Formation d`étoiles et Feedback : Interaction entre un Flot

Formation d'étoiles et Feedback : Interaction entre un Flot moléculaire et un Coeur pré-stellaire dans L1689N
Extrait du Observatoire de Paris centre de recherche et enseignement en astronomie et
astrophysique relevant du Ministère de l'Enseignement supérieur et de la Recherche.
https://www.obspm.fr/formation-d-etoiles-et.html
Formation d'étoiles et
Feedback : Interaction entre un
Flot moléculaire et un Coeur
pré-stellaire dans L1689N
Date de mise en ligne : samedi 7 mai 2016
Observatoire de Paris centre de recherche et enseignement en astronomie et
astrophysique relevant du Ministère de l'Enseignement supérieur et de la
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Formation d'étoiles et Feedback : Interaction entre un Flot moléculaire et un Coeur pré-stellaire dans L1689N
Le nuage moléculaire L1689N contient un coeur pré-stellaire, caractérisé par un niveau de
deutération élevé, indiquant une forte densité et condensation des molécules sur les grains de
poussière. Des observations avec Herschel, ALMA Compact Array (ACA), et le télescope
submillimétrique de Caltech (CSO) menées par une équipe internationale, dirigée par des
astronomes de l'Observatoire de Paris, confirment que le coeur est affecté par un flot
moléculaire venant de la proto-étoile proche IRAS 16293-2422. Le changement de la vitesse et
de la largeur de la raie NH2D à travers le coeur fournit des indications claires d'une
interaction avec le flot, tracé par l'émission à grande vitesse des molécules d'eau.
La formation d'étoiles de faible masse est connue pour se produire exclusivement dans les intérieurs protégés de
coeurs de nuages moléculaires, lorsque la gravité l'emporte sur les pressions thermique, magnétique et turbulente et
que le coeur s'effondre. Le lancement de ce processus est parmi les étapes les moins bien comprises de la
formation d'étoiles. Pourtant, il est essentiel de comprendre certains de ses aspects les plus fondamentaux, tels que
la fonction initiale de masse, la fraction de binarité et sa dépendance en la masse stellaire, et l'efficacité de la
formation des étoiles. Une grande partie de notre connaissance de la structure des coeurs de nuages sans étoiles
vient d'observations de l'émission millimétrique de la poussière. Cependant, les observations du continuum ne
donnent qu'une image partielle de la structure des nuages, car la coagulation de la poussière est un processus clé
aux fortes densités des coeurs sans étoiles, ce qui modifie le coefficient d'opacité des grains et cache efficacement
une grande partie de la masse de la poussière. De plus, les études de poussière ne fournissent pas d'informations
directes sur la dynamique de ces coeurs, ni sur leur chimie.
De même, les observations moléculaires sont également connues pour fournir une vue biaisée des coeurs sans
étoiles. Cela reflète la condensation des espèces sur des manteaux de glace aux densités élevées. Cependant, pour
des raisons qui ne sont pas entièrement comprises, les espèces contenant l'azote, notamment l'ammoniac, ne
semblent pas participer à cette condensation. Les espèces deutérées, y compris les isotopologues de l'ammoniac ou
N2D+, forment la deuxième exception. Une haute deutération des espèces en phase gazeuse est, en effet, une
conséquence directe de la condensation sur les grains, et de la disparition fortuite d'ortho-H2 de la phase gazeuse,
sans laquelle aucune deutération ne se passerait. Cela entraîne à son tour l'abondance en phase gazeuse et la
fractionation de H3+.
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(A droite) Image couleur de l'intensité intégrée de la raie d'émission de l'eau dans L1689N observée avec
HIFI, traçant le flot moléculaire, avec les contours blancs superposés de l'intensité intégrée de l'émission
NH2D, qui révèle l'emplacement du noyau pré-stellaire. La proto-étoile proche de type solaire IRAS
16293-2422, origine du flot moléculaire, est représentée par les contours noirs de l'émission excitée de SO.
Les flèches rouges et bleues marquent les directions du flot compact en molécule CO. (En haut à gauche)
Intensité intégrée de la raie de N2D+ dans L1689N observée avec ACA (image en couleurs et contours
blancs), avec superposition des contours noirs de l'émission ND3. (En bas à gauche) Spectres N2D+ et ND3
observés avec ACA (panneaux gauche et droit, respectivement) vers les pics d'émission respectifs. La
structure hyperfine ajustée est indiquée en rouge.
Les observations avec Herschel, Array ALMA Compact (ACA), et le télescope submillimétrique de Caltech (CSO) ont
fourni de nouvelles connaissances sur la structure du coeur pré-stellaire dans L1689N, qui a été suggéré en
interaction avec un flot moléculaire, ayant pour origine la proto-étoile proche, de type solaire IRAS 16293-2422. Cette
source se caractérise par un niveau de deutération parmi les plus élevés observés dans le milieu interstellaire. Le
changement de la vitesse et de la largeur de raie de NH2D à travers le coeur fournit des indications claires d'une
interaction avec le flot, tracé par l'émission à grande vitesse de la molécule d'eau. Le gaz froid, au repos, caractérisé
par des largeurs de raie étroites, se trouve dans la partie nord-est du coeur. Le choc associé au flot moléculaire a pu
déjà se propager à travers cette partie du coeur, résultant en des profils de raie étroits, non perturbés dans le gaz
post-choc froid et comprimé, décalé vers le bleu par rapport à la vitesse systémique du nuage ambiant. La partie SW
du coeur est toujours en interaction avec le flot.
Une émission N2D+ et ND3N2D forte est détectée avec ACA. Les données ACA révèlent aussi la présence d'une
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source de continuum de poussière compact, avec une taille moyenne de 1100 au, une densité centrale élevée de
(1-2) × 107 cm-3, et une masse de 0,2-0,4 Mo. Le pic de l'émission de poussière est décalé vers le sud par rapport à
l'émission moléculaire, ainsi que le pic de poussière détecté par l'antenne unique, ce qui suggère que la partie nord
du coeur qui est au repos est caractérisée par une émission continue spatialement étendue, qui est en grande partie
résolue par l'interféromètre . Il n'y a pas de preuve claire de la fragmentation dans la partie au repos du coeur, ce qui
pourrait conduire à une deuxième génération de formation d'étoiles, bine qu'une source faible de continuum de
poussière est détectée dans cette région dans les données ACA.
Il n'y a aucune preuve dans les données d'ammoniac deutéré que la vitesse turbulente varie avec le rayon, comme
on le voit dans certains coeurs. La largeur de raie 0,4 km s-1 FWHM correspond environ à la largeur thermique de la
raie H2 à 7 K et est 3-4 fois plus grande que la largeur attendue de NH2D, ND3, ou N2D+. Cela montre que
l'élargissement de la raie est principalement non-thermique et que les mouvements turbulents soniques ou quelque
peu sous-soniques sont dominants, même dans la partie nord au repos du coeur. Ceci est différent des coeurs
pré-stellaires typiques de Taurus, où les largeurs de raue sont essentiellement thermiques, et est peut-être lié à
l'interaction avec le flot moléculaire.
Ces nouvelles observations démontrent l'utilité des transitions rotationnelles fondamentales de l'ammoniac deutéré
comme traceur des phases pré-stellaires de formation d'étoiles, profondément enfouies. Ces raies sont accessibles
aux installations submillimétriques présentes au sol, notamment ALMA, offrant de nouvelles perspectives sur les
premières phases du processus de formation des étoiles.
Référence
Star Formation and Feedback : A Molecular Outflow—Prestellar Core Interaction in L1689N. D.C. Lis, H.A. Wootten,
M. Gerin, L. Pagani, E. Roueff, F.F.S. van der Tak, C. Vastel, C.M. Walmsley,
The Astrophysical Journal, in press,
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