Student : QUENARD David
Advisors : BOTTINELLI Sandrine, CAUX Emmanuel
Start : Octobre 2013
Group : MICMAC
Malgré le vif intérêt que suscite le thème de la formation stellaire, et plus particulièrement la formation des étoiles de type solaire, de nombreuses questions restent sans réponse, que ce soit d’un point de vue physique/dynamique ou chimique. Pour n’en citer que quelques unes : (i) quels sont rouages de la formation d’étoiles multiples? Ce mécanisme (formation en groupe, par opposition à la formation isolée) est prédit comme étant le mode prédominant de formation stellaire, mais les études observationnelles sont difficiles en raison d’une trop faible résolution spatiale; (ii) comment les molécules complexes, précurseurs des molécules pré- biotiques et que l’on observe dans l’enveloppe de très jeunes protoétoiles ainsi que dans les comètes du Système Solaire, se forment-elles? Comment survivent-elles aux conditions violentes rencontrées au cours des différentes étapes de la formation stellaire (flots, jets, rayonnement UV, etc)? et comment évoluent-elles pour former les espèces pré-biotiques ? Les recherches du groupe d’accueil (Milieu Interstellaire, Cycle de la Matière et Astro- Chimie) ont récemment mené à des résultats clés dans ce domaine. En particulier, un relevé spectral dans le millimétrique de la protoétoile de type solaire IRAS16293-2422, obtenu avec les antennes de l’IRAM1-30m et du JCMT2 (Caux et al. 2011, AA 532, 23), a permis de réaliser une étude statistique des nombreuses raies d’émission observées, confirmant la différence de vitesse systémique des deux principales composantes de ce système multiple. Cette étude est en train d’être étendue dans le domaine submillimétrique grâce au relevé spectral effectué par l’instrument HIFI3 embarqué sur l’observatoire spatial Herschel (PI : E. Caux – cf. Vastel et al. 2010, AA, 521, 31 ; Bacmann et al. 2010, AA, 521, 42 ; Hily-Blant et al. 2010, AA, 521, 52).
D’autre part, nous avons initié une collaboration avec René Plume de l’Université de Calgary (Canada) qui est spécialiste de l’étude des régions de formation d’étoiles massives. Nous proposons de modéliser les régions de formation d’étoiles de grande et de faible masse et de conduire une étude comparative des conditions physiques et chimiques pour déterminer quelles sont les différences et les similitudes des processus de formation et d’évolution des deux classes d’objets. En particulier, nous nous attacherons à déterminer quelles espèces chimiques sont les traceurs caractéristiques des différents stades d’évolution et lesquelles sont propres à chaque classe d’objet. La modélisation se fera avec des codes de transfert radiatif 2D (RATRAN, Hogerheijde & van der Tak 2000, A&A 362, 697) et 3D (LIME, Brinch & Hogerheijde 2010, A&A 523,25)
Outre l’utilisation de toutes les données disponibles avec des antennes uniques qui ne permettent pas de résoudre spatialement les composantes de tels systèmes, il est indispensable d’avoir recours à des interféromètres pour les caractériser. Nous soumettrons des demandes d’observation aux interféromètres EVLA4, ALMA5 et NOEMA6 dont les capacités permettront de réaliser une étude plus approfondie de la structure de ces types d’objets.
1. Institut de Radio-Astronomie Millimétrique : gamme = 80-350 GHz, lobe primaire 8′′
2. James Clerk Maxwell Telescope : gamme = 150-690 GHz, lobe primaire 8′′
3. Heterodyne Instrument for the Far-Infrared : gamme= 480-1910 GHz, lobe primaire 11′′
4. Expanded Very Large Array (en phase « early science », complétion en 2012) : gamme = 1-50 GHz, lobe synthétisé 0.005′′
5. Atacama Large Millimeter Array : gamme = 80-950 GHz, lobe synthétisé 0.005′′
6. NOrthern Extended Millimeter Array : projet d’extension de l’interféromètre du Plateau de Bure