Champs magnétiques dans les disques des étoiles jeunes

S. Cabrit Séminaire MHD, ENS Paris, 3 avril 2006 1
Sylvie Cabrit
LERMA
Observatoire de Paris
1000 au
HH30 vu par le HST
Champs magnétiques dans les disques des
étoiles jeunes:
Observations (et estimations)

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Plan de l’exposé
A. Rappel des propriétés des disques autour des étoiles jeunes
1. Gaz
2. Poussières
3. Accrétion
4. Evolution
B. Indices de champs magnétiques à l’équipartition dans le disque
C. Indices d’interaction disque – magnétosphère stellaire

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A.1 Disques de gaz
oRayon du disque: de 50 UA (orbite de Pluton) à 800 UA
oCinématique déduite de l’effet Doppler dans les raies:
Excellent accord avec rotation képlérienne Vk(r) = sqrt(GM/r)
oVitesses turbulentes faibles (< 0.1 km/s = 30% de Cs)
Double pic à +- Vk(Rout)
Simon et al. (2001) Guilloteau & Dutrey (1994)

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Observations HST Modèle
oImages 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
oModélisation 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
A.2 Disques de poussière: images en lumière diffusée
Stapelfeldt et al. (1998)

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A.2 Disques de poussière: Emission submillimétrique
Images à 3mm avec l’interféromètre
du Plateau de Bure de l’IRAM
Dutrey et al. (1997)
oContinu 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 κν
oDensité de surface: Σ100AU~ 1 g cm-2
oMasse de disque ~ 0.01 M* ~ nébuleuse
proto-solaire (0.01 M)
oGrains allant jusqu’à ~1mm pour expliquer la
pente spectrale dans le mm (qui reflète la loi
d’opacité des poussières κν)
Croissance des grains dans le plan
médian du disque à t ~ 106 ans ?