Rapport quadriennal 2002 - Laboratoire d'Astrophysique de l ...

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
o détection de 2 nouveaux disques imagerie HRA; l’âge n’est pas le seul paramètre gouvernant
l’évolution des disques; la structuration observée semble indiquer la présence de perturbateurs
gravitationnels (planètes? ),
o la modélisation des observables (imagerie résolue, SED) donne les premières informations sur les
poussières. Les durées de vie de la poussière impliquent que des planétésimaux soient présents
autour d’une étoile âgée de 8 Myrs. Par ailleurs, l’âge n’est pas le seul paramètre gouvernant
l’évolution des systèmes,
o développement de modèles dynamiques des disques de planétésimaux sous l’action d’une planète et
produisant des poussières sensibles à la pression de radiation de l’étoile; appliquée à β Pictoris; cette
modélisation complète permet de reproduire les observables disponibles et en particulier des
asymétries jusque-là inexpliquées; contraintes sur les caractéristiques de la planète perturbatrice.
• Instrumentation:
o participation importante à des projets lourds liés aux TGEs: NAOS, AMBER,
o réflexion sur la prospective instrumentale liée à la haute résolution spatiale et à la haute dynamique.
8.4 Bilan d’activité
8.4.1 Comètes dans les disques de seconde génération
Les observations de variations spectrales dans les raies d’absorption d’éléments métalliques du spectre de
β:Pictoris ont été interprétées dès la fin des années 80 comme résultant du passage devant la ligne de visée
de petits objets de type cométaire ou astéroïdal, en évaporation au voisinage de l’étoile (FEBs pour Falling
Evaporating Bodies). Depuis, les observations et modélisations successives ont conforté ce scénario.
Récemment, la détection de CO avec HST (coll. IAP, Johns Hopkins, Baltimore) apporte une nouvelle
confirmation de la présence de comètes autour de l’étoile (Roberdge et al. 2000). Ces dernières années, des
progrès considérables ont été réalisés dans la compréhension de la dynamique de ces objets. Il semble
aujourd’hui acquis que ces objets star-grazers proviennent d’une zone située à quelques UA de l’étoile en
résonance de moyen mouvement (4: 1 et 3: 1) avec une planète géante de type Jovien (Beust & Morbidelli
1996,2000). Récemment, nous avons examiné le problème de la pérennité de ce phénomène. En effet, sans
mécanisme de remplissage, les résonances en question devraient se vider et le phénomène observé cesser.
Nous avons montré (Thébault & Beust 2001) que les collisions entre planétésimaux dans les régions
adjacentes aux résonances était un moyen de remplissage efficace et permettait de maintenir le phénomène
sur un âge comparable à celui de l’étoile, avec au passage un certain nombre de contraintes sur la densité de
planétésimaux dans le disque (élevée, mais comparable aux estimations pour le Système Solaire primordial),
et les caractéristiques de la planète (planète nécessairement Jovienne, en orbite à 5–20 UA de l’étoile (10 UA
étant typiquement une valeur convenable). Il est à noter que les modélisations des d’asymétries de brillance
du disque vu en lumière diffusée conduisent à des contraintes compatibles (Augereau et al. 2001b).
Par ailleurs, un effort s’est porté ces dernières années sur un meilleure compréhension des phénomènes liés à
l’évaporation des FEBs eux-mêmes. C’est l’objet du travail de thèse de Cyrille Karmann, en collaboration
étroite avec J. Klinger du laboratoire de planétologie de Grenoble, sur la base d’une application à la situation
de β:Pic de travaux antérieurs sur les comètes du Système Solaire. Les premiers résultats (Karmann et al.
2001) ont montré que les corps précurseurs de FEBs, en orbite à 4 ou 5 UA de l’étoile, ressemblent
probablement plus à des astéroïdes qu’à des comètes, avec peu ou pas de volatiles. Ceci au une importance
capitale sur l’observabilité des objets lorsqu’ils sont FEBs. Maintenant, sur la base d’une évolution
dynamique que nous connaissons, nous nous attachons à modéliser au mieux l’évaporation de ces objets au
voisinage immédiat de l’étoile (contrainte des taux comparés d’évaporation des volatiles et des réfractaires).
Par ailleurs, des observations diverses ont montré depuis des années dans le spectre d’étoiles de Herbig des
variations spectrales comparables à celles qui sont observées dans β:Pic. Ces variations avaient été
présentées comme dues aussi à un phénomène FEB. Les étoiles de Herbig sont en quelque sorte des
précurseurs de β:Pic, plus jeunes, et surtout possédant des vents stellaires importants. En adaptant notre code
de simulation à cette situation, nous avons montré que le vent stellaire rendait presque inobservables les
FEBs potentiellement présents dans cet environnement (Beust et al. 2001). L’hypothèse FEB pour des étoiles
de Herbig doit donc être avancée avec prudence. L’un des meilleurs candidats dans ce domaine est HD
100546, autour de laquelle on observe des variations de type FEB très convaincantes, où nous avons détecté
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