Structure physico-chimique des proto-étoiles de faible masse
Résumé
Stars like our sun form by the gravitational collapse of fragments of molecular clouds. During the first stage of its formation (the so called Class 0), the star is deeply embedded in a gas and dust enveloppe, and it is only visible at infrared to millimeter wavelengths. As it evolves, the star progressively disperses this envelope. A protostellar disk remains, which may eventually form planets. In this thesis, I study the physical and chemical structure of low mass protostars. This study is based on ISO observations of water lines, and JCMT and IRAM telescopes observations of formaldehyde lines. In a first part, I study the water lines emission of the protostar NGC1333-IRAS4, which has been observed by ISO-LWS. Using a detailed model of the thermal emission of the protostar, I constrain the density and temperature profile in the envelope, which in turn constrain the central mass and the accretion rate. I also constrain the water abundance inside the envelope, and I show that this abundance is ten times higher in the inner parts of the envelope than in the outer parts. In this inner region, grain mantles evaporate, injecting large amount of water in the gaseous phase. Second, I develop a model of the formaldehyde emission, a molecule which is also abundant in grain mantles, and show that lines of this molecule can also be used to determine the physical and chemical structure of the envelope. Finally, I report a survey of formaldehyde emission of ten low mass Class 0 protostars, obtained at IRAM and JCMT. The comparison between the model predictions and the observations allows me to show that in all the observed protostars but one, formaldehyde is between two and three orders of magnitude more abundant than in the outer envelope. This shows that, like water, formaldehyde is evaporated from grain mantles and that, therefore, all the observed low mass protostars harbor hot cores, where chemistry is very likely influenced, if not dominated, by the evaporation of grain mantles.
Les étoiles telles que notre soleil se forment par l'effondrement gravitationnel de fragments de nuages moléculaires. Pendant les premiers instants de sa formation (ce qu'on appelle la Classe 0), l'étoile est profondément enfouie dans une enveloppe de gaz et de poussières et est seulement visible aux longueurs d'onde infrarouge et millimétrique. Au fur et à mesure de son évolution, l'étoile disperse progressivement cette enveloppe. Un disque résiduel reste autour de l'étoile nouvellement née, qui pourra lui-même donner naissance à un système planétaire. Dans cette thèse, j'étudie la structure physico-chimique des proto-étoiles de faible masse. Cette étude est basée sur des observations du satellite ISO des raies de l'eau, ainsi que des observations avec les télescopes JCMT et IRAM du formaldéhyde. Dans un premier temps, j'étudie l'émission des raies de l'eau proto-étoile NGC1333-IRAS4 observés par ISO-LWS. A l'aide d'un modèle détaillé de l'émission de la proto-étoile, je détermine la structure en densité et température de l'enveloppe, ce qui permet de contraindre la masse centrale et le taux d'accrétion. Je détermine également l'abondance de l'eau dans l'enveloppe, et montre que cette abondance est dix fois plus importante dans la partie interne de l'enveloppe que dans la partie externe. Dans cette région, le manteau des grains s'évapore en injectant de grandes quantité d'eau en phase gazeuse. Dans un second temps, je développe un modèle d'émission d'une autre molécule abondante dans le manteau des grains, le formaldéhyde, et je montre que des transitions de cette molécule peuvent également être utilisées pour déterminer les conditions physico-chimiques dans l'enveloppe. Enfin, je présente un relevé de l'émission du formaldéhyde de dix proto-étoiles de classe 0, obtenu avec l'IRAM et le JCMT. En comparant les prédictions de ce modèle et les observations, je montre que dans toutes les proto-étoiles observées, à l'exception d'une seule, le formaldéhyde est également évaporé du manteau des grains, et est entre deux et trois ordres de grandeur plus abondant que dans la partie externe de l'enveloppe. Ceci montre que toutes les proto-étoiles de faible masse observées possèdent un coeur chaud, où la chimie est probablement très influencée, sinon dominée par l'évaporation du manteau des grains.