Champs magnétiques dans les disques des étoiles jeunes

Champs magnétiques dans les disques des
étoiles jeunes:
HH30 vu par le HST
Observations (et estimations)
1000 au
Sylvie Cabrit
LERMA
Observatoire de Paris
S. Cabrit
Séminaire MHD, ENS Paris, 3 avril 2006
1
Plan de l’exposé
A. Rappel des propriétés des disques autour des étoiles jeunes
1.
2.
3.
4.
Gaz
Poussières
Accrétion
Evolution
B. Indices de champs magnétiques à l’équipartition dans le disque
C. Indices d’interaction disque – magnétosphère stellaire
S. Cabrit
Séminaire MHD, ENS Paris, 3 avril 2006
2
A.1 Disques de gaz
Double pic à +- Vk(Rout)
Simon et al. (2001)
o
o
o
Guilloteau & Dutrey (1994)
Rayon du disque: de 50 UA (orbite de Pluton) à 800 UA
Cinématique déduite de l’effet Doppler dans les raies:
 Excellent accord avec rotation képlérienne Vk(r) = sqrt(GM/r)
Vitesses turbulentes faibles (< 0.1 km/s = 30% de Cs)
S. Cabrit
Séminaire MHD, ENS Paris, 3 avril 2006
3
A.2 Disques de poussière: images en lumière diffusée
o
Images de disques vus par la tranche avec le Télescope Hubble (λ ≤ 1µm)
 diffusion de la lumière stellaire par les grains (mélange de silicates et de graphite, 1% du
gaz)
 Forte polarisation linéaire (10%-50%): petits grains < λ = 1µm
o
Modélisation Monte-Carlo (e.g. Burrows et al. 1996):
 Distribution verticale de densité = Gaussienne avec H/R ~ 0.1
 Compatible avec équilibre hydrostatique vertical du gaz: H/R ~ Cs / Vkepler ~ 0.1
 Petits grains et gaz bien mélangés verticalement: Turbulence
Observations HST
S. Cabrit
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Modèle
Stapelfeldt et al. (1998)
4
A.2 Disques de poussière: Emission submillimétrique
o
Continu thermique de la poussière
optiquement mince à λ > 1mm :
 Brillance de surface Sν (r) ∝ Σ(r) Bν (T(r))
κν
 Flux intégré ∝ Masse du disque x κ ν
o
Densité de surface: Σ 100AU~ 1 g cm-2
o
Masse de disque ~ 0.01 M* ~ nébuleuse
proto-solaire (0.01 M)
o
Grains allant jusqu’à ~1mm pour expliquer la
pente spectrale dans le mm (qui reflète la loi
d’opacité des poussières κ ν)
 Croissance des grains dans le plan
médian du disque à t ~ 106 ans ?
S. Cabrit
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Images à 3mm avec l’interféromètre
du Plateau de Bure de l’IRAM
Dutrey et al. (1997)
5
A-3 Signatures d’accrétion dans le disque
o Excès de flux en loi de puissance dans le
domaine infrarouge:
disque d’accrétion visqueux optiquement
épais (T(r) ∝ r-3/4; Lynden-Bell & Pringle
1974)
ultraviolet
0.2µm
o Excès de flux optiquement mince dans l’ UV:
zone chaude ~ 8000 K étoile
à la surface de
l’étoile: “couche limite” ou choc d’accrétion
Modèle de
Couche limite
Couche limite
1µm
infrarouge
10µm
Modèle de disque
étoile
o Détermination du taux d’accrétion:
L(Excès UV) ~ ½ GM*(dMacc/dt)/R*
Valeur typique: dMacc/dt = 10-8 M /yr
Bertout, Basri, Bouvier 1988
Basri & Bertout 1989
S. Cabrit
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A.4. Temps caractéristique d’évolution
o
Temps d’accrétion typique:
tacc = Md / (dM/dt)
= 0.01M / 10-8 M /yr = 106 ans
o
Viscosité dynamique ν nécessaire
tacc ~ tvisqueux ~ R2 / ν
o
Paramètre de Shakura-Sunyaev: ν = α Cs h
 α = R2 / (tacc Cs h) = (R/h) (tsonic / tacc)
~ 0.01 pour R ~ 100 UA
o
Taux d’accrétion moyen décroît avec l’âge
de l’étoile sur une échelle ~ tacc
 Evolution visqueuse du disque :
étalement diminue la densité surfacique
et le taux d’accrétion
 Modélisé avec viscosité ν(R) ∝ R
S. Cabrit
Séminaire MHD, ENS Paris, 3 avril 2006
Hartmann (1998)
Md(t=0)=0.1 M, R(t=0)=10 AU, α = 0.01
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Plan de l’exposé
A. Propriétés observées des disques autour des étoiles jeunes
B. Indices de champs magnétiques à l’équipartition dans le disque
1.
2.
3.
4.
Mesures directes de B par effet Zeeman dans un disque
Le maser du disque de MWC 349
Le disque en éruption de FU Ori
Indice indirect: Collimation des jets
C. Indices d’interaction disque – magnétosphère stellaire
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B.1 Mesures directes de B dans un disque:
Signatures par effet Zeeman
o
Effet Zeeman mesure B// = B projeté sur la ligne de visée
 Séparation en fréquence des composantes polarisées
circulairement Droite et Gauche
 Profil de Stokes V = (RHC) – (LHC) : forme en « S »
Intensité Stokes V
ν
 ∆V / Io = 4 g B// où g facteur de Landé
Bz
o Convolution avec l’étalement Doppler du
profil causé par les gradients de vitesse
projetée (disque en rotation)
Information sur la géométrie du champ
o Si le champ du disque est axi-symétrique
Bz  Profil Stokes V anti-symétrique
Bφ  Profil Stokes V symétrique « W »
Br  Signatures Zeeman s’annulent le
long de chaque ligne de visée
Bφ
S. Cabrit
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B.2 Le maser de disque de MWC 349
o Etoile chaude: La surface du disque est ionisée et émet fortement dans les
raies de recombinaison de l’Hydrogène;
 T ~ 6500 K +/- 1000 K
o Disque vu quasiment par la tranche (< 15°): cohérence en vitesse sur la ligne
de visée qui produit un maser dans la raie H30α
 Profil double pic à V +- 25 km/s  rotation képlérienne à R = 40 UA
 Ne ~ 3 x 107 cm-3 pour maintenir l’inversion de population
o Mesures directes de B par effet Zeeman dans la raie H30α à 232 GHz
 Au 30m de l’IRAM en Juin 1996 (Thum & Morris A&A, 1999)
 NB: Jamais confirmées, ni infirmées non plus!
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B.2 Effet Zeeman dans le maser H30α du disque
de MWC 349
o
Signal Zeeman détecté dans les deux pics
d’émission, à +- Vrot
Stokes V
 B// ~ 20 mG avec g = 1 pour H30α
Très proche de l’équipartition (Β = 32 mG)
 Stokes V en « S » dans le pic rouge champ
azimuthal (disque vu par la tranche)
 Stokes V en « W » dans le pic bleu 
changement de signe de B// sur la ligne de
visée + gradient de vitesse  champ radial ?
Stokes I
∆Vrad x B// = 78 mG km/s
 Champ proche de l’équipartition à la surface du
disque, de structure non-axisymétrique
Thum & Morris 1999
S. Cabrit
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B.3 Le disque en éruption de FU Orionis
o
Fu Ori: prototype de disque dans un état éruptif (luminosité x 100 en qques jours)
 Taux d’accrétion très élevé: (dM/dt)acc ~ 10-5 - 10-4 Mo/an
 Flux dominé par le disque à tous les λ
 Spectre optique: raies élargies par rotation képlérienne avec Teff ~ 6000 K
 Signatures de vent de disque à 40-300 km/s (absorptions bleues)
Flux vs modèle
disque
étoile
Taille à 2µm
vs modèle de
disque standard
Modèle de disque
Malbet et al., 1998, ApJL, 507, 149
S. Cabrit
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B.3 Effet Zeeman dans le disque de FU Orionis
o
Donati et al. (Nature, 24 Nov. 2005) avec
ESPaDOnS au CFHT :
Stokes I
Modèle képlérien
Meilleur modèle
 Stokes V et Stokes I = minimisation de χ2 sur
~1000 raies entre 370nm et 1000nm
o
Signature Zeeman détectée:
 <B> = 32 G d’après le rapport ∆V / Io
 MAIS: Stokes V 2 fois plus étroit que Stokes
I: le champ B provient d’une partie du plasma
qui tourne ~ 2 fois plus lentement que la
vitesse de kepler locale
o
Modélisation détaillée des profils Stokes V et
Stokes I (modèle axisymétrique)
 20% de plasma magnétisé et sub-képlérien,
80% non magnétisé
 Décomposition du Stokes V en partie
antisymétrique et symétrique  Bz et Bφ
Bz ~ 1kG; Bφ ∼ 0.5kG
 Bequ ~ 1.5kG si T = 7000 K, nH = 1e17 cm-3
(R = 0.05 UA)
o
Stokes V
Antisym.
Symétrique
Pas de B détecté dans les raies d’absorption
bleues
S. Cabrit
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B.4- Indice indirect: Collimation des jets
o Jets supersoniques et très collimatés vus
dans 30% des étoiles T Tauri avec disques
d’accrétion. Vjet ~ 300 km/s
DG Tau au CFHT
o Jet toujours perpendiculaire au plan du
disque aux échelles observées (> 30 UA):
collimation imposée par le disque ?
o Flux de masse dans le jet corrélé au taux
d’accrétion:
1000 au
Mej/Macc = 1%-10 %
(cf. Hartigan et al. 1995; Cabrit 2002)
Accrétion source d’énergie principale
o Ejection depuis l’étoile peu efficace  jet
MHD issu du disque ? (cf jets dans les
AGNs, microquasars...)
S. Cabrit
Séminaire MHD, ENS Paris, 3 avril 2006
HH30 vu par le HST
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B.4 Indice indirect de champ B dans le disque:
Collimation des jets
C
Jets radio cm
Masers H2O
Microjets de T Tauri:
Ray et al (1996)
Dougados et al (2000)
Woitas et al (2002)
Hartigan et al (2004)
o Angle d’ouverture du jet < qques degrés au delà de 50 AU
Forte recollimation à z ≤ 30 AU
o Largeurs des jets similaires avec ou sans enveloppe dense autour de la source
Nécessité d’une collimation magnétique (pression thermique exclue)
S. Cabrit
Séminaire MHD, ENS Paris, 3 avril 2006
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B.4 Auto-collimation d’un vent MHD
Champ magnétique ancré dans un objet en rotation (étoile, disque, magnétosphère)
composante toroidale Bφ qui peut refocaliser le vent MHD vers l’axe
(c) Ferreira 2000
S. Cabrit
Séminaire MHD, ENS Paris, 3 avril 2006
16
B.4 Collimation par pression magnétique
o
Champ Bext nécessaire donné par l’équilibre entre pression dynamique du jet et pression
magnétique ambiante en rj ~ 30 AU (échelle de collimation) :
 ρj vj2 = Bext2/8π

 Trop intense pour le champ interstellaire (Bext ~ 100µG dans les nuages moléculaires;
cf. Séminaire MHD d’ Edith Falgarone)  champ confinant doit être ancré dans le
disque et avoir Bz(30 UA) ~ 10-20mG (Ferreira et al. 2006)
o
Auto-collimation dans un disque avec vent MHD (Ferreira et Pelletier 1995) :
et Bφ ~ Bz
 B(30 UA) ~ 5-50mG suivant Macc: compatible avec mesures de MWC349
 on attend B ~ 6G à 1 UA dans FU Ori: Très en dessous des mesures.
 Biais: Zeeman dominé par portions super-magnétisées et sub-képlériennes du disque ?
S. Cabrit
Séminaire MHD, ENS Paris, 3 avril 2006
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Plan de l’exposé
A. Propriétés observées des disques autour des étoiles jeunes
B. Indices de champs magnétiques à l’équipartition dans le disque
C. Indices d’interaction disque – magnétosphère stellaire
1.
2.
3.
4.
S. Cabrit
Mesures directes du champ magnétique stellaire
Signatures d’accrétion magnétosphérique
Régulation du moment cinétique
Ejection par relaxation MHD de la magnétosphère
Séminaire MHD, ENS Paris, 3 avril 2006
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C.1 – Mesures directes du champ magnétique stellaire
1) Elargissement des raies d’absorption de Ti I par effet Zeeman:
mesure la valeur de |B//| moyenné sur la surface stellaire
 <|B|> ~ 2kG
Valenti & Johns-Krull (2004)
S. Cabrit Séminaire MHD, ENS Paris, 3 avril 2006
Johns-Krull et al. (1999)
Johns-Krull et al. (2004)
Yang et al. (2005)
19
C.1 – Mesures directes du champ magnétique stellaire
2) Polarisation circulaire des raies par effet Zeeman: valeur algébrique de B//
o non détectée dans les raies d’absorption  B(photosphère) multipolaire <B//>=0
o détecté dans les raies produites dans le choc d’accrétion: He I (5876 Å) et Ca II
 champ Bz local
3) Bz en fonction de la phase de rotation stellaire + Modèle de tache  B ~ 2 kG
Bz varie peu avec Macc : contrôlé par dynamo stellaire saturée ?
BP Tau
He I
5876Å
Johns-Krull et al. (1999)
Valenti & Johns-Krull (2004)
S. Cabrit
Séminaire MHD, ENS Paris, 3 avril 2006
20
C.2 – Signatures d’accrétion magnétosphérique
Colonnes d’accrétion
absorptions rouges
Taches chaudes
modulation rotationnelle
Emission de la cavité
magnétosphérique
modélisation des profils
Flux UV
Bouvier et al. 1995
Muzerolle et al. 2001
Vabs ~ 250 km/s ~ Vff
Edwards 1998
S. Cabrit
Séminaire MHD, ENS Paris, 3 avril 2006
Alencar et al. 2001
Credit: J. Bouvier
21
C.3 Régulation du moment cinétique dans les
étoiles jeunes
o
o
o
Les étoiles jeunes se contractent par un
facteur 3-4 en rayon avant d’atteindre la
séquence principale (allumage de la fusion
de H)
Evolution
sans disk-locking
Avec disque
Sans disque
 Ω devrait augmenter par conservation
du moment cinétique
L’accrétion de matière képlérienne devrait
aussi accélérer l’étoile
Or on observe le contraire:
 Les étoiles T Tauri avec des disques
gardent le même Prot ~ 10 jours
 Elles tournent plus lentement que les
étoiles jeunes sans disque
 Régulation de Ω∗ par couplage
magnétique avec le disque ? (« disklocking »)
S. Cabrit
Séminaire MHD, ENS Paris, 3 avril 2006
Bouvier, Forestini, Allain (1997)
22
C.3« Disk-locking » par accrétion magnétosphérique
o
Le flot d’accrétion devient guidé par le
champ stellaire au rayon de troncation Rx
tel que B2/8π = ½ ρ Vff2
 B ~ µ* Rx -3
Ghosh and Lamb (1978)
 Mdot ~ 4π Rx 2 ρ Vff2
~
o
o
Stationnarité possible si Rx ~ Rcorot
(rayon où Ωkepler = Ω*)
Si la plupart du flux initialement au-delà de
Rx participe au flot d’accrétion
facc = fraction de la surface stellaire
couverte par les colonnes d’accrétion
Valeurs attendues de B* ~ 0.7-4kG : plus
dispersées que les observations. PB?
S. Cabrit Séminaire MHD, ENS Paris, 3 avril 2006
o
Johns-Krull and Gafford (2002)
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C.4 Ejection par reconnexion de la
magnétosphère
(b) Champ stellaire parallèle au B du disque:
a) Champ stellaire antiparallèle
point neutre avec vent de “Reconnexion”
au B du disque: étirement du champ et ejection
Auto-collimaté et freîne l’étoile
sporadique à 45° (non collimatée).
Consomme le B du disque
Ne freîne pas l’étoile
Ferreira et al. (2006)
Goodson et al. (1997, 1999)
Matt et al. (2002, 2004)
Fendt and Elsner (1999,2000)
S. Cabrit
Séminaire MHD, ENS Paris, 3 avril 2006
Uchida & Shibata 84
Hirose et al.97
Ferreira et al. 2000
24
C.4 Ejection par relaxation MHD de la
magnétosphère: la “tour magnétique”
o
Bφ amplifié par la rotation différentielle
disque – étoile  relaxation et éjection
Draine (1983)
Lynden-Bell & Boily (1994)
Kato et al. (2004)
o
Similaire aux éjections MHD dans les
simulations d’effondrement protostellaire
avec rotation ? (cf. Séminaire MHD de P.
Hennebelle)
o
Rapport Mej/Macc et Freînage de l’étoile à
quantifier
o
Experiences en laboratoire avec Z-pinch:
Ciardi (postdoc JETSET au LUTH,
Obspm), Lebedev (Imperial college,
Londres), réseau JETSET
S. Cabrit
Séminaire MHD, ENS Paris, 3 avril 2006
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Simulations numériques 3D (dipôle incliné)
Romanova et al. 2003
i^B=15
i^B=75
S. Cabrit
Séminaire MHD, ENS Paris, 3 avril 2006
i^B=45
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