rayonnement des étoiles chaudes, leurs potentiels d'ionisation étant au-dessous du seuil de He+ à 54 eV. Le Science Team de FUSE explorera les propriétés du milieu interstellaire fortement ionisé au moyen du doublet de O VI (1031,926 Å et 1037,617 Å) le long de nombreuses lignes de visée à travers le disque et le halo galactiques. Une partie du programme O VI portera sur l'extension verticale et la répartition globale de O VI comparées aux espèces d'ionisations inférieures observables avec HST (C IV et Si IV). Par l'étude de l'extension, la distribution et la cinématique de O VI dans le disque galactique, il sera possible d'avoir une meilleure compréhension de la façon dont la matière et l'énergie sont transférées dans la Galaxie. Des observations de O VI en direction de structures à grande échelle seront obtenues (hotspots de rayon X, SNRs, coquilles H I...) afin de déterminer comment les propriétés interstellaires in situ du gaz sont modifiées par la création de ces structures.

Autres projets du Science Team :

En plus des grands programmes décrits brièvement ci-dessus, le Science Team de FUSE a identifié neuf programmes nécessitant des temps d'observation plus modestes.

1. Études de l'hydrogène moléculaire. Aucun autre instrument n'offre en même temps le domaine de longueur d'onde, la résolution spectrale et la sensibilité exigés pour observer l'hydrogène moléculaire, le plus abondant de tous les constituants du milieu interstellaire froid. Un programme en deux parties sera poursuivi :
1. Etude de lignes de visés rougies, avec les objectifs scientifiques suivants :
• Détermination des densités de colonne de H₂ et des fractions moléculaires d'hydrogène pour des lignes de visés traversant des nuages.
• Comparaison des abondances de H₂ et des fractions moléculaires avec l'extinction due à la poussière
• Extension vers de plus hautes valeurs de l'extinction A_V de la corrélation entre H₂ et CO, qui est utilisée pour estimer les masses totales des complexes moléculaires interstellaires.
• Exploration des relations entre propriétés des poussières révélées par les courbes d'extinction UV et abundances moléculaires.
2. Sondage des abondances de H₂ et de CO dans une variété d'environnements moins rougis. Les objectifs scientifiques sont les suivants :
• Mesure de la distribution des colonnes d'absorption de H₂ dans les nuages à partir desquels les températures de rotation et d'excitation peuvent être déterminées.
• Mesure de deux paramètres de l'environnement des nuages : la pression thermique du gaz et le flux UV.
2. Sondage dans l'UV lointain de galaxies de Seyfert 1 et de QSOs. Les galaxies à observer ont les spectres HST et IUE les meilleurs et les spectres X les plus favorables. Les principaux objectifs scientifiques sont les suivants :
• Déterminer la forme du continuum dans l'UV lointain ; dans la région de la limite de Lyman, c'est le test principal des modèles de spectres des disques d'accretion.
• Mesurer l'intensité de la raie d'émission O VI qui est un bon traceur de l'intensité du continu X mou, et des raies C III 977Å et N III 991Å.
3. O VI dans les "cooling flows" des amas de galaxies. Les observations X prouvent que le gaz très chaud (>10⁶ K) infiltre les noyaux des amas de galaxies. Sans chauffage continu, ce gaz se refroidit, provoquant des "cooling flows". Le gaz froid contient une grande fraction de O VI qui peut être vue en émission ou en absorption sur le continu de QSOs ou de galaxies.
4. SN 1987A. Les ejecta à grande vitesse de SN 1987A produisent un choc dans une région de faible densité H II à l'intérieur de l'anneau circumstellaire entourant la supernova. Cette interaction permet de sonder les dernières étapes de la perte de masse du progeniteur. L'émission des ions abondants à hautes températures fournit des informations sur la structure en vitesse et l'évolution du choc.
5. Restes de supernovae. Les observations de restes de supernovae avec FUSE iront de la nucleosynthèse dans les supernovae de type Ia à la physique des ondes chocs dans le milieu interstellaire. Ce programme inclura :
• Des observations de l'étoile de Schweizer-Middleditch derrière SN 1006.
• Des études des chocs non radiatifs dans Cygnus Loop.
• Des études des instabilités thermiques dans des filaments de restes de supernovae.
6. Étoiles chaudes. Les étoiles de plus de 30 masses solaires jouent un rôle important dans l'évolution chimique et dynamique de leurs galaxies parentes par leurs forts vents stellaires, les pertes de masse, les supernovae, et la rayonnement ionisant dans l'UV lointain. Les objectifs scientifiques sont les suivants :
• Affiner les théories des vents dominés par la pression de radiation et l'évolution stellaire avec perte de masse.
• Contraindre l'évolution chimique et dynamique dans divers environnements galactiques.
• Fournir un modèle pour l'étude des galaxies plus éloignées où il est seulement possible d'étudier les propriétés intégrées des agrégats stellaires.
7. Étoiles froides. Cette étude concernera des étoiles de divers types spectraux et classes de luminosité, avec les objectifs scientifiques suivants :
• Déterminer les propriétés de l'expansion des vents, particulièrement dans les étoiles les plus lumineuses et les moins actives.
• Étudier la dynamique des régions de transition, particulièrement le plasma à 300.000 K.
• Déterminer la distribution des mesures d'émission avec la température qui permet de modèliser la structure thermique des atmosphères stellaires.
• Mesurer la densité électronique dans les régions de transition, qui peut être déduite du rapport de flux des raies C III 977/1175.
8. Disques circumstellaires. La découverte de matière solide autour d'étoiles de la séquence principale a ouvert de nouveaux champs d'investigations, laissant de nombreuses questions en suspens. Les objectifs de ces observations sont :
• Identifier les constituants principaux de la composante gazeuze, en utilisant toute la gamme d'états d'ionisation dans la région UV UV lointains qui seront observés simultanément par FUSE. De plus, la haute résolution de FUSE permettra la séparation des composantes interstellaires dans certains systèmes.
• Pousser plus loin l'étude des émissions Ly-alpha détectées avec IUE dans des étoiles de Herbig Ae/Be. Ces émissions peuvent être formées par recombinaison de matière accrètée.
9. Objets du Système solaire. Les objectifs scientifiques sont :
• Les atmosphères des planètes géantes. Jupiter : FUSE recherchera la fluorescence HD pompée par les Ly-bêta solaires et déterminera si il y a une corrélation entre les bandes de Lyman et de Werner de H₂ et les Ly-alpha de la région du bulge. Saturne : mesures des émissions de l'airglow du disque.
• Aurores de Jupiter. Observations de H₂ à haute résolution pour déterminer les températures rotationnelles et cinétiques et la profondeur de pénétration dans l'atmosphère des particules aurorales.
• Tore de Io. La forme des raies d'émissions ioniques fournit des informations sur les processus de collision et le remplissage du plasma.
• Vénus. Le rapport D/H atmosphérique est exceptionnellement grand à cause du fractionnement dû à l'évaporation de l'eau et à l'évasion ultérieure de H.
• Des comètes seront observées en fonction des oportunités.

Liste précise et résumés des programmes du Science Team de FUSE.

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