VI. Formation des étoiles et des planètes
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Formation des étoiles et des planètes VI. Formation des étoiles et des planètes Les compétences et centres d'intérêt du laboratoire "Formation des étoiles et planètes" du SAp s'articulent autour de trois axes principaux : 1) les phases les plus précoces de la formation stellaire à l'échelle des nuages moléculaires dans notre Galaxie (c'est à dire l'étude de la formation et de l'évolution des proto-étoiles et des amas de protoétoiles); 2) la formation des étoiles à échelle globale dans les galaxies; 3) les disques proto-planétaires et post-planétaires et le processus de formation des planètes en leur sein. Les phases précoces de la formation stellaire 1.3mm avec la caméra de bolomètres MAMBO du radiotélescope de 30m de l'IRAM, Motte & André [3] ont pu montrer que les conditions initiales de l'effondrement protostellaire varient sensiblement selon le mode de formation stellaire, « isolé » ou « en amas ». Motte & André [3] ont cartographié l'ensemble des 27 candidats proto-étoiles du nuage du Taureau qui avaient été identifiés préalablement en infrarouge, ainsi que 9 globules isolés détectés par le satellite infrarouge IRAS et 9 proto-étoiles du complexe moléculaire de Persée. Dans les deux premiers groupes, où les objets sont relativement isolés, les auteurs ont trouvé que la structure en densité des enveloppes protostellaires (telles que L1527 sur la figure 1) est décrite de manière satisfaisante par le modèle « standard » de Shu et al. (1987, ARA&A, 25, 23) fondé sur la sphère singulière isotherme (« SIS »). Les condensations pré-stellaires et les proto-étoiles de faible masse Selon notre compréhension actuelle du phénomène, la formation d'une étoile de type solaire (M* < 2 Mo), voire d'une étoile de masse intermédiaire (2 Mo < M* < 8 Mo), se déroule en trois actes principaux : 1) la phase préstellaire au cours de laquelle un fragment auto-gravitant se condense progressivement au sein d'un nuage moléculaire puis s'effondre gravitationnellement, 2) la phase protostellaire pendant laquelle un embryon stellaire apparaît au sein de la condensation et grossit en masse en accrétant une grande fraction de la matière de la condensation qui l'enveloppe (le reste étant éjecté sous la forme d'un flot bipolaire) et, enfin, 3) la phase pré-séquence principale pendant laquelle l'étoile nouvellement formée est entourée d'un disque circumstellaire et se contracte de manière quasi-statique jusqu'à amorcer les réactions nucléaires de fusion de l'hydrogène en hélium. Ph. André et ses collègues se sont spécialisés depuis plusieurs années dans l'étude des deux premières phases, notamment à partir d'observations (sub-)millimétriques de « condensations pré-stellaires » froides sans signe d'accrétion/éjection et de proto-étoiles de « Classe 0 » n'ayant encore accrété qu'une minorité de leur masse finale (voir revue par André et al. [1]). Ces premières phases sont cruciales car elles doivent, en partie au moins, régir l'origine de la «fonction de masse initiale» des étoiles. En effet, d'une part la masse des étoiles semble grandement déterminée au stade pré-stellaire (cf. Motte et al. [2] - voir ci-dessous) et, d'autre part, cette masse est acquise pendant la phase protostellaire d'accrétion/éjection. Structure en densité des proto-étoiles de faible masse Grâce à une étude détaillée de la distribution radiale de densité des enveloppes circumstellaires de 43 protoétoiles effectuée dans le continuum des poussières à Service d'Astrophysique 2001-2003 Figure 1: Profils d'intensité moyens à 1.3 mm de la proto-étoile de Classe 0 L1527 dans le nuage du Taureau (a) et des protoétoiles de Classe 0 HH211-MM et L1448-N dans le nuage de Persée (b). Le profil simulé d'une sphère singulière isotherme (SIS) à T = 10 K et une coupe du lobe du télescope de 30m sont aussi montrés pour comparaison. Une échelle approchée de densités de colonne correspondantes est donnée au centre. (D'après Motte & André [3]) En revanche, dans le troisième groupe où les objets stellaires jeunes sont groupés en amas, les enveloppes protostellaires (telles que L1448-N sur la figure. 1) sont plus denses et plus compactes. Motte & André [3] ont suggéré que cette structure en densité est le résultat d'un effondrement protostellaire plus dynamique (cf. Larson 1969, MNRAS, 145, 271) induit dans des fragments de nuages de taille finie tels que des sphères isothermes autogravitantes dites de « Bonnor-Ebert ». La validité de cette suggestion a pu être confirmée depuis grâce à des simulations hydrodynamiques (de type SPH) d'effondrement gravitationnel réalisées en collaboration avec P. Hennebelle et A. Whitworth (Hennebelle et al. [4]). Les simulations de Hennebelle et al. [4] suivent l'évolution d'une sphère de Bonnor-Ebert dont l'effondrement a été induit par une augmentation de la pression extérieure. Les résultats montrent que des facteurs de sur-densité élevés (par rapport à une SIS), tels que ceux observés sur les proto-étoiles de l'amas de Persée (figure 1), peuvent s'expliquer (uniquement) dans le cas d'une augmentation forte et très rapide de la pression extérieure, ce qui génère une onde de compression violente à l'intérieur de la condensation préstellaire initiale. En conclusion, il apparaît que l'effondrement protostellaire est nettement plus violent que le modèle DSM - DAPNIA 32 Formation des étoiles et des planètes standard de Shu et al. dans les régions de formation stellaire « en amas », ce qui devrait en principe favoriser la formation d'étoiles massives (voir plus loin). Structure en vitesse de la plus jeune proto-étoile du Taureau Le travail de thèse d'Arnaud Belloche (soutenu fin 2002 au SAp) a consisté en l'étude détaillée de la cinématique de plusieurs proto-étoiles de Classe 0 afin de trancher entre différents modèles d'effondrement protostellaire. Le grand intérêt des proto-étoiles de Classe 0 est en effet qu'elles sont si jeunes (moins de ~30000 ans depuis la formation de l'embryon stellaire central) qu'elles retiennent encore la mémoire des conditions initiales de l'effondrement. Arnaud Belloche a notamment mené une étude approfondie d'IRAM04191, la plus jeune proto-étoile connue actuellement dans le nuage du Taureau (André, Motte, Bacmann 1999, ApJ, 513, L57), à partir de cartes de spectres de plusieurs transitions de la molécule CS et de son isotope C34S obtenues avec le radio-télescope de 30m de l'IRAM dans le domaine millimétrique (figure 2). Figure 2: Spectres observés avec le télescope de 30m de l'IRAM en direction de la proto-étoile de Classe 0 IRAM 04191 (le long de l'axe perpendiculaire au flot) dans la transition optiquement épaisse CS(2-1) et la transition optiquement mince C34S(2-1). Des spectres synthétiques calculés avec un code de transfert radiatif de type Monte-Carlo pour un modèle d'enveloppe sphérique en effondrement et rotation sont superposés (en rouge) pour comparaison.. (D'après Belloche et al. [5].) Il a modélisé les spectres observés à l'aide d'un code de transfert radiatif de type Monte Carlo (MAPYSO), conçu par S. Blinder et D. Despois à l'Observatoire de Bordeaux. Grâce à une étude exhaustive de l'influence des différents paramètres sur les spectres simulés par le code MAPYSO, Belloche et al. [5] ont pu, pour la première fois, quantifier l'amplitude des champs de vitesse d'effondrement et de rotation de la proto-étoile IRAM04191 (figure 3). Un taux d'accrétion de 3 x 10-6 Mo/an a ainsi été directement mesuré. De plus, les résultats mettent clairement en évidence des mouvements de rotation différentielle et d'effondrement étendus sur toute l'enveloppe protostellaire (Renv > 10000 UA). Ils montrent que la partie interne de l'enveloppe (r < 2000-4000 UA) est en effondrement et rotation rapide avec conservation du moment cinétique, alors que la partie externe tourne et se contracte plus lentement, en subissant probablement des effets de freinage magnétique. La présence de mouvements d'effondrement étendus pour une proto-étoile aussi jeune est incompatible avec le modèle « standard » de Shu et al. (1987, ARA&A, 25, 23) selon lequel l'effondrement se développe depuis le centre vers 33 DSM - DAPNIA l'extérieur (« inside-out collapse »). En revanche, un accord qualitatif a été obtenu avec le modèle magnétique de Mouschovias et collaborateurs (e.g. Basu & Mouschovias 1994,ApJ, 432, 720), selon lequel l'effondrement est amorcé à grand rayon par le mécanisme de diffusion ambipolaire. Dans le cadre de ce modèle, l'enveloppe interne - en rotation rapide - d'IRAM04191 s'interprète comme un coeur très partiellement ionisé qui est en train de se découpler magnétiquement du nuage moléculaire ambiant et correspond au réservoir de masse effectif (ici ~0.5 Mo) alimentant la formation de l'étoile centrale. Belloche et al. [5] concluent que le champ magnétique joue probablement un rôle majeur pour limiter, pendant la phase pré-stellaire, la masse des étoiles se formant dans des nuages comme celui du Taureau. La distribution de moment cinétique observée dans l'enveloppe d'une proto-étoile de type solaire comme IRAM04191 donne aussi de précieuses informations sur les conditions initiales de la croissance du disque d'accrétion proto-planétaire. Figure 3: Propriétés cinématiques de l'enveloppe d'IRAM04191 : profil radial de la vitesse de rotation (à gauche) et profil de la vitesse d'effondrement (à droite). Sur chaque panneau, la zone bleue correspond au domaine compatible avec les observations et la courbe noire au meilleur modèle d'enveloppe. (D'après Belloche et al. [5].) Conditions initiales dans les amas stellaires en formation De manière plus globale, les caméras de bolomètres actuelles dans le domaine (sub)millimétrique, comme MAMBO sur le télescope de 30m de l'IRAM ou SCUBA sur le JCMT, permettre dorénavant d'obtenir de grandes mosaïques couvrant toute l'étendue de complexes de formation stellaire individuels. Des résultats très prometteurs ont ainsi été obtenus sur la « démographie » des condensations pré-stellaires dans les régions les plus proches formant les étoiles en amas. En particulier, des recensements quasi-complets des condensations préstellaires contenus dans les « proto-amas » de ρ Ophiuchi, d'Orion B et du Serpent ont pu être faits par notre groupe (Motte, André, Neri 1998, A&A, 336, 150; Motte et al. [2]; Kaas et al. [6]). Ces recensements indiquent que la distribution en masse des condensations pré-stellaires ressemble fortement à la fonction de masse initiale (« IMF») des étoiles (figure 4 d'après Motte et al. [2]). Ce résultat est remarquable car, en revanche, la distribution en masse des nuages moléculaires eux-mêmes, ainsi que celle des fragments de faible densité observés en CO à l'intérieur de ces nuages, diffère sensiblement de l'IMF Service d'Astrophysique 2001-2003 Formation des étoiles et des planètes des étoiles (e.g. Kramer et al. 1998, A&A, 329, 249). Cela renforce l'idée que les condensations pré-stellaires identifiées dans le (sub)millimétrique (figure 4) sont bien les précurseurs directs de proto-étoiles au sein des nuages moléculaires. Cela suggère également que la masse des étoiles se détermine très tôt, par fragmentation du nuage moléculaire parent, comme dans certains modèles proposés récemment pour l'origine de l'IMF (e.g. Padoan & Nordlund 2002, ApJ, 576, 870). Figure 4: (a) Image à 850 µm du proto-amas NGC2068 obtenue avec la caméra de bolomètres SCUBA sur le JCMT. Cette image révèle une trentaine de condensations pré-stellaires. Des tels recensements submillimétriques systématiques de proto-étoiles et condensations pré-stellaires à grande échelle dans les complexes moléculaires galactiques sont amenés à se généraliser dans un avenir proche et constituent un des programmes scientifiques prioritaires des caméras de bolomètres SPIRE et PACS qui fonctionneront autour de 200 µm sur le futur satellite Herschel de l'ESA (Agence Spatiale Européenne) (cf. André [7]). Figure 4 (b) Distribution de masse cumulée des 70 condensations pré-stellaires identifiées à 850 µm dans la région NGC2068/2071 (Orion B). De manière remarquable et contrairement au spectre de masse des fragments de nuage observés en CO, cette distribution de masse suit, au-dessus de ~ 1 Mo, la loi de puissance de Salpeter qui caractérise la distribution de masse initiale (« IMF ») des étoiles. (D'après Motte et al. [2].) Un des objectifs du satellite Herschel sera d'étendre les résultats obtenus depuis le sol d'une part vers les plus petites masses (M < 0.1 Mo) dans le domaine des protonaines brunes, et d'autre part vers les plus grandes masses Service d'Astrophysique 2001-2003 (M > 10 Mo), en relation avec le problème de la formation des étoiles massives (voir ci-dessous). Les phases précoces de la formation des étoiles massives Les mécanismes conduisant à la formation des étoiles massives (de masse M > 8-10 Mo) sont encore moins bien compris que ceux conduisant aux étoiles de type solaire. En particulier, on ne sait pas aujourd'hui si les étoiles massives se forment principalement par effondrement et accrétion comme les étoiles de faible masse (e.g. McKee & Tan 2002, Nature, 416, 59), ou plutôt par collisions et coalescence de proto-étoiles de masse intermédiaire (e.g. Bonnell et al. 1998, MNRAS, 298, 93). Comme les étoiles massives jouent un rôle crucial dans le bilan énergétique et l'évolution physico-chimique des galaxies, comprendre leur formation est un problème fondamental en astrophysique. Contrairement aux étoiles de type solaire, les étoiles massives n'ont pas de phase pré-séquence principale : elles arrivent sur la séquence principale alors qu'elles sont encore en train d'accréter la matière de l'enveloppe protostellaire qui les entourent. L'intense radiation émise alors par l'objet central dans le domaine ultraviolet chauffe puis ionise le gaz de l'enveloppe protostellaire, entraînant la formation d'une région HII « ultracompacte ». Un problème théorique important apparaît donc car la pression de radiation engendrée lors du processus devrait stopper l'effondrement de l'enveloppe protostellaire et empêcher la formation d'une étoile massive à moins que le taux d'accrétion ne soit 2 à 3 ordres de grandeur plus élevé que les taux d'accrétion typiques des proto-étoiles de faible masse (e.g. Norberg & Maeder 2000, A&A, 359, 1025). Pour résoudre ce problème du point de vue observationnel et trancher entre les deux grands scénarios proposés pour la formation des étoiles massives (« accrétion » vs. « coalescence »), il est nécessaire d'identifier puis d'étudier en détail les phases précédant l'apparition d'une région HII. En particulier, on s'attend à ce qu'une phase pré-stellaire, analogue à celle des étoiles de type solaire (voir plus haut), n'existe que dans le cadre d'un processus de formation par « accrétion ». Il est donc primordial de chercher à mettre en évidence des condensations préstellaires massives. Si elles existent, l'observation de leurs caractéristiques internes (e.g. température, niveau de turbulence ...) et des propriétés dynamiques de leur environnement (e.g. présence ou non de mouvements à grande échelle et d'interactions à petite échelle ...) devrait nous renseigner sur les conditions initiales requises pour la formation d'étoiles massives. D'autre part, la recherche de proto-étoiles massives s'est jusqu'ici cantonnée à l'étude systématique d'échantillons de sources infrarouges lumineuses et enfouies détectées par le satellite IRAS (e.g. Molinari et al. 1998, A&A, 336, 339; Beuther et al. [8]). La majorité des objets identifiés de cette façon sont des proto-étoiles évoluées, ayant déjà formé une région HII. Le gros des proto-étoiles massives les plus jeunes, qui tout comme les proto-étoiles de Classe 0 de type solaire (André et al. 1993, ApJ, 406, 122) n’émettent pas de flux infrarouge fort, reste encore à DSM - DAPNIA 34 Formation des étoiles et des planètes découvrir grâce à des recensements complets des complexes moléculaires de notre Galaxie dans le domaine submillimétrique. De tels recensements, possibles avec le futur satellite Herschel, sont une étape indispensable pour estimer de manière précise les différentes échelles de temps mises en jeu et permettre, dans un deuxième temps, des études détaillées à plus haute résolution (par exemple avec le futur grand interféromètre millimétrique ALMA) sur des échantillons à la fois représentatifs et statistiquement significatifs. Dans l'immédiat, F. Motte et ses collaborateurs ont engagé des études (sub)millimétriques de plusieurs complexes moléculaires massifs comme W43 ou Cygnus X avec le radio-télescope de 10m de Caltech (CSO) et le 30m de l'IRAM. de région HII comme en témoigne leur non détection en infrarouge et en radio centimétrique. En revanche, ils montrent clairement au moins un signe de la formation d'étoiles massives telle que l'émission maser du méthanol ou la présence d'un « coeur chaud » (température ~ 100 K mesurée par le traceur CH3CN). Comme ces proto-amas sont constitués pour l'essentiel de gaz et poussières froides (~ 20 K) n'émettant pas en infrarouge proche et moyen, ils sont sans doute représentatifs de phases les plus précoces du processus de formation des étoiles massives (Motte et al. [9]). Etude détaillée du complexe moléculaire W43 F. Motte s'est d'abord intéressée à W43, un complexe moléculaire massif situé à 5.5 kpc du Soleil qui semble former l'analogue (en miniature) des « super-amas stellaires enfouis » observés dans les galaxies extérieures « à flambée de formation d'étoiles » (voir ci-dessous). Figure 6: Signature de la contraction supersonique d'un protoamas contenant une proto-étoile massive très jeune. Les spectres CS(3-2) ont été obtenus au télescope de 30m de l'IRAM. Les niveaux de couleur et contours représentent un zoom de la carte montrée en figure. 5. L'analyse des spectres suggère une vitesse de contraction de ~ 2 km/s sur plus d'un parsec, correspondant à un taux d'accrétion ~10-3 Mo/an, cent fois plus élevé que celui des proto-étoiles de faible masse. Figure 5: Complexe moléculaire W43 cartographié à 1.3 mm avec la caméra de bolomètres MAMBO, installée au radiotélescope de 30m de l'IRAM. Les proto-amas contenant les proto-étoiles massives de Classe 0 sont indiqués ainsi que les sources maser et l'association d'étoiles WR/OB. (D'après Motte et al. [9].) Les cartographies du continuum des poussières effectuées à 1.3mm et 350 µm (figure 5) ont révélé un complexe filamentaire contenant ~ 50 fragments de nuage ou « proto-amas » massifs (40-4000 Mo dans ~ 0.25 pc de diamètre chacun). La grande taille, grande dispersion de vitesse ∆v ~ 5 km/s et forte densité (nH2 ~ 106 cm-3) de ces proto-amas suggèrent qu'ils sont d'excellents sites de formation d'étoiles massives (Motte et al. [9]). Trois des proto-amas identifiés à 1.3 mm dans le complexe W43 sont de particulièrement bons candidats pour contenir des proto-étoiles massives très jeunes, de type « Classe 0 ». En effet, ils n'ont pas encore développé 35 DSM - DAPNIA F. Motte et collaborateurs ont récemment obtenu des cartes de ces trois proto-amas dans plusieurs raies des molécules HCO+ et CS (figure 6). Les spectres observés sont auto-absorbés et asymétriques, avec une autoabsorption décalée vers le rouge, ce qui, par comparaison avec des observations analogues sur des proto-étoiles proches bien résolues comme IRAM04191 (cf. figure. 2), suggère la présence de mouvements supersoniques de contraction à grande échelle (sur plusieurs parsecs) dans ces proto-amas (Motte et al., en préparation). Si ces mouvements globaux entretiennent l'effondrement gravitationnel des proto-étoiles situées à l'intérieur des proto-amas, ils correspondent à des taux d'accrétion très élevés (~ 10-3 Mo/an) qui devraient permettre de former des étoiles massives par le seul processus d'accrétion. Recherche de proto-étoiles massives dans les complexes les plus proches En collaboration avec Sylvain Bontemps (Obs. de Bordeaux), F. Motte et collègues ont entrepris l'étude systématique des complexes moléculaires proches formant des étoiles massives à moins de 3-4 kpc du Soleil (catalogue en cours d'élaboration par Bontemps et al. à partir de cartes d'extinction déduites des données du relevé infrarouge proche 2MASS). A terme, l'objectif de ce programme ambitieux est de recenser toutes les protoétoiles massives de Classe 0 à l'intérieur de ces Service d'Astrophysique 2001-2003 Formation des étoiles et des planètes complexes, grâce à des mosaïques de plusieurs degrés carrés en continuum (sub)millimétrique. A l'aide de la toute nouvelle caméra MAMBO-2 (117 bolomètres fonctionnant à 1.3mm au 30m de l'IRAM), F. Motte et S. Bontemps ont déjà cartographié l'émission continuum à 1.3mm de l'ensemble du complexe Cygnus X (3 deg2) situé à 1.7 kpc du Soleil (Motte, Bontemps et al. en préparation). Il s'agit du premier relevé complet de ce type à l'échelle d'un nuage moléculaire géant (« GMC »), effectué avec une résolution spatiale suffisante (~ 0.1 pc) pour identifier les proto-étoiles massives. Les résultats partiels et préliminaires d'observations complémentaires en cours indiquent la présence d'au moins onze bons candidats proto-étoiles massives très jeunes. Ce travail a déjà permis de multiplier par trois le nombre connu de proto-étoiles massives de Classe 0. entourant un noyau actif – ou en interaction (Le Floc'h et al. [11]; Le Floc'h et al. [12]; Förster-Schreiber et al. [13]). Evidemment ces diagnostics sont directement exportables aux observations qui seront réalisées avec le télescope de la NASA Spitzer (ex-SIRTF) . Formation stellaire dans les galaxies proches Bien qu’ISO ait cessé de fonctionner à la mi-98, la période 2000-2003 a coïncidé avec l’arrivée à maturité de notre appareil d’interprétation de l’émission des galaxies de l’Univers Local collectée par la caméra ISOCAM. C’est en effet durant cette période que nous avons consolidé nos méthodes d’analyse et que, l’arrivée dans le domaine public de toutes les observations aidant, nous avons pu constituer de larges échantillons de galaxies, susceptibles d’être analysés de façon statistique. Diagnostics de formation stellaire à l’échelle des galaxies Dans un premier temps, grâce au travail d’Olivier Laurent, nous avons pu créer des outils de diagnostic (figure 7) de l’activité des galaxies (Laurent et al. [10]). En effet nous avons établi que l’émission ISOCAM des galaxies autres qu’elliptiques peut avoir trois origines distinctes : le milieu interstellaire diffus qui peut tirer son énergie des diverses populations stellaires de la galaxie (voir plus loin), les régions de formation stellaires de type "starburst" et enfin les régions denses entourant les disques d’accrétion des noyaux actifs de galaxies. Pour chacune de ces origines nous avons mis en évidence des caractéristiques propres du spectre ISOCAM 5-18 µm. L'émission en provenance du milieu interstellaire diffus présente les bandes des PAH de manière très contrastée, superposées à un continuum très faible voire absent. Les régions de formation stellaire de type "starburst" présentent au contraire un continuum très fort, augmentant avec la longueur d'onde duquel les bandes PAHs sont généralement absentes. L'émission en provenance des régions centrales des galaxies actives se présente aussi sous la forme d'un continuum, mais sa pente est moins forte que celle que peut atteindre le continuum des régions "starburst" et surtout l'émission est très forte à courte longueur d'onde (5-6 µm) signalant la présence de poussières extrêmement chaudes, portées sans doute à la limite de sublimation par le rayonnement très intense et dur du noyau actif. Ces méthodes de diagnostic ne s'appliquent pas qu'aux galaxies prises dans leur ensemble et elles ont aussi été utilisées pour séparer les différentes composantes de galaxies composites – "starburst" Service d'Astrophysique 2001-2003 Figure 7: Diagrammes diagnostic de l'origine de l'émission des galaxies observées avec ISOCAM. (D’après Laurent et al. [10].) Dans ces diagrammes, les galaxies spirales de l'Univers Local occupent une zone assez bien définie et qui les caractérise comme dominées par l'émission du milieu interstellaire diffus. Cela peut paraître surprenant dans la mesure où le taux de formation stellaire est assez variable d'une galaxie à l'autre de l'échantillon ISOCAM. Le travail d'analyse en profondeur d'Hélène Roussel (Roussel et al. [14,15,16]) a permis de mieux comprendre les mécanismes de génération de l'émission ISOCAM des galaxies spirales et les relations qu'ils entretiennent avec l'activité de formation stellaire. Tout d'abord ce travail a permis de montrer que l'émission ISOCAM des galaxies spirales présentait deux composantes distinctes: celle en provenance du disque de la galaxie, et celle en provenance de la région centrale. On prendra garde de ne pas confondre cette région centrale ni avec la zone possible d'un noyau actif, absent des galaxies de l'échantillon, ni avec le bulbe stellaire, en général plus étendu. Cette région centrale infrarouge est d'autant plus lumineuse que la galaxie est de type précoce et présente une barre stellaire, ce qui incline à penser que l'émission infrarouge est due à une activité de formation stellaire renforcée, mais pas encore de type "starburst". Pour ce qui est de l'émission des disques, elle est remarquablement uniforme d'un disque à l'autre et présente un spectre de type région diffuse (proéminence des bandes PAH). L'existence de cette uniformité de l'émission infrarouge d'un disque à l'autre est surprenante alors que l'échantillon couvre toute la séquence de Hubble, avec des activités de formation stellaire variables. C'est en comparant l'émission ISOCAM avec un traceur de formation stellaire massive conventionnel – la raie de recombinaison de l'hydrogène Hα – que l'on comprend ce qui se passe. Il existe une corrélation très propre et linéaire entre l'émission Hα et les émissions à 6.7 et 15 µm (figure 8). Cette corrélation indique que c'est bien l'activité de formation stellaire qui fournit son énergie à la poussière observée avec ISOCAM. Mais le régime de formation DSM - DAPNIA 36 Formation des étoiles et des planètes stellaire régnant dans les disques de galaxies spirales n'est pas suffisamment puissant pour modifier le spectre de la poussière, d'où l'uniformité des couleurs infrarouges des disques. En utilisant des traceurs de formation stellaire adaptés aux régions centrales des galaxies ainsi qu'aux galaxies "starburst", Hélène Roussel et Natascha FörsterSchreiber ont montré que l'émission collectée par ISOCAM à 6.7 et 15 µm pouvait être utilisée pour tracer l'activité de formation stellaire sous réserve de bien reconnaître les régimes d'émission dans lesquels se trouve la poussière (Förster-Schreiber et al. [17]). A nouveau, Hélène Roussel, qui est maintenant associée au programme SINGS, continue cette analyse à partir des observations de Spitzer. Figure 8: Corrélation entre l'émission ISOCAM des disques de galaxies et l'activité de formation stellaire tracée par la raie Hα. (D’après Roussel et al. [15].) Super-amas stellaires enfouis Enfin dans le domaine de la formation stellaire à l'échelle des galaxies, ISOCAM a permis de mesurer l'importance d'un nouveau type d'objet: les super-amas stellaires enfouis. Les super-amas stellaires sont des amas très compacts, de taille (~ 1pc) comparable aux amas stellaires jeunes observées dans notre propre Galaxie comme ρ Ophiuchi ou le Trapèze d’Orion (voir plus haut) mais beaucoup plus denses et contenant l'équivalent de quelques milliers d'étoiles O7V, formés en grande quantité lors des sursauts de formation stellaire ("starburst"). Ces amas sont maintenant bien connus grâce en particulier aux observations du HST. Mais en cartographiant la galaxie des Antennes (Mirabel, Vigroux et al. 1998, A&A, 333, L1), ISOCAM a révélé que pratiquement 20% de son émission à 15 µm provenait d'une source compacte, identifiée avec un amas stellaire très rouge et très faible, dont la spectroscopie a montré qu'il s'agissait bien d'un super-amas stellaire, mais obscurci par environ 9 magnitudes d'extinction visible. Une source de même type à été détectée par Marc Sauvage et ses collaborateurs (Thuan, Sauvage et al. 1999, ApJ, 516, 783; Plante, & Sauvage [18]) dans la galaxie bleue compacte SBS 0335-052 (figure 9). Bien que la galaxie des Antennes soit plus spectaculaire que SBS 0335-052, la découverte d'un super-amas enfoui dans cette dernière est nettement plus remarquable. D'abord parce que l'amas est nettement plus enfoui: avec 30 magnitudes d'extinction, il est invisible aux longueurs 37 DSM - DAPNIA d'onde inférieures à quelques µm. Ensuite parce qu'il contient environ 75% des étoiles formées par la galaxie lors des 10 derniers millions d'années. Mais surtout parce Figure 9: Distribution spectrale d'énergie de SBS 0335-052 et modèle de cette distribution avec un corps noir absorbé (a) et à l'aide d'un code de transfert radiatif (b). (D’aprèsThuan et al. 1999 , ApJ, 516, 783 et Plante & Sauvage [18].) que SBS 0335-052 est, avec une abondance chimique quarante fois inférieure à celle du Soleil, l'une des galaxies les moins évoluées chimiquement de l'Univers Local. Depuis cette découverte, d'autres super-amas stellaires enfouis ont été mis en évidence, ce qui montre qu'il s'agit sans doute d'une des phases de l'évolution de ces structures. Le fait qu'ils puissent être observés dans les galaxies les moins évoluées chimiquement indique qu'il est fort probable que nous retrouvions ces amas enfouis lorsque nous observerons les premières phases de formation des galaxies avec Herschel. Il importe donc de bien comprendre aujourd'hui les quelques exemples locaux que nous avons identifiés. Formation des planètes et disques circumstellaires Contexte La découverte des premières planètes extrasolaires a constitué un pas fondamental en sciences planétaires. Plus de cent exo-planètes sont maintenant recensées, dont quelques-unes rassemblées en systèmes planétaires. La comparaison avec notre Système Solaire, exemple de stade d’évolution finale d’un système planétaire, a provoqué un formidable essor de recherche pour Service d'Astrophysique 2001-2003 Formation des étoiles et des planètes comprendre les scénarios de formation et d’évolution des systèmes planétaires, discuter les modèles existants et en élaborer de nouveaux. Notre laboratoire s’est fortement investi dans l’exploration numérique de la dynamique des disques, qu’ils soient circumstellaires, proto- et postplanétaires, ou circumplanétaires à plus petite échelle. Par leur proximité et grâce aux visites des sondes spatiales, les anneaux planétaires constituent un excellent laboratoire pour tester les mécanismes physiques en jeu au sein des disques moins accessibles. Ces études sont confrontées aux contraintes observationnelles sur les propriétés physiques des disques et des grains qui les constituent, dérivées d’observations multi-longueurs d’onde à l’aide de modèles photométriques. Nous participons activement à l’étude des mécanismes de migration des planètes dans une nébuleuse protoplanétaire, mécanismes nécessaires pour expliquer l’origine de la famille des « Jupiters chauds », une fraction significative des exo-planètes, massives et proches de l’étoile centrale. Les recherches s’appuient sur la création d’un code hydrodynamique 3D multi-grille. Même si les disques proto-planétaires disparaissent avec le temps, les collisions entre planétésimaux, astéroïdes et petits corps, ainsi que la sublimation de la matière des comètes lors de leur passage près de l'étoile sont des sources d’alimentation d’un disque de poussières, appelé quelquefois disque "post-planétaire". Nous avons développé plusieurs codes pour étudier l’activité colllisionnelle des disques de planétésimaux, en particulier une méthode nouvelle qui permet de calculer leur érosion sous l’influence gravitationnelle des protoplanètes. Elle permet de prédire la distribution de taille et de masse des corps dans le disque qui peuvent être comparées à des observations. Les domaines d’applications sont nombreux : formation et évolution des nuages de Oort et de Kuiper, évolution des disques de planétésimaux extrasolaires dans lesquels des planètes sont déjà présentes. La présence d'une planète dans un tel disque le perturbe gravitationnellement et en modifie profondément la morphologie en engendrant des vides de matière à l'intérieur de l'orbite de la planète et des asymétries si la planète est sur une orbite excentrique. L'étude de la morphologie des disques est donc un moyen de détection indirecte des exo-planètes. Pour cela, le SAp est en train de finir de construire VISIR, l’instrument spectro-imageur du VLT de l’ESO en infrarouge moyen qui permettra d'étudier la morphologie et la composition de ces disques. En effet, il semble que la composition des poussières (silicates de manière générale) ait une évolution en lien avec la formation planétaire (présence de silicates ayant subi une cristallisation). Nous avons commencé une étude portant sur des disques “intermediaries”, c’est à dire autour d'étoiles pré-sequence principale (d'ages entre 1 et 10 millions d'années) dans lesquels la formation planétaire est probablement encore à l'oeuvre. Nous avons pu résoudre, grâce à des données obtenue avec la caméra infrarouge moyen (CAMIRAS) montée sur le CFHT, un certain nombre de disques autour de ces étoiles. L'étude précise de leur structure est en cours; leur composition précise pourra être connue grace à des observations avec le satellite Spitzer. Notre laboratoire est aussi impliqué dans la détection d’éventuels disques de poussières dans les systèmes d’exo-planètes découverts et la présence de divisions ou d’asymétries, la détermination des paramètres orbitaux Service d'Astrophysique 2001-2003 des poussières en confrontant morphologie observée des disques et résultats des simulations numériques. L’étude des anneaux planétaires nous donne l'occasion unique de comprendre les processus dynamiques et collisionnels qui ont gouverné la formation de la Terre et des autres planètes. Les systèmes d’anneaux sont très différents les uns des autres et présentent en leur sein une variété de structures et de phénomènes insoupçonnés avant l’ère de l’exploration spatiale. Les anneaux étroits et les bords nets des disques témoignent du confinement radial provoqué par les perturbations gravitationnelles de satellites voisins. Les arcs et les hétérogénéités azimutales dans les anneaux étroits sont la preuve d'un confinement azimutal encore mal compris. Dans leur grande majorité, les structures visibles dans les anneaux ne sont pas encore comprises. De plus, l'âge et l'origine des anneaux sont inconnus. Il y a visiblement au sein des anneaux une compétition très forte entre des mécanismes destructeurs à courte durée de vie et des mécanismes aidant à la stabilité des anneaux. Les propriétés encore mal estimées des particules et de la nature de leurs collisions mutuelles ainsi que l’ignorance de la durée de vie de la plupart des structures observées nous montrent que nous sommes loin de conclure ces études. Au sein du laboratoire, nous dérivons les propriétés physiques et dynamiques des particules au sein des anneaux à partir d’observations en différentes longueurs d’onde, de modèles de diffusion ou d’émission thermique des particules et de simulations numériques de dynamique incluant collisions, spins et autogravitation. Nous observons l’évolution temporelle des arcs de matière. Faits marquants 2001-2003 Détection de disques circumstellaires, morphologie (E. Pantin, S. Charnoz et al.) • Pas de disques détectés pour l’instant dans les systèmes d’exo-planètes connus avec les systèmes d’optique adaptative utilisés (problème de stabilité de la PSF) mais limite supérieure établie sur le rapport luminosité/masse des disques recherchés. • Découverte de deux compagnons massifs dans deux systèmes : naine brune autour de GL86 (Els et al. [19]), compagnon à confirmer autour de HD33636. • Découverte d’un anneau d’émission à 20.5 µm, situé à 260 UA autour de AB Aur, détermination de la structure de l’anneau. La déformation de l'anneau semble indiquer la présence de corps massifs à grande distance dans le disque. • Découverte de disques résolus autour de HD150193, CQTau et HD179218. • Validation de la méthode d’inversion des paramètres orbitaux des poussières dans les disques circumstellaires. Formation des nuages de Oort et de Kuiper (S. Charnoz et al.) • Nuages de Oort et de Kuiper créés par des processus fondamentalement différents, validant des modèles récemment élaborés. DSM - DAPNIA 38 Formation des étoiles et des planètes Anneaux planétaires (A. Brahic, C. Ferrari, C. Leyrat, S. Charnoz, E. Pantin) • Faible inertie thermique des particules des anneaux de Saturne, impliquant une surface fracturée ou une structure en agrégats. • Premier modèle d’émission thermique des anneaux de Saturne tenant compte du spin des particules. • Orbites des arcs dans l’anneau F de Saturne à partir d’observations en optique adaptative. Modèle de simulation locale de la dynamique des anneaux de Saturne et couplage avec les modèles d’émission thermique. Références [1] André, P., Bouwman, J., Belloche, A., & Hennebelle, P. 2003,”Submillimeter Studies of Prestellar Cores and Protostars: Probing the Initial Conditions for Protostellar Collapse”, Revue invitée pour ``Chemistry as Diagnostic of Star Formation'', Eds. C.L. Curry & M. Fich, NRC Press, in press (astro-ph/0212492) [2] Motte, F., André, P., Ward-Thompson, D., & Bontemps, S. 2001, “A SCUBA survey of the NGC 2068/2071 protoclusters”, A&A, 372, L41 [3] Motte, F., & André, P. 2001, “The Circumstellar Environment of Low-Mass Protostars: A Millimeter Continuum Mapping Survey”, A&A, 365, 440 [4] Hennebelle, P., Whitworth, A.P., Gladwin, P.P., & André, P. 2003, “Protostellar Collapse Induced by Compression”, MNRAS, 340, 870 [5] Belloche, A., André, P., Despois, D., & Blinder, S. 2002, « Molecular line study of the very young protostar IRAM~04191: Infall, rotation, and outflow », A&A, 393, 927 [6] Kaas A.., Olofsson, G., Bontemps, S., André, P., Nordh, L. et al. 2004, « The young stellar population in the Serpens cloud core: An ISOCAM survey », A&A, in press 39 DSM - DAPNIA [7] André, P. 2001, « The Earliest Stages of Star Formation: Protostars and Dense Cores », dans « The Promise of the Herschel Space Observatory », Ed. G.L. Pilbratt et al., ESA SP460, p. 169 [8] Beuther, H., Schilke, P., Menten, K. M., Motte, F., Sridharan, T. K., Wyrowski, F. 2002, « High-mass protostellar candidates – II : Density structure from dust continuum and CS emission », ApJ, 566, 945 [9] Motte, F., Schilke, P., & Lis, D. C. 2003, « From massive protostars to a giant HII region : Submillimeter imaging of the Galactic mini-starburst W43 », A&A, 582, 277 [10] Laurent; O., Mirabel, I. F. et al. 2000 "Mid-infrared diagnostics to distinguish AGNs from Starburst", A&A, 359, 887 [11] Le Floc'h, E., Mirabel, I. F. et al. 2001 "Mid-Infrared observations of NGC 1068 with the Infrared Space Observatory.", A&A, 367, 487[12] Le Floc'h, E., Charmandaris, V. et al. 2002 "Extended mid-infrared emission from VV114: probing the birth of a ULIRG.", A&A, 391, 417 [13] Förster-Schreiber, N., Sauvage, M. et al. 2003. "ISOCAM view of the starburst galaxies M 82, NGC 253 and NGC 1808." 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