La formation des étoiles de type solaire

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L’émission de l’eau de la proto-étoile NGC1333-IRAS4

Introduction

Au chapitre précédent, nous avons détaillé deux méthodes permettant de déterminer la structure physico-chimique des enveloppes proto-stellaires : l’émission des raies moléculaires et l’émission du continuum des poussières. Dans ce chapitre, nous étudions le spectre infrarouge lointain de la proto-étoile NGC1333-IRAS4, et en particulier l’émission des raies de l’eau. Ces raies ont étés observées avec le spectromètre à grande longueur d’onde LWS (Clegg et al. 1996) à bord de l’observatoire spatial infrarouge ISO (Kessler et al. 1996).
Du fait de la grande variété d’énergie de niveau haut et de coefficients d’émission spontané des raies observées par ISO-LWS, celles-ci nous permettent en particulier de déterminer les conditions physico-chimiques dans les parties les plus internes des enveloppes.
Le plan de ce chapitre est le suivant : nous présentons tout d’abord la proto-étoile NGC1333-IRAS4 (§3.2), puis les observations ISO-LWS (§3.3). La modélisation des raies observées est ensuite détaillée au paragraphe 3.4, et les résultats de ce modèle concernant la structure physico-chimique de l’enveloppe sont reportés au paragraphe 3.5. Enfin, le paragraphe 3.6 conclut ce chapitre.

La proto-étoile NGC1333-IRAS4

La partie sud de la nébuleuse par réflection NGC1333, située dans le nuage Persée, est une région de formation stellaire active, qui contient un grand nombre de sources infrarouges, parfois accompagnées de flots moléculaires et d’objets de Herbig-Haro. La proto-étoile NGC1333-IRAS4 à été identifiée pour la première fois par Jennings et al. (1987), à partir d’observations du satellite IRAS comme étant une source froide, probablement de nature proto-stellaire. Depuis, des observations submillimétriques (Sandell et al. 1991) montré qu’il s’agissait en fait d’un système double résolu en deux composantes1, NGC1333-IRAS4A et NGC1333-IRAS4B, et séparées par 31”.
La distance de NGC1333 est très débattue. En supposant que l’association Perseus OB2 fait partie de la nébuleuse, Herbig & Jones (1983) ont estimé une distance de 350 pc. Plus récemment, (de Zeeuw et al. 1999) ont évalué la distance du complexe à 318 ± 27 pc. Cependant, des mesures d’extinction (Cernis 1990) ont montré qu’il existait un gradient de vitesse important dans le nuage : NGC1333 pourrait se situer seulement à 220 pc. Nous adopterons cette distance dans la suite de la thèse.
En supposant une distance de 350 pc Sandell et al. (1991) ont mesuré une luminosité bolométrique de 28 L¯. Cette luminosité se répartit équitablement entre NGC1333-IRAS4A et NGC1333-IRAS4B. Si l’on suppose une distance de 220 pc, la luminosité de la source est réduite à 11 L¯ . Ces observations leur ont permis également d’estimer la masse des enveloppes entourant les deux objets, respectivement de 9 et 4 M¯ (respectivement 3.5 et 1.5 M¯ à 220 pc). Ces masses relativement importantes, ainsi que la faible luminosité de ces deux objets, suggèrent que les deux sources sont probablement très jeunes.
Toutes les deux sont des proto-étoiles de classe 0 (André et al. 1993).
NGC1333-IRAS4A et NGC1333-IRAS4B sont chacune associées à des jets moléculaires, que l’on détecte par des observations les transitions millimétriques du CO, CS (Blake et al. 1995) et SiO (Lefloch et al. 1998). La forme du flot provenant d’NGC1333-IRAS4A est assez différente de celle du flot provenant d’NGC1333-IRAS4B : le jet provenant d’NGC1333-IRAS4A est s’étend au nord-est et au sud-est de la source sur plusieurs minutes d’arc ; le jet provenant d’NGC1333-IRAS4B est moins étendu spatialement. En mesurant l’élargissement par effet doppler des raies émises par le flot moléculaire, on peut estimer sa vitesse. En divisant la distance projetée sur le ciel entre la source et le lobe du jet moléculaire, on obtient l’ˆage dynamique du flot moléculaire ; l’ˆage du jet provenant d’NGC1333-IRAS4A est de l’ordre de quelques milliers d’années.
De nombreuses études de l’émission moléculaire d’NGC1333-IRAS4 ont étés réalisées ces dernières années. En particulier Blake et al. (1995) ont réalisé une étude de plusieurs molécules, incluant H2CO et CH3OH. Les principaux résultats de cette étude sont la mise en évidence d’une forte déplétion, d’un facteur entre 10 et 20, de toutes les molécules de l’enveloppe et en particulier du CO, ainsi que la présence d’une région enrichie en CS, SiO et CH3OH. Les auteurs attribuent cette enrichissement à la destruction des manteaux des grains interstellaires causées par les collisions entre les grains induites par les flots moléculaires provenant des proto-étoiles. Plus récemment, di Francesco et al.(2001) ont réalisé des observations interférométriques des raies H2CO 312 − 211, CS 3-2 et N2H+ 1-0 provenant d’NGC1333-IRAS4A. Ces raies montrent un profil P-Cygni inverse, caractéristique de mouvements d’effondrement de la proto-étoile. Ces observations constituent sans doute la mise en évidence la plus convaincante de mouvements d’effondrement d’une proto-étoile de type solaire. D’autre études concernent l’émission du continuum millimétrique et submillimétrique, à partir d’observations IRAM-MAMBO ou JCMT-SCUBA (Motte & André 2001; Jørgensen et al. 2002). Ces derniers ont déterminé la structure en densité et température d’un échantillon de sources incluant NGC1333- IRAS4A et NGC1333-IRAS4B, en modélisant simultanément les profils de brillance à 450 et 850 μm ainsi que la distribution d’énergie spectrale des sources.

Observations et résultats

NGC1333-IRAS4 a été observée par le spectromètre à grande longueur d’onde LWS, embarqué sur l’observatoire spatial infrarouge ISO. Un relevé spectral complet, entre 43 et 196 μm à été réalisé en mode réseau. Dans ce mode, la résolution spectrale est d’environ 200. Trois positions ont étés observées : la première position est centrée entre NGC1333-IRAS4A et NGC1333-IRAS4B (®2000 = 03h29m11.9s, ±2000 = 31±13020.300). Du fait du relativement grand champ d’ISO-LWS (environ 80”), cette position englobe à la fois les deux sources. Les deux autres positions sont centrées sur les lobes du flot moléculaire qui provient de NGC1333-IRAS4A : au nord-est (®2000 = 03h29m15.6s ±2000 = 31±14040.100) , et au sud-ouest (®2000 = 03h29m06.6s, ±2000 = 31±12008.700). Ces deux positions ont étés choisies pour déterminer l’émission du jet moléculaire, par comparaison à celle de l’émission thermique de l’enveloppe. Elles correspondent au pic de l’émission du CO, qui tracent le flot moléculaire qui provient de NGC1333-IRAS4A (Blake et al. 1995). Ces observations ont étés réalisées pendant la révolution 847 d’ISO. 30 scans ont étés obtenus sur la position centrale, et 10 sur les positions NE et SW. L’échantillonnage en fréquence correspond à 1/4 de la résolution spectrale du spectromètre en mode réseau (0.29 μm entre 43 et 92 μm, et 0.60 μm entre 84 et 196 μm). Le temps d’intégration en chaque point échantillonné est de l’ordre de 12 s sur la position centrale, et 4 s sur la position NE et SW.
La réduction des données a été réalisée en utilisant le logiciel ISAP. Plusieurs effets instrumentaux qui peuvent affecter les données ISO-LWS ont étés corrigés. Tout d’abord, les rayons cosmiques peuvent provoquer des pics de forte intensité sur les spectres lorsqu’ils frappent l’un des détecteurs. Ces pics ont étés manuellement retirés pour chaque scan et chaque détecteur. Ensuite, les observations LWS sont souvent affectées par un problème d’effet de mémoire des détecteurs. Cet effet a pour conséquence de déformer le profil des raies observées, et par conséquent d’induire une incertitude supplémentaire dans la calibration en flux. Afin de corriger cet effet, un algorithme particulier (Caux 2001) à été appliqué. L’émission du continuum de la source a ensuite été retirée en soustrayant une ligne de base polynomiale. Enfin, le flux des raies a été mesuré en ajustant une gaussienne sur chaque raie. Comme toute les données ISO-LWS, les observations de NGC1333-IRAS4 sont calibrées par rapport à Uranus, et l’incertitude de calibration est de l’ordre de 30% (Swinyard et al. 1998).
La Fig. 3.1 montre le spectre observé entre 60 et 200 μm sur la position centrale et sur les deux positions le long du jet moléculaire, au NE et au SW respectivement. Les flux mesurés sont reportés dans la Table 3.1. Les différences des spectres observés sur ces trois positions sont frappantes : alors que le spectre obtenu sur la position centrale est très riche en raies d’eau et de monoxyde de carbone, très peu d’émission est détectée sur les positions NE et SW. En particulier, seulement quatre raies de CO sont détectés le long du flot NE, alors que le pic de l’émission millimétrique du CO se trouve à cet endroit (Blake et al. 1995). De mˆeme, trois raie d’eau sont détectées sur la position NE, alors que quatorze raies sont détectés sur la position centrale. Au contraire, les raies d’oxygène atomiques et de carbone ionisé sont détectés avec une intensité comparable sur les trois positions.

Modélisation des raies

Origine de l’émission infrarouge lointaine

Quelle est l’origine des raies que nous avons observées ? Plusieurs mécanismes ont étés invoqués dans la littérature. Tout d’abord, le jet moléculaire créé par NGC1333- IRAS4A chauffe le gaz entourant la proto-étoile qui se refroidit en émettant des raies rotationnelles (cf. Chap. 2). C’est le cas notamment de l’émission millimétrique du CO, dont la morphologie et le profil des raies indiquent clairement son origine (Blake et al. 1995). D’autres molécules, abondantes dans les grains interstellaires sont évaporées dans les régions de gaz choqué par le jet, et retournent en phase gazeuse tra¸cant ainsi le gaz choqué : c’est par exemple le cas de SiO. Ensuite, l’irradiation des étoiles jeunes autour du nuage moléculaire peuvent ioniser la surface de celui-ci. Il se crée alors une région de photo-ionisation (PDR: PhotoDissociation Region, Tielens & Hollenbach 1985). L’émission de ces régions est dominée par les raies d’oxygène atomique à 63 et 145 μm, et par la raie de carbone ionisé à 158 μm. Enfin, un troisième mécanisme a été proposé pour l’origine des raies moléculaire émisses par les proto-étoiles : l’émission thermique de l’enveloppe (CHT96). Cette fois, l’effondrement gravitationnel et la compression du gaz de l’enveloppe proto-stellaire qui en résulte provoque le chauffage du gaz l’émission de transitions rotationnelles, en particulier des molécules de H2O et de CO.
L’origine des raies peut habituellement ˆetre déterminée si la résolution spatiale ou spectrale est suffisante. Par exemple, les raies émises par la PDR associées au nuage ont un profil étroit (de l’ordre du km s−1), alors que les raies associées au flot moléculaire ou au gaz choqué sont élargies par effet dopler (en général entre 5 et 10 km s−1). Dans le cas des observation ISO-LWS, les résolutions spatiales et spectrales relativement faibles (respectivement 80” et 2000 kms−1 pour le mode réseau de LWS), ne permettent pas de séparer ces composantes. Toutefois, les différences entre les spectres observés sur les trois positions nous donnent des indices sur l’origine possible de l’émission.
En effet, les raies d’oxygène atomique et de carbone ironisé sont détectées avec des flux comparables sur les trois positions. Cette émission est donc très certainement associée au gaz diffus du nuage. Ces raies proviennent très probablement de la PDR.
Contrairement à l’émission des raies de [OI] et [CII], l’émission de CO varie fortement d’une position à l’autre. Sept transitions sont détectés sur la position centrale, entre Jup = 14 et 202. Par contre, seulement quatre raies sont détectés sur la position NE, entre Jup = 14 et 17. Aucune transition n’est détectée sur la position SW. La situation est semblable pour les raies de l’eau : neuf raies de la forme ortho de la molécule et cinq raies de la forme para sont détectées sur la position centrale. L’origine de l’émission des raies de l’eau est très débattue. Elle est souvent attribuée au jet moléculaire (e.g. Giannini et al. 2001). Le très faible nombre de raies de H2O détectées sur les positions NE et SW ne joue pas en faveur de cette hypothèse. Dans la suite de ce chapitre, nous étudions l’hypothèse selon laquelle l’émission d’H2O et de CO proviennent de l’émission thermique de l’enveloppe, en utilisant le modèle CHT96 présenté au chapitre 2.

Description du modèle

L’émission de l’eau observée a été modélisée en utilisant le modèle CHT96, dont la description est faite au chapitre 2. Rappelons que dans dans ce modèle, l’émission des raies par l’enveloppe de la proto-étoile dépend de plusieurs paramètres : la masse centrale de la proto-étoile M¤, le taux d’accrétion ˙M (ou de fa¸con équivalente, la vitesse du son dans l’enveloppe et l’ˆage de la proto-étoile), ainsi que les abondances de H2O, CO et O dans l’enveloppe. Le taux d’accrétion et la masse centrale règlent la densité dans la partie en effondrement de l’enveloppe (Eq. 2.2), alors que la masse centrale influe sur le profil de vitesse dans l’enveloppe (Eq. 2.5) et par conséquent sur l’opacité des raies.
L’émission des raies dépend également des abondances chimiques dans l’enveloppe, en particulier des principaux refroidisseurs du gaz de l’enveloppe, H2O, CO et O. Ces abondance interviennent dans le calcul de l’équilibre thermique de l’enveloppe, et donc de la température du gaz.
La molécule de CO est très stable, et son abondance est par conséquent constante dans l’enveloppe. Dans les parties externes de l’enveloppe, à des températures inférieures à 30 K, l’abondance du CO peut ˆetre réduite, car une partie des molécules collent sur le manteau de glace des grains de poussière. Dans cette étude, nous adoptons une abondance de CO de 10−5 (Blake et al. 1995; Jørgensen et al. 2002) constante dans l’enveloppe.
L’abondance de H2O est également constante dans les région froides de l’enveloppe.
Lorsque la température est supérieure à 100 K, les manteaux de glaces des grains s’évaporent en injectant de grandes quantités d’eau en phase gazeuse. Lorsque la température du gaz est supérieure à » 250 K, tout l’oxygène atomique non incorporé au CO est transformé en H2O par réactions endothermiques que nous avons détaillé au chapitre précédent (Eq. 2.10). L’abondance de l’eau dans les régions externes (Xout) et internes (Xin) de l’enveloppe (à Tdust < 100 K et 100 < Tdust · 250 K respectivement) seront des paramètres libres de notre étude. Dans la région de l’enveloppe o`u Tdust > 250 K, l’abondance de l’eau est égale à celle de l’abondance l’oxygène atomique.
Plusieurs études récentes (Baluteau et al. 1997; Caux et al. 1999a; Vastel et al. 2000; Lis et al. 2001) ont montré que la presque totalité de l’oxygène dans les nuages moléculaires est sous forme atomique. Nous supposerons dans la suite que l’abondance de l’oxygène est 5 × 10−4, la valeur interstellaire standard.
Enfin, nous avons supposé une luminosité bolométrique de 5.5 L¯ pour chaque proto-étoile, ce qui correspond à la valeur déterminée par Sandell et al. (1991), lorsque l’on suppose une distance de 220 pc.
La principale limitation de notre modèle que le champ de vue d’ISO-LWS englobe à la fois NGC1333-IRAS4A et NGC1333-IRAS4B. Compte tenu de la résolution spatiale de l’instrument, il n’est pas possible de séparer l’émission provenant d’une source de l’autre.
Nous avons donc supposé que les deux sources contribuaient de manière identique au flux des raies de l’eau. Nous avons supposé également un rayon de 3000 AU (i.e. 30” de diamètre à 220 pc) pour chaque enveloppe, en accord avec les observations du continuum millimétrique de ces objets (Motte & André 2001).

Contrainte des paramètres du modèle

Afin de contraindre la masse centrale de la proto-étoile, son taux d’accrétion et l’abondance de l’eau dans les parties externes et internes de l’enveloppe, nous avons calculé l’émission de l’enveloppe pour un grand nombre de paramètres. Nous avons fait varier la masse de l’étoile centrale M¤ entre 0.3 et 0.8 M¯, le taux d’accrétion ˙M entre 10−5 et 10−4 M¯ yr−1, l’abondance de l’eau dans les parties externes Xout entre 10−7 et 10−6, et l’abondance de l’eau dans les parties internes Xin entre 10−6 et 10−5.

Table des matières

1 Introduction 
1.1 La formation des étoiles de type solaire
1.1.1 Du nuage moléculaire à l’étoile
1.1.2 De molécules simples aux molécules plus complexes
1.2 Cette thèse
2 Déterminer la structure physico-chimique 
2.1 Modèle d’émission des raies de l’enveloppe
2.1.1 Structure et dynamique de l’enveloppe
2.1.2 Chimie
2.1.3 Transfert radiatif
2.1.4 équilibre thermique
2.1.5 Méthode de résolution
2.2 Modèles d’émission des poussières
2.2.1 Approche analytique
2.2.2 Modèle en loi de puissance
3 L’émission de l’eau de NGC1333-IRAS4 
3.1 Introduction
3.2 La proto-étoile NGC1333-IRAS4
3.3 Observations et résultats
3.4 Modélisation des raies
3.4.1 Origine de l’émission infrarouge lointaine
3.4.2 Description du modèle
3.4.3 Contrainte des paramètres du modèle
3.4.4 Emission [OI], [CII], OH et CO
3.5 Discussion
3.5.1 Structure de l’enveloppe
3.5.2 Déplétion du CO
3.5.3 Comparaison avec des études précédentes d’NGC1333-IRAS4
3.5.4 Comparaison avec IRAS16293-2422
3.6 Conclusions
4 Modèle théorique de l’émission du formaldéhyde 
4.1 Introduction
4.2 Description du modèle
4.2.1 Structure physique de l’enveloppe
4.2.2 Abondance du formaldéhyde
4.3 Résultats du modèle
4.3.1 Flux des raies du formaldéhyde
4.3.2 Influence des paramètres du modèle
4.3.3 Mettre en évidence l’effondrement gravitationnel ?
4.4 Applications à IRAS16293-2422
4.4.1 Masse centrale et abondance interne du formaldéhyde
4.4.2 Taux d’accrétion et abondance externe du formaldéhyde
4.5 Conclusions
5 Observations de l’émission du formaldéhyde 
5.1 Introduction
5.2 Observations
5.2.1 Choix des sources et des raies observées
5.2.2 Observations IRAM
5.2.3 Observations JCMT
5.2.4 Résultats
5.3 Modélisation approchée
5.3.1 Opacité des raies
5.3.2 Approche LTE
5.3.3 Approche LVG
5.4 Modèle non-LTE sphérique
5.4.1 Description du modèle
5.4.2 Structure en densité et température de L1448-N
5.4.3 Résultats
5.4.4 Dépendance du modèle aux autres paramètres
5.5 Discussion
5.5.1 Abondance interne en fonction de la densité
5.5.2 Abondance interne en fonction du rapport Lsmm/Lbol
5.5.3 Comparaison entre les proto-étoiles de faible et de grande masse
5.5.4 Abondance externe et déplétion du CO
5.6 Conclusions
6 Conclusions et perspectives 
6.1 Conclusions
6.1.1 L’émission de l’eau des proto-étoiles
6.1.2 Modèles théorique de l’émission du formaldéhyde
6.1.3 Observations de l’émission du formaldéhyde des proto-étoiles de classe 0
6.2 Perspectives
6.2.1 étude du méthanol
6.2.2 Observations interférométriques
6.2.3 Modèles chimiques
6.2.4 Observations futures
A Papier I
B Papier II
C Papier III

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