Le Département d'Électronique des Détecteurs et d'Informatique pour la Physique

- Résumé : Dans ce travail, je présente les résultats d'une analyse de l'émission HI du Petit Nuage de Magellan (SMC) avec le nouvel interféromètre SKA pathfinder, l'Australian Square Kilometre Array Pathfinder (AKSAP). Ce travail se place dans le cadre de la collaboration Galactic ASKAP (GASKAP) dédié à un vaste relevé de l’émission à 21 cm de l'hydrogène atomique neutre, le HI, d’une partie du plan galactique et du système de Magellan. L'une des premières zones observées dans le cadre de ce projet fut le SMC. Les études préliminaires ont permis de découvrir l'émission 21 cm de nouvelles structures en périphérie du SMC, ainsi qu'une variabilité de la fraction du HI froid (CNM) à l'aide d'observations en absorption sur un grand nombre de sources radio. Dans ce travail, j'utilise le fait que l'émission à 21 cm permet de cartographier l'information sur les phases du HI (du CNM au WNM). J'analyse les données hyper-spectrales de l'émission de nuages individuels autour du SMC pour révéler la distribution des phases du HI dans l'espace physique et dans l'espace des vitesses. La première partie de ce travail s'est concentrée sur trois structures ayant des tailles de plusieurs centaines de pc, toutes situées dans la périphérie nord de la galaxie, et précédemment identifiées dans les données de mise en service obtenues par GASKAP. Ces structures, bien résolues par le faisceau de 30" d'ASKAP, ont été analysées à l'aide de ROHSA, un algorithme de décomposition en gaussienne qui est une technique couramment utilisée pour analyser les spectres d'émission de HI. Dans ce travail, j'utilise cet algorithme pour modéliser ces trois structures et reconstruire des cartes de chaque phase. Je trouve que chaque nuage a de grandes variations internes de leurs fractions CNM et dans certains cas une réduction de la fraction CNM à mesure qu'ils s'éloignent de la galaxie. De même, la vitesse radiale change à mesure que l'on s'éloigne de la galaxie, ce qui indique que les différentes phases se déplacent à des vitesses différentes. La deuxième partie de ce projet s'est concentrée sur la recherche de nuages HI plus petits autour du SMC qui étaient décalés d'au moins 250pc ou 20 km/s de toute autre structure dans l'espace position-position-vitesse. J'ai trouvé 31 nuages en utilisant une combinaison de méthodes de recherche automatique et de vérification humaine. Pour analyser ces petits nuages, j'ai de nouveau utilisé l'algorithme ROHSA pour isoler la structure du CNM en leur sein. En faisant l'hypothèse que ces nuages sont filamentaires, j'ai obtenu des limites inférieures sur la densité de ces nuages ce qui, combiné aux températures dérivées des largeurs de raies, m'a permis d'estimer les conditions physiques de l'environnement où résident ces nuages. Cette thèse présente les premiers résultats de la décomposition en phase des données 21 cm du SMC, la première partie de l'étude pilote du projet GASKAP. Elle met en évidence les détails avec lesquels nous pouvons maintenant analyser les structures interstellaires HI et donne un aperçu des processus dans l'environnement extrême de la périphérie du SMC. Le SMC est un système extrêmement perturbé sur le plan dynamique, car il interagit fortement avec son partenaire, le Grand Nuage de Magellan (LMC). Du fait de cette interaction, le SMC subit d'importantes forces de marée et il n'est donc pas surprenant que nous trouvions une pléthore de nuages neutres, petits et grands, à des distances significatives de la galaxie. L'analyse effectuée dans le cadre de ce travail nous aide à mieux comprendre la dynamique inhabituelle du système et les forces qui l'ont façonnée. D'autres observations prévues du SMC avec ASKAP, combinées à des études sur d'autres traceurs de gaz et sur la dynamique stellaire, permettront de dresser un tableau plus complet de la structure de la galaxie en 3D et dans l'espace des vitesses, afin d'améliorer notre compréhension de l'un des voisins les plus proches de la Voie lactée.

- Mots-clefs  : Formation de structures, milieu interstellaire, 21 cm, analyse de données, nuages de Magellan,

- Directeur de thèse :  Marc-Antoine Miville-Deschênes

- Membres du jury :     - Caroline Bot (Observatoire de Strasbourg)     - Mary Putman (Columbia University)     - Claire Murray (John Hopkins University)     - Enrico Di Teodoro (Università degli Studi di Firenze)     - Patrick Hennebelle (CEA)     - Suzanne Madden (CEA)

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- Title : The HI structures of the Small Magellanic Cloud periphery with high-resolution ASKAP data

- Keywords : 21 cm, structure formation, interstellar medium, Magellanic clouds, data analysis

- Abstract : In this work I present the results of an analysis of the HI emission spectra survey of the Small Magellanic Cloud (SMC) with the new SKA pathfinder interferometer the Australian Square Kilometre Array Pathfinder (AKSAP). The Galactic ASKAP collaboration (GASKAP) is conducting a large HI emission survey of the 21cm line to map part of the Galactic plane and the Magellanic system. One of the first areas observed as part of the survey was the SMC. HI emission captures both phases of the neutral atomic medium, the cold and the warm, and previous surveys of the SMC have uncovered new structures in the periphery of the SMC. Previous absorption studies of the SMC have found differing fractions of cold to warm neutral medium (CNM and WNM) so in this work I analyse the emission spectra of individual clouds around the SMC to uncover the distribution of the two phases in physical and velocity space. The first part of this work focused on three large structures previously identified in the commissioning data obtained by GASKAP, all residing in the northern outskirts of the galaxy. These structures are 100s of pc long, well resolved by the 30” synthesised beam of ASKAP and were analysed using the ROHSA algorithm. ROHSA is a Gaussian decomposition algorithm, which is a common technique used to analyse emission spectra for HI. In this work I use this algorithm to model these three structures and reconstruct maps of each phase for analysis. I find that each cloud has large internal variations of their CNM fractions and in some cases a reduction of CNM fraction as they get further from the galaxy. Similarly the radial velocity changes as we move away from the galaxy with indication that the different phases travel at different