Fractionnement en deutérium de l’eau dans les proto-étoiles de faible masse: l’apport des données des interféromètres ALMA et NOEMA

Soutenance de thèse d’Audrey Andreu (Salle de Conférence)

Résumé de la thèse :

L’eau (H2O) est une molécule essentielle à l’apparition de la vie. Elle est très abondante dans le milieu interstellaire et se forme tôt dans les nuages moléculaires où se produit la formation stellaire. En outre, la molécule se désexcite en émettant des photons ce qui a pour effet de refroidir le gaz chaud et d’accélérer l’effondrement gravitationnel du nuage. Les changements physiques qui se produisent pendant les étapes de la formation stellaire, du coeur pré-stellaire au disque proto-planétaire, induisent une modification de la chimie. Il est important de comprendre l’évolution de l’eau puisque les différents corps formés au sein du disque (astéroïdes, comètes et planètes) seraient composés des molécules présentes lors de leur formation. Pour ce faire, le fractionnement en deutérium est un outil idéal car sensible aux conditions physiques du milieu. Son étude, par la détermination des rapports isotopiques HDO/H2O et D2O/HDO, permet de contraindre les mécanismes de formation et d’évolution de l’eau. L’objectif est donc de comprendre pourquoi ces rapports sont différents selon les proto-étoiles et comment ils évoluent entre la phase de Classe 0 et de Classe I. Durant cette thèse, j’ai étudié la deutération de l’eau dans deux proto-étoiles de type solaire avec des observations interférométriques issues de deux instruments différents, ALMA et NOEMA. Dans un premier temps, je me suis intéressée à la proto-étoile de Classe I L1551 IRS5 qui est aussi connue pour être similaire à un objet FUor. A partir d’observations NOEMA de deux raies de HDO et d’une raie de H2O-18, j’ai d’abord calculé les densités de colonne de ces deux isotopologues à l’aide d’un modèle 0D à l’équilibre thermodynamique local (ETL). J’ai ensuite vérifié les résultats avec le code hors-ETL RADEX. Dans les deux cas, le rapport des densités de colonne HDO/H2O est ∼ 1.5 × 10−3. Ces rapports sont semblables à celui d’une autre proto-étoile de Classe I (V883 Ori) et à ceux des proto-étoiles isolées de Classe 0 (BHR71-IRS1, L483 et B335). Cette étude de L1551 IRS5 a permis de montrer un héritage chimique entre les proto-étoiles de Classe 0 et celles de Classe I (Andreu et al., 2023). Dans un second temps, j’ai étudié la proto-étoile binaire de Classe 0 IRAS 16293-2422. Cette source est une référence pour les proto-étoiles de Classe 0 tant pour sa distance proche que pour sa chimie extrêmement riche et son fort fractionnement en deutérium. J’ai réduit des observations ALMA de 9 transitions de HDO, 3 transitions de H2O-18 et 3 transitions de D2O vers les deux sources principales, A et B. J’ai réalisé des modèles à l’ETL pour ces transitions. L’objectif est d’obtenir les rapports de deutération de l’eau HDO/H2O et D2O/HDO dans chaque source et de les comparer aux autres résultats pour les proto-étoiles de faible masse. La cohérence des modélisations ETL par rapport aux observations est discutée.

Composition du jury de thèse :

• Directrices de thèse: Audrey COUTENS & Charlotte VASTEL
• Rapporteurs: Fabrice HERPIN & Ana LÓPEZ SEPULCRE
• Examinateurs: François DULIEU & Christine JOBLIN