Proto-étoile

Efficacité de formation stellaire dans
les nuages moléculaires
de la Voie Lactée :
La formation d’étoiles y est-elle
toujours « calme » ?
Frédérique Motte (AIM, CEA-Saclay)
- Quelques définitions à l’échelle des nuages moléculaires
de notre Galaxie.
- Des régions de formation stellaire « calmes » et actives…
Les nuages moléculaires de notre Galaxie
Carte 12CO de notre
Galaxie (Dame et al. 1987)
50 pc
Carte de l’extinction en IR proche
des nuages moléculaires d’Orion
(Bontemps et al., données 2MASS)
Les cœurs pré-stellaires et proto-étoiles
Le proto-amas NGC2068 à 850 mm
Ces objets sont détectables
en continuum (sub)mm et
avec des traceurs
moléculaires de haute
densité (e.g. CS, NH3…).
Cœur pré-stellaire
Proto-étoile
Motte et al. 2001
Fragments de nuage
Taille: 0.01-0.1 pc
Densité: 105 - 106 cm- 3
Scénario de formation des étoiles de type solaire
(modifié à partir de Shu et al. 1987 et André, Ward-Thompson, Barsony 2000)
A) Coeur pré-stellaire (105-106 ans)
B) Proto-étoile (105 ans)
Fragmentation et effondrement
Accrétion et éjection
Flot bipolaire
Classe 0
(M* < Menv)
Enveloppe
104 AU
~ 0.1 pc
Proto-étoile
C) Etoile pré-séquence principale (106-107 ans)
Contraction gravitationnelle de l’étoile
Classe II
Classe III
Classe I
(M* > Menv)
Régions de formation d’étoiles
Taureau (140 pc)
W43
(5.5 kpc)
MSX 21 µm
10 pc
10 pc
Near-IR extinction map
Padoan, Cambrésy, Langer 2002
IRAM
1.3mm
Motte et al. 2003
Cygnus X
Cygnus X (1.7 kpc)
KOSMA
13CO
MSX 8 µm
Schneider et al. 2006
100 pc
Efficacité de formation d’étoiles (SFE)
SFE = efficacité de transformation de la masse de gaz
(moléculaire) en masse d’étoiles
A des échelles < 100 pc, la SFE est estimée par la comparaison de
la masse ou du spectre de masse des populations actuelles
d’étoiles jeunes (106 ans) et
de structures pré-stellaires (105 - 106 ans)
d’un complexe moléculaire (ou GMC, 107 ans).
Hypothèses:
- formation d’étoiles continue sur l’échelle de temps considérée
- temps de vie moyen des étoiles jeunes et structures pré-stellaires
- forme de la Fonction de Masse Initiale (IMF) des étoiles
- bons traceurs
Valeurs typiques de la SFE
Nuages moléculaires
(10-100 pc ; 103 cm-3)
1-3% / 107 yrs
Cœurs denses pré-stellaires
(0.1 pc ; 105 cm-3)
10-30% / 106 yrs
(Silk et al. 1997)
(Silk et al. 1997; Bontemps et al. 2001)
Condensations pré-stellaires 100% / 105 yrs
(0.01 pc ; 106 cm-3)
(Motte, André & Neri 1998)
La formation stellaire est un processus inefficace (champ
magnétique, turbulence, effets « feed-back ») sauf à petite échelle
et/ou grande densité: SFE ~ MJeans ~ P1/2 x T-2
Amas stellaires Galactiques « starburst »
NGC 3603
Arches
/Quintuplet
W49, …
7 kpc
10 kpc
107 L, 50 O stars
108 L,100 O stars
Best studied
Galactic center
W43
Cyg OB2
5.5 kpc
1.7 kpc
3x106 L
107 L, 120 O stars
youngest known
nearest known
Questions reliées:
- Effet de l’environnement sur la SFE ?
- Peut-on les considérer comme des modèles miniature des galaxies
« starburst » ?
- L’IMF est-elle différente ?
W43: une région « mini-starburst »
@ 5.5 kpc dans l’anneau
moléculaire de notre Galaxie
5 pc
JHK
Amas d’étoiles OB/WR et région
HII géante:
3 106 L , 1051 Lyc
5 pc, Av = 30 mag
GMC massif actif
- 20 pc, 106 M
-15 proto-amas formant 1 étoile
massive
=> SFE ~ 25% /106 yr
- contraction globale
W43 starburst cluster: Blum et al. (1999)
W43 mini-starburst region: Motte et al. (2003)
Etudes de la formation stellaire à des
échelles plus grandes dans un futur proche
Quelques études de la formation stellaire à l’échelle de notre
Galaxie:
- Avec Spitzer : e.g. survey GLIMPSE
- Avec Herschel :
Hi-Gal, Gould Belt, …
Un programme clé du temps garanti dédié aux phases
précoces de la formation des étoiles massives
125 hours
(Coordinators: Motte, Zavagno, Bontemps)
Objectif principal:
• découvrir les précurseurs des étoiles
OB du bras le plus proche de la
Galaxie