L’eau deutérée dans les proto-étoiles de faible masse NGC 1333 IRAS 4A et IRAS 4B 

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Implications dans les programmes à temps garanti : CHESS et PRIS- MAS

Le programme CHESS

Le programme CHESS (Chemical HErschel Surveys of Star forming regions, PI : C. Cec-carelli, IPAG, Grenoble) est un programme du temps garanti HIFI, qui fait l’objet d’une collaboration internationale. Ce programme dispose de 281 heures d’observations réparties entre plusieurs pays dont la France, les Pays-Bas, les Etats-Unis, l’Allemagne, l’Italie et l’Es-pagne. Il a pour but de faire le recensement le plus précis possible du contenu moléculaire ainsi que de sa complexité dans différents types de régions chimiquement riches de notre Ga-laxie. Pour cela, des relevés spectraux non biaisés ont été réalisés à haute résolution spectrale grâce à l’instrument HIFI à bord de l’Observatoire Spatial Herschel en direction de plusieurs sources aux caractéristiques différentes:
les cœurs pré-stellaires 16293E et L1544 (PI : A. Bacmann, IPAG, Grenoble),
la proto-étoile de faible masse IRAS 16293-2422 (PI : E. Caux, IRAP, Toulouse),
le jet moléculaire L1157-B1 (PI : B. Lefloch, IPAG, Grenoble),
la proto-étoile de masse intermédiaire OMC2-FIR4 (PI : C. Dominik, Université d’Am-sterdam),
le cœur chaud de faible luminosité AFGL 2591 (L = 2 104L , PI : F. van der Tak, SRON, Groningen),
le cœur chaud de luminosité intermédiaire NGC 6334I (L = 2 105L , PI : D. Lis, CIT, Pasadena),
le cœur chaud de haute luminosité W51e1/e2 (L = 2 106L , PI : C. Comito, Univer-sité de Cologne).
Dans le cadre de ce programme, j’ai essentiellement travaillé sur la proto-étoile de faible masse IRAS 16293-2422 et tout particulièrement sur les données de l’eau deutérée et des isotopes de l’eau H218O et H217O. Ce travail fait l’objet du Chapitre 3.

Le programme PRISMAS

Dans le cadre de ma thèse, j’ai aussi participé à un autre programme à temps garanti Herschel appelé PRISMAS (PRobing InterStellar Molecules with Absorption line Studies, PI : M. Gerin, LERMA, Paris). Il se situe lui aussi dans un contexte international fort. Le temps d’observation alloué à ce programme est de 128 heures. Son but est de mener une étude spectroscopique des hydrures et de chaînes carbonées, pour lesquels de nombreuses transi-tions peuvent être observées dans la gamme spectrale de HIFI, et ainsi permettre de mieux comprendre la chimie du milieu interstellaire. Les hydrures sont des composés chimiques de l’hydrogène associé à d’autres éléments comme le carbone C, l’azote N, l’oxygène O, le fluor F et le chlore Cl. Huit régions de formation stellaire massives ont été choisies afin de pouvoir observer ces molécules : Sgr A , W28A, W31C, W33A, G34.3, W49N, W51 et DR21(OH). Ces sources ont d’une part l’avantage d’émettre une émission de continuum de la poussière particulièrement forte et d’autre part de se situer à une assez grande distance (1–11.5 kpc) dans la Galaxie pour que des nuages diffus soient situés en avant-plan sur la ligne de visée. Les proto-étoiles massives situées à l’arrière créent donc un fort continuum qui va pouvoir être absorbé par les molécules, notamment les hydrures, contenues dans les nuages diffus. Ces nuages diffus se situent dans les différents bras spiraux de la Galaxie et présentent donc des vitesses différentes de celle de la région de formation stellaire. De multiples composantes en absorption ainsi qu’en émission peuvent donc être détectées pour une même transition. L’émission ou absorption d’une raie dépend de la densité et de la température des milieux traversés ainsi que des paramètres spectroscopiques des molécules comme le coefficient d’Ein-stein par exemple. La Figure 1.18 montre la position des huit sources du programme dans le plan de la Galaxie tandis que la Figure 1.19 illustre le fait de détecter une même transition à différentes vitesses révélant la présence de nuages sur la ligne de visée. La vitesse de la source est qualifiée de vLSR pour Local Standard of Rest. Elle se calcule à partir de la fréquence via la formule suivante : vLSR = c = 0 c (1.19) où c est la vitesse de la lumière dans le vide (c = 299 792 458 m s 1), la fréquence de la molécule au repos et la différence entre la fréquence observée à la vitesse de la source et la fréquence au repos. En plus de fournir de nombreuses informations sur la chimie des nuages diffus, ce programme permet de mieux comprendre la chimie des régions de formation stellaire massive via les relevés spectraux biaisés effectués autour des transitions ciblées de ce programme. Il faut noter que de nombreuses transitions sont observables simultanément dans un même spectre en raison de la large bande de mesure instantanée (4 GHz) de l’instrument HIFI. Le programme PRISMAS est divisé en plusieurs sous-projets :
l’eau H2O et les espèces liées à la chimie de l’eau ainsi que le fluorure d’hydrogène HF (PI : D. Neufeld, Université Johns Hopkins, Philadelphie),
les hydrures CH+, CH, NH et espèces liées (PI : E. Falgarone, LERMA, Paris),
les chaînes carbonées et notamment le C3 (PI : T. Giesen, Université de Cologne),
les données PACS observées en complément des observations HIFI (PI : J. Goicoechea, Centre d’astrobiologie de Madrid),
les espèces deutérées (PI : C. Vastel, IRAP, Toulouse),
l’émission des sources massives (PI : D. Lis, CIT, Pasadena).
Durant ma thèse, j’ai été impliquée dans la préparation des AORs (cf Sect. 2.1.2), dans la réduction des données (cf Sect. 2.1.3) ainsi que dans l’étude des molécules deutérées. Il faut noter que la seule espèce deutérée à avoir été détectée dans le cadre du programme PRISMAS est HDO et uniquement en direction des sources massives (pas dans les nuages diffus). Pour les espèces deutérées ciblées (DF, ND, NH2D, D2O), des limites supérieures sont seulement disponibles. J’ai donc participé à l’étude de HDO dans ces sources. Pour compléter le projet, j’ai également mené des observations de transitions de HDO observables depuis le sol avec le CSO en septembre 2011 et avec le télescope de 30 m de l’IRAM en décembre 2011.

Des observations à la réduction des données

Les observations

Radiotélescopes vs interféromètres

Pour observer dans le submillimétrique/millimétrique, les astronomes disposent de deux types d’instruments :
les radiotélescopes qualifiés de single-dish, c’est-à-dire à antenne unique (cf Fig. 2.1), les interféromètres constitués de plusieurs antennes (cf Fig. 2.2).
Du fait de leur antenne unique, les radiotélescopes single-dish permettent d’obtenir une réso-lution angulaire, c’est-à-dire spatiale, de quelques dizaines de secondes d’arc en général. Elle varie avec la fréquence observée et se calcule selon la formule : B 1:2D où B est la résolution angulaire (en rad), la longueur d’onde à laquelle se fait l’observation et D le diamètre du télescope. Le lobe principal du télescope peut généralement être ap-proximé par une Gaussienne. La taille du lobe B correspond alors à la largeur à mi-hauteur de la Gaussienne. Une telle résolution spatiale ne permet cependant pas de différencier de manière évidente l’émission de deux sources proches. Les émissions de toutes les composantes contenues dans le lobe sont mélangées. Pour démêler l’émission de plusieurs sources séparées de quelques secondes d’arc, l’utilisation d’interféromètres est recommandée. Ils exploitent les interférences intervenant entre plusieurs ondes cohérentes entre elles et permettent d’obte-nir une résolution spatiale équivalente à celle d’un radiotélescope de diamètre équivalent à l’écart entre les instruments combinés.
Même si j’ai pu m’intéresser à l’interférométrie à travers l’étude des hydrocarbures dans la proto-étoile IRAS 16293 (cf Annexe A), ma thèse est essentiellement basée sur l’exploitation de données de télescopes single-dish tels que :
l’Observatoire Spatial Herschel (cf 1.3) les radiotélescopes au sol :
– IRAM (Institut de Radio-Astronomie Millimétrique, D = 30 m, Espagne),
– JCMT (James Clark Maxwell Telescope, D = 15 m, Hawaii),
– CSO (Caltech Submillimeter Observatory, D = 10:4 m, Hawaii).
La suite du Chapitre se limitera, par conséquent, aux observations et à la réduction de données obtenues avec un radiotélescope.

Observer avec un radiotélescope

Une antenne se compose d’un miroir primaire (de diamètre d’ouverture D) qui renvoie le signal reçu vers un miroir secondaire. Ce dernier concentre alors le signal pour le diriger vers les récepteurs (cf Fig. 2.3). Le signal obtenu en sortie d’un radiotélescope contient, en plus de l’émission de la source, l’émission de l’arrière-plan à savoir le fond diffus cosmologique. Il est également absorbé par l’atmosphère terrestre, selon une loi exponentielle dépendant de l’opacité au zénith 0 et de la distance atmosphérique traversée par le rayonnement. Lors des observations, des phases de calibration sont nécessaires pour ne conserver que le signal qui intéresse l’utilisateur, à savoir celui provenant de la source étudiée. Plusieurs techniques existent pour soustraire le signal d’arrière-plan : le position switching (PSW) : Cela consiste à observer de manière alternée en direction de la source (position ON) et en direction d’une position hors de la source (position OFF) en modifiant l’orientation de l’antenne. Le signal émis uniquement par la source est alors égal à la différence entre l’observation ON et l’observation OFF.
le wobbler switching (WSW), appelé aussi dual beam switching (DBS) : L’orientation du miroir secondaire varie de manière régulière pour observer alternativement position ON et position OFF le frequency switching (FSW) : Cette technique est basée sur une alternance entre deux fréquences proches de l’Oscillateur Local. L’antenne et le miroir restent fixes. Cette mé-thode peut être utile s’il n’y a pas de position OFF à proximité de la source pointée, mais est déconseillée pour les objets montrant une très grande richesse spectrale tels que certains hot cores par exemple. En effet, il faut que le signal soit exempt de raies à la fréquence utilisée pour le OFF pour correctement déterminer l’émission propre à la source.

La préparation des observations HIFI du programme PRISMAS

Avant de pouvoir envoyer les instructions d’observation à l’Observatoire Spatial Herschel, il est nécessaire de préparer des AORs (Astronomical Observation Requests) grâce au logiciel HSPOT (Herschel SPace Observations planning Tools). Les AORs permettent de spécifier les différents paramètres d’observation et d’estimer le temps d’intégration nécessaire pour le type d’observation souhaité. Pour les observations HIFI, il faut notamment définir : le type d’observation (observations pointées, cartes ou relevés spectraux), la source (c’est-à-dire ses coordonnées et sa vitesse au repos vLSR), la bande d’observation, le spectromètre utilisé : HRS et/ou WBS, le mode d’observation (par exemple position switching, frequency switching, dual beam switching), le temps d’observation ou le rms requis et surtout la fréquence de l’Os-cillateur Local (appelé ci-après fréquence OL).
Dans le cadre du programme PRISMAS, les observations étaient pointées. Pour observer une même transition, trois observations à des fréquences OL décalées de 15 km s 1 étaient réalisées. En effet, les régions HII compactes étant particulièrement riches en raies, il faut faire attention à éviter la contamination de la transition étudiée par une autre transition de la bande image. Malgré ses catalogues de raies, le logiciel HSPOT ne permet pas d’optimiser le choix de la fréquence OL. C’est d’autant plus complexe que les spectres des régions étudiées par PRISMAS montrent plusieurs composantes à des vitesses différentes (donc décalées en fréquence) : le hot core et plusieurs nuages diffus situés en avant-plan de celui-ci. J’ai donc participé à la préparation des AORs en déterminant les meilleurs choix pour les fréquences OL. Des modèles basés sur la littérature ont été créés pour chaque source du programme PRISMAS. Ils incluent toutes les molécules potentiellement observables dans les différentes composantes situées sur la ligne de visée aux abondances attendues dans ces régions. Le logi-ciel CASSIS 1 (Centre d’Analyse Scientifique de Spectres Infrarouges et Submillimétriques), développé au sein de l’IRAP pour l’analyse des spectres astrophysiques dans le domaine infrarouge et submillimétrique, a alors été utilisé pour faire une modélisation à l’équilibre thermodynamique local aux fréquences ciblées en faisant varier la fréquence de l’Oscillateur Local. Il fallait donc trouver trois fréquences séparées de 15 km s 1 de façon à ce que la transition observée ne soit pas recouverte par une raie venant de la bande image, que ce soit aux vitesses des nuages diffus ou des hot cores. Le choix de la bande observée (LSB ou USB) était aussi à définir. Il fallait, par la suite, vérifier avec HSPOT qu’il était possible d’obser-ver avec les trois fréquences choisies. La présence de spurs (intenses pics dus à la source de l’oscillateur local qui dégradent la qualité du spectre) dans l’une des configurations choisies nécessitaient, par exemple, de trouver une autre optimisation des fréquences. Il faut noter que ce travail a joué un rôle important dans ce programme puisque toutes les observations des transitions ciblées dépendaient du bon choix des configurations des fréquences. La Figure 2.5 illustre comment le fait d’observer avec trois fréquences OL différentes permet d’assigner à quelle bande appartient la raie observée et être ainsi capable de l’identifier.
La méthode de réduction de données HIFI est différente selon le type d’observations : rele-vés spectraux ou observations pointées. Les relevés spectraux, du fait de la redondance des observations sur de larges bandes, permettent de faire une déconvolution des spectres ob-servés pour obtenir des données SSB, ce qui n’est pas le cas des données pointées. On peut néanmoins, dans le deuxième cas, réussir à déterminer la bande d’émission des transitions en observant à différentes fréquences LO, comme cela a été fait pour le programme PRISMAS (cf Sect. 2.1.2).
Réduction des données HIFI dans le cadre du programme CHESS :
Des relevés spectraux de régions de formation stellaire ont été réalisés dans le programme CHESS. Pour obtenir des données SSB, une déconvolution des observations était donc néces-saire. A l’arrivée des premières données du relevé de la proto-étoile IRAS 16293-2422, deux démarches, l’une avec HIPE, l’autre avec CLASS, ont été réalisées pour comparer les spectres obtenus en sortie et vérifier la fiabilité des deux méthodes. J’ai participé, à ce moment-là, à la réduction des données avec le logiciel HIPE. Avant de déconvoluer les spectres, il a no-tamment fallu vérifier tous les spectres un à un, éliminer les sous-bandes inutilisables ainsi que les canaux contenant des spurs, puis soustraire les lignes de base afin de correctement déconvoluer les données. Les polarisations V et H étaient moyennées à la suite de cela et enfin exportées sous un format lisible par le logiciel d’analyse spectrale CASSIS en tant que données SSB.
Les valeurs du continuum ont été relevées au fur et à mesure de la détermination des lignes de base. Elles sont représentées en Tmb en fonction de la fréquence en Figure 2.6. Dans chaque sous-bande de 1 GHz des bandes SIS (1–5), un polynôme de bas degré a été ajusté sur les régions sans raie. La valeur médiane du continuum DSB a alors été divisée par 2 pour obtenir le continuum SSB. L’ajustement du continuum SSB de la bande 1 à 5 par un polynôme de degré 2 est égal à : Tcont;SSB = (0:399 0:018)+(9:367 0:440) 10 4 GHz +(3:733 0:254) 10 7 GHz2:
Pour les bandes HEB (6–7), les données ne pouvaient pas être exportées dans CLASS et la soustraction de la ligne de base avec HIPE n’était pas optimale. Les données ont donc simplement été déconvoluées dans HIPE sans soustraction du continuum puis tracées en fonction de la fréquence (cf Fig. 2.6).
Réduction des données HIFI dans le cadre du programme PRISMAS :
Pour les observations pointées PRISMAS, la réduction est plus simple puisqu’il suffit de comparer les trois observations et faire la moyenne des spectres entre eux (après soustraction du continuum) pour la transition étudiée s’il n’y a pas de chevauchement avec des raies de la bande image. Le continuum est alors estimé d’après le rapport de gain des bandes signal/image. Ce dernier est proche de 1 (Roelfsema et al. 2012), ce qui nécessite de diviser le continuum observé par 2 puis d’ajouter cette valeur au spectre moyenné. Il a néanmoins fallu, à l’arrivée des premières données, vérifier que les observations étaient en accord avec les AORs et s’assurer que la stratégie d’observation était bonne dans le but de la préparation des AORs restants. La qualité des données a été inspectée. Il a notamment été vérifié :
la présence éventuelle de spurs : comme cela a été vu pour le programme CHESS, de nombreux spurs pouvaient ne pas être pas éliminés automatiquement,
la cohérence entre les polarisations V et H et les observations WBS et HRS,
la présence éventuelle de platforming (le continuum apparaît décalé d’une sous-bande à l’autre),
la présence éventuelle de standing waves (le continuum oscille de manière sinusoïdale). Les données ont aussi été comparées aux modèles dans le but de préparer et d’optimiser les AORs restants :
Les vitesses des différentes composantes de la source sont-elles en accord avec les précé-dentes études ? Des composantes jamais identifiées auparavant pourraient être présentes sur la ligne de visée.
Le continuum des sources est-il en accord avec les observations ? Les raies ciblées sont-elles détectées ?
Y a-t-il du chevauchement entre les raies ciblées et les raies de la bande image ? Des molécules pourraient dans ce cas être rajoutées aux modèles utilisés pour optimiser les fréquences de l’Oscillateur Local.

L’analyse des données

L’analyse avec CASSIS

Le logiciel intéractif CASSIS a été utilisé tout au long de cette thèse pour l’analyse des spectres d’observation. Il a, en grande partie, servi à identifier les espèces moléculaires et à s’assurer que les transitions des molécules étudiées n’étaient pas contaminées par d’autres espèces. La meilleure stratégie pour identifier des raies dans de larges relevés spectraux est de rechercher la présence de molécules, espèce après espèce. Pour cela, CASSIS permet d’in-diquer sur les spectres observés toutes les transitions potentielles d’une molécule contenue dans les bases de données spectroscopiques (cf Sect. 2.2.2). Quand les transitions (les plus probables) coïncident avec la présence de plusieurs raies du relevé spectral, on peut dire qu’il y a détection. Après avoir procédé ainsi pour les principales espèces présentes dans le milieu interstellaire, il ne devrait plus rester que quelques transitions encore non-identifiées sur le relevé complet. On peut alors afficher, dans une gamme de fréquence donnée, toutes les tran-sitions possibles de toutes les espèces des bases de données spectroscopiques et voir quelles molécules pourraient être potentiellement présentes.
Au fur et à mesure de l’identification des raies, on peut avec CASSIS faire un ajuste-ment gaussien des raies observées. L’ajustement gaussien se caractérise par 3 paramètres : Io l’intensité au pic de la gaussienne (en K), vo la vitesse du pic de la gaussienne (en km s 1) et F W HM (Full Width at Half Maximum) la largeur à mi-hauteur de la gaussienne (en km s 1).

Table des matières

Introduction 
1 Contexte astrophysique 
1.1 La formation stellaire
1.1.1 La formation d’étoiles de type solaire
1.1.2 La formation d’étoiles massives
1.2 La chimie associée à la formation stellaire
1.2.1 La chimie du milieu interstellaire
1.2.2 Les hot cores et hot corinos
1.2.3 Les hydrocarbures et la chimie WCCC (Warm Carbon Chain Chemistry)
1.2.4 La deutération
1.2.5 L’eau et ses isotopes
1.3 L’Observatoire Spatial Herschel
1.3.1 L’Observatoire Spatial Herschel
1.3.2 L’instrument HIFI
1.3.3 Implications dans les programmes à temps garanti : CHESS et PRISMAS
2 Les outils d’analyse et de modélisation 
2.1 Des observations à la réduction des données
2.1.1 Les observations
2.1.2 La préparation des observations HIFI du programme PRISMAS
2.1.3 La réduction de données
2.2 L’analyse des données
2.2.1 L’analyse avec CASSIS
2.2.2 Les bases de données spectroscopiques
2.2.3 Analyse du relevé spectral TIMASSS
2.3 Les modèles de transfert radiatif
2.3.1 Transfert radiatif
2.3.2 Modélisation ETL : les diagrammes rotationnels
2.3.3 Modélisation hors-ETL
3 La deutération de l’eau dans la proto-étoile de faible masse IRAS 16293-2422 
3.1 La proto-étoile IRAS 16293-2422
3.2 Observations
3.2.1 Données Herschel/HIFI
3.2.2 Données IRAM-30m
3.2.3 Données JCMT
3.3 Modélisation et résultats
3.3.1 Modélisation
3.3.2 Les coefficients de collision de l’eau deutérée
3.3.3 Modélisation de l’eau deutérée
3.3.4 Modélisation de l’eau
3.3.5 Modélisation de l’eau lourde
3.3.6 Rapports HDO/H2O, D2O/HDO et D2O/H2O
3.4 Discussion sur le fractionnement en deutérium de l’eau
3.4.1 Comparaison avec de précédentes études
3.4.2 Contraintes sur la formation de l’eau
3.4.3 Comparaison du rapport HDO/H2O dans d’autres proto-étoiles
3.4.4 Comparaison avec le modèle chimique d’Aikawa et al. (2012)
4 L’eau deutérée dans les proto-étoiles de faible masse NGC 1333 IRAS 4A et IRAS 4B 
4.1 La région de formation stellaire NGC 1333 IRAS 4
4.2 Observations
4.2.1 Données Herschel/HIFI
4.2.2 Données IRAM-30m
4.2.3 Données JCMT
4.2.4 Données CSO
4.3 Modélisation et résultats
4.3.1 Modélisation
4.3.2 L’enveloppe proto-stellaire d’IRAS 4A
4.3.3 L’enveloppe proto-stellaire d’IRAS 4B
4.3.4 Le flot moléculaire d’IRAS 4A
4.4 Discussion et perspectives
4.4.1 Détermination des rapports HDO/H2O
4.4.2 Comparaison des abondances de HDO entre proto-étoiles de faible masse
4.4.3 Perspectives pour la proto-étoile IRAS 4B
5 Etude de l’eau deutérée dans des proto-étoiles massives : le cas de la région HII G34.26+0.15 
5.1 La région HII ultra-compacte G34.26+0.15
5.2 Observations
5.2.1 Données Herschel/HIFI
5.2.2 Données IRAM-30m
5.2.3 Données CSO
5.3 Modélisation et résultats
5.3.1 La structure de la source G34
5.3.2 Contraintes du profil en vitesse et du paramètre b-doppler
5.3.3 Influence du décalage entre observations pointées et pic d’émission du HDO
5.3.4 Influence de la température de saut sur la détermination des abondances
5.4 Discussion et perspectives
5.4.1 Discussion des résultats et perspectives pour le rapport HDO/H2O
5.4.2 Discussion des abondances de HDO
6 Conclusion et perspectives 
A Etude des hydrocarbures dans la proto-étoile de faible masse IRAS 16293-2422
A.1 Etude des hydrocarbures dans le relevé spectral TIMASSS
A.1.1 Hydrocarbures détectés dans le relevé spectral TIMASSS
A.1.2 Diagrammes rotationnels
A.2 Etude interférométrique du propyne (CH3CCH) avec ATCA
A.3 Cartographie des hydrocarbures avec le télescope de l’IRAM-30m
A.3.1 Présentation des cartes
A.3.2 Interprétation des cartes
Publications
Acronymes
Table des figures
Liste des tableaux
Bibliographie 

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