OBSERVATIONS INFRA-ROUGE ET STRUCTURE GALACTIQUE A GRANDE ÉCHELLE

Résumé
La mesure du rayonnement infra-rouge du disque galactique permet d'accéder par deux méthodes indépendantes à l'émission stellaire des régions internes de la Galaxie. L'infra-rouge lointain (λ >≈ 100 µm) est émis par les poussières cosmiques. Des mesures récentes ont montré que la température des grains est située entre 20 et 30 K pour les régions internes de la Galaxie. Attribuant leur chauffage au champ de rayonnement stellaire, les mesures de la brillance infra-rouge lointain du disque galactique permettent de déduire l'émission des étoiles. Dans la région de distance galactocentrique &Omicro; ~ 5 kpc, la luminosité totale est estimée à : £_tot(5) ~ 1,5 x 10²⁷ W.pc^-3 L'infra-rouge proche (λ ≈ 2,4 µm) est directement émis par les étoiles et l'extinction galactique reste faible. La population du voisinage solaire peut être prise comme représentative de la population du disque ; sa luminosité à λ 2,4 µm est : £^PopD_2,4(&Omicro;) ~ 1,3 x 10²⁴ W.pc^-3.µm^-1. A partir des modèles de distribution de masse, il est possible d'estimer en tout point de la Galaxie cette luminosité due à la population de disque, et, de là calculer l'émission galactique. Pour les régions à &Omicro; ~ 5 kpc, l'émission due aux étoiles de cette population est : £^PopD_2,4(5) ~ 0,7 x 10²⁵W.pc^-3.µm^-1 alors que des observations récentes montrent qu'il existe dans cette région une luminosité de : £_2,4(5) ~ 4 x 10²⁵ W.pc^-3.µm^-1. L'émission excédentaire est attribuée à une population plus jeune. La luminosité totale obtenue, est : £_tot(5) ~ 1,2 x 10²⁷W.pc^-3 en bon accord avec celle déduite des observations dans l'infra-rouge lointain. Ces faits suggèrent que l'indice p de la fonction initiale de masse des étoiles formées, définie par : ψ(M) = kM^-p n'est pas constant.

Abstract
The infra-red observations of the Milky Way allows the calculation of the stellar émission in the inner Galaxy by two independent methods. The far infra-red (λ >≈ 100 µm) is emetted by the cosmic dust. The récent measurements show that the grain température lays between 20 and 30 K for the inner Galaxy. Assuming that the heating of the dust is due to stellar radiation, this radiation can be deduced from the far infra-red galactic brightness. For the région of galactocentric distance O ~5 kpc, the total luminosity is estimated to : £_tot(5) ~ 1.5 x 10²⁷ W.pc^-3. The near infra-red (λ ≈ 2.4 µm) is directly emetted by the stars and the galactic extinction is not too large. The solar neighbourhood stellar population can be taken as représentative of the galactic dise population ; at λ ≈ 2.4 µm its luminosity is : £^PopD_2.4(O) ~ 1.3 x 10²⁴ W.pc^-3.µm^-1. With the mass density distribution models, it is possible to evaluate at any galactic radius this luminosity due to the disc population, and, to compute the galactic disc brightness. The calculated 2.4 µm disc population luminosity for the O ~ 5 kpc region is : £^PopD_2.4(5) ~ 0.7 x 10²⁵ W.pc^-3.µm^-1 whereas the luminosity needed to explain the observations is : £_2.4(5) ~ 4 x l0²⁵ W.pc^-3.µm^-1. The différence is attributed to a younger population. The stellar total luminosity in this région is estimated to : £_tot(5) ~ 1.2 x 10²⁷W.pc^-3 in good agreement with the value deduced from the far infra-red observations. Thèse facts suggest that the coefficient p of the initial mass function of the stars formed, defined by: ψ(M) = k.M^-p is not a constant.