Formation des étoiles massives

Formation des étoiles
massives
Patrick Hennebelle
Bordeaux 04/2007
Formation of low mass star
Shu et al. 1987 - André, Ward-Thompson, Barsony 2000
A) Pre-Stellar Phase (t ~106 Yrs)
Collapse and Fragmentation
B) Protostellar Phase (t ~ 105Yrs)
Accretion and Ejection
Flot bipolaire
Enveloppe
Classe 0
(M* < Menv)
104 AU
~ 0.1 pc
Proto-étoile
C) Pre-Main Sequence Phase (t ~ 106-107 Yrs)
Gravitational contraction of the Star
Classe II
Classe III
Classe I
(M* > Menv)
Différence majeure entre la formation des étoiles de faible masse
et la formation les étoiles massives :
Pression de radiation
Elle s’exerce via le couplage avec les grains
⇒
transfert de rayonnement et micro-physique
Larson & Starrfield 1971 (Kahn 1974) :
+ Condition d’effondrement =>
Pression de radiation/pression dynamique = 1
+
L/ 4pr 2 c
⇒
»1
2
ρu
L / LS
L/ 4pr 2 c
−11
1/2
u =2 GM / r ⇒
»1 . 3´ 10
r
2
1/ 2
ρu
M /MS
2
+ Le rayon où les grains se vaporisent correspond à => T=1500 K
+ Estimation de T grâce à l’équation de transfert
=>Pression de radiation/pression dynamique =
2 ´ 10−5
 L / L S 6 /5
 M / M S  3/5
conduit à M=20 Ms
(IL existe un critère semblable pour le rayon externe du cœur dense)
Wolfire and Cassinelli (1985) :
-hypothèse d’un taux d’accrétion constant élevé 10-3Ms/an
-explore l’influence d’un déficit de grains
Résultats :
P radiation / P dynamique
-prise en compte des propriétés des grains issues des
observations plus récentes (Mathis et al. 77) et considère un fluide
de grains
Une étoile de 100 Ms ne peut se former avec une abondance
standard de grains (1/4 est requis)
Solution : faible abondance des grains
Approche multi-D
(Yorke & Sonnhalter 2002, Krumholz et al. 2005,2007)
Solution au problème de la pression de radiation grâce
au disque : The flashlight effect (Yorke and Bodenheimer 99)
+Formation d’un disque (force centrifuge)
+Anisotropie du rayonnement , le disque réduit l’intensité du
rayonnement à l’équateur
+L’accrétion se poursuit par l’équateur
Difficulté : traitement multi-D du
rayonnement (cf talk Matthias)
-traitement implicite
-gris/multi-longueur d’onde
-diffusion / moment d’ordre 1
Equations de la RHD approximation
de diffusion (Krumholz et al 07)
L’approximation des moments conduit
à une équation supplémentaire.
Luminosité
Étoile et accrétion
(Yorke & Sonnhalter)
Yorke & Sonnhalter
(2D, 64 longueurs d’onde
Moment d’ordre 1)
+collapse presque sphérique
+aplatissement le long de
l’équateur
+apparition d’outflows le long
des pôles
+finalement expansion même
dans le plan équatorial
Formation d’une étoile de
33 Ms (masse totale 60).
Yorke & Sonnhalter
Identique au cas précédent
mais traitement gris
Différence importante :
-pas d’outflows
-équilibre entre
Force centrifuge, pression de
radiation et gravité
Masse finale : 20 Ms
(mass totale 60 Ms).
Comparaison :
traitement multi-longueur d’onde et gris
Masse
Taux d’accrétion
Gris
Yorke & Sonnhalter
Initialement 120 Ms
+Expansion radiale plus
prononcée
+Pas de formation de
disque
-Masse finale : 33 Ms
Krumholz et al. 2007
+Code 3D AMR
+Traitement gris
+Approximation de
diffusion
+cœur initialement
« turbulent »
(modèle de McKee & Tan 03
Collapse autosimilaire où la
Vitesse du son est remplacée par un
support turbulent)
⇒Formation d’un disque
Quelques fragments se
forment mais peu survivent
Krumholz et al. 07
Même simulation
mais cas isotherme
⇒Formation d’un nombre
bien plus élevé de fragments
⇒Rôle important de la radiation
pour le type de système formé
Scénario alternatif (Bonnell et al. 98, 02, 03):
formation des étoiles massives par « merging » d’étoiles de
faibles masses et/ou accrétion compétitive
Solution : la pression de radiation n’a pas d’influence sur les
collisions entre étoiles
Motivé par :
+les étoiles O-B sont presque toujours dans des clusters
(Zinnecker et al. 93, Hillenbrand 97)
+les étoiles massives sont préférentiellement dans les parties
correspondant au potentiel gravitationnel le plus profond
⇒Naturellement expliqué par les scénarios d’accrétion compétitives
+la masse de Jeans initiale est plus petite que la masse médiane des étoiles
du cluster (e.g. Trapezium)
=> Les étoiles ont dû accréter l’essentiel de leur masse
Estimations issues d’un TOY modèle (Bonnell et al. 98)
Cluster de N étoiles, Mstars, Mgas,
dM/dt : le taux d’accrétion, pas d’accrétion sur l’étoile si M>10Ms
Efficacité réquiert
108 etoiles/pc2
Temps pour doubler
La masse d’une étoile:
+Le gaz n’a pas de quantité mouvement en moyenne
+Accrétion => vitesse de dispersion des étoiles diminue
+Le cluster se contracte
+Le cluster revient à l’équilibre Viriel
⇒Le temps de collision entre 2 étoiles diminue et peu devenir
accrétion
inférieur au temps d’accrétion
collisions
rayon du cluster
Si pas assez d’accrétion, le temps de collapse est trop long
Si accrétion trop forte, pas assez de temps pour les collisions
Masse maximum
Temps de formation
d’une étoile massive
Taille
du coeur
Nombre de
collisions
Taux d’accrétion
Estimation à l’aide de simulations numériques directes
(Bonnell & Bate 02,05)
Technique SPH, de 1,000,000 de particules, emplois de sink
Possibilité de fusionner les sinks (seuil de distance)
+Masse des étoiles les
plus massives
+Masse moyenne dans le
cœur de l’amas
+Masse moyenne
en fonction du temps
Masse due aux collisions
en fonction de la masse
finale
Perspectives : influence du champ magnétique
Simu MHD 3D ont été réalisées
(Machida et al. 05, Banerjee & Pudritz 05,06, Fromang et al. 06)
Toutes trouvent une influence dramatique de B :
+pour la fragmentation
+par la création d’un outflow qui pourrait permettre au
rayonnement de s’échapper (Banerjee et al. 06)
⇒Pas de simu RMHD à ce jour…
⇒Prise en compte des effets non MHD (diffusion ambipolaire)
reste à entreprendre
RAMSES :
Code AMR-schéma Godunov
Teyssier 02 A&A
Teyssier, Fromang Dormy 06 in press
Fromang, Hennebelle, Teyssier 06 in prep
QuickTime et un
dcompresseur codec YUV420
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0.01 pc
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Cas hydrodynamique
Plan XY
Cas MHD
Plan XY
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dcompresseur codec YUV420
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Cas hydrodynamique
Plan XZ
Cas MHD
Plan XZ
Conclusions
-trois solutions envisagées au problème de la formation des
étoiles massives :
+peu de poussières
+anisotropie du rayonnement
+accumulation d’étoiles de faible masse
-améliorations souhaitables :
+traitement non gris 3D
+MHD (non idéale)
-tester les modèles :
Recherche de disques associés aux étoiles massives