Formation des planètes observée avec ALMA : propriétés du gaz et de la poussière des disques protoplanétaires orbitant autour des étoiles jeunes de faible masse

Abstract

Cette thèse porte sur l’étude des propriétés du gaz et de la poussière dans le disque protoplanétaire entourant l’étoile jeune triple de faible masse (∼ 1.2 M⊙) GG Tau A. Comprendre les propriétés dynamiques, physiques et chimiques des systèmes stellaires multiples est nécessaire pour comprendre comment une planète peut se former et survivre dans ces environnements complexes. Les interactions gravitationnelles, dues à la multiplicité stellaire, créent une cavité centrale dans le disque protoplanétaire, la matière (gaz et poussières) se répartissant alors près des étoiles (disques internes) et en un anneau situé au delà de la cavité. Dans la cavité, le gaz et la poussière transitent sous la forme de filaments ("streamers") qui nourrissent les disques internes permettant aux étoiles centrales (puis aux planètes) de se former. Ce travail consiste en l’analyse de l’émission de CO (12CO, 13CO et C18O) et de CS observées dans le domaine millimétrique/sub-millimétrique ainsi que des cartes de l’émission thermique de la poussière. L’ émission de 12CO fournit des informations sur la couche moléculaire proche de l’atmosphère du disque, 13CO et C18O, qui sont moins abondants, apportent des informations sur des couches plus profondes, tandis que l’émission de CS devrait être plus proche du plan médian. L’ émission de la poussière permet de caractériser les propriétés du disque de poussières autour de ce même plan.Après avoir introduit le sujet, je présente l’analyse de la morphologie du disque de poussières et de gaz et de sa cinématique qui est dérivée de l’émission de CO.Je présente également un modèle de transfert radiatif de la partie dense du disque (l’anneau) réalisé à partir des donnés CO et CS. La soustraction de ce modèle d’anneau aux données originales révèle l’émission ténue du gaz moléculaire située dans la cavité. Ainsi, je suis en mesure d’évaluer les propriétés des filaments de gaz à l’intérieur de cette cavité, telles que: la dynamique et les conditions d’excitation du gaz en- tourant les trois étoiles et la quantité de masse dans la cavité. Le disque externe est en rotation keplerienne jusqu’au bord interne de l’anneau dense à ∼ 160au. Le disque est relativement froid avec une température pour le gaz (CO) de 25 K et une température pour les poussières de 14 K à 200 ua environ des étoiles centrales. Les températures du gaz et de la poussière chutent très rapidement (∝ r−1). La dynamique du gaz à l’intérieur de la cavité est dominée par la rotation Keplerienne,la contribution de mouvement de chute ("infall") étant évaluée à ∼ 10 − 15% de la vitesse Keplerienne. La température du gaz est de l’ordre de 40 to 80 K. La densité de colonne pour CO et la densité de H2 le long des “streamers”, proches des étoiles (environ 0.3′′ − 0.5′′), sont de l’ordre de quelques 1017 cm−2 et 107 cm−3, respective- ment. La masse totale de gaz à l’intérieur de la cavité est de ∼ 1.6 × 10−4 M⊙ et le taux d’accrétion est de l’ordre de 6.4 × 10−8 M⊙ yr−1. Ces résultats permettent de dresser la première vision un tant soit peu complète de la physique d’un système multiple jeune capable de former des planètes.La chimie dans l’anneau est aussi discutée. Je présente ainsi la première détec- tion de H2S dans un disque protoplanétaire et les détections de DCO+, HCO+ et H13CO+ dans le disque de GG Tau A. Mon analyse des observations et la modélisa- tion chimique associée suggèrent que notre compréhension de la chimie du Soufre est encore incomplète . Dans GG Tau A, la détection de H2S a probablement été possible car le disque est plus massif (facteur ∼ 3 − 5) que les autres disques sur lesquels H2S a été recherché. Une telle masse rend le système adapté à la détection de molécules rares, faisant de lui un bon candidat pour étudier la chimie dans les disques protoplanétaires.