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

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
5 Etoiles jeunes, disques et jets
5.1 Composition de l’équipe
Permanents: J. Bouvier - C. Dougados - F. Malbet - F. Ménard - J.-L. Monin
Post-Doctorants: G. Duchêne - D. James
Doctorants: R. Lachaume - E. Moraux
5.2 Faits saillants
• Découverte de nouveaux disques résolus par imagerie ˆ haute résolution angulaire autour d’étoiles jeunes
• Première mesure angulairement résolue de la région interne (2 AU) des disques d’accrétion des étoiles
jeunes par interférométrie à longue base dans le domaine infrarouge
• Découverte de naines brunes isolées dans les régions de formation stellaire (Taureau, Serpent) et
détermination de la fonction de masse substellaire d’amas ouverts (Pléiades, M35, Alpha Per, Blanco 1)
• Premières spectro-images de microjets émanant d’étoiles T Tauri
• Mise en évidence du rôle des conditions initiales dans la formation de systèmes multiples
5.3 Introduction
L’équipe “Étoiles Jeunes, Disques et Jets” (« EJDJ » ) du LAOG étudie les processus physiques à l’œuvre
dans les objets stellaires jeunes (1 million d’années) de faible masse (≤ 1 masse solaire), dans une phase où
les réactions thermonucléaires principales (H) ne sont pas encore amorcées et où d’intenses phénomènes
d’accrétion et d’éjection de matière sont observés dans un environnement circumstellaire complexe, autour
d’objets souvent multiples.
Ces études s’étendent de la phase initiale de l’effondrement pour déterminer la fonction de masse initiale
(IMF) —y compris substellaire— des objets jeunes, jusqu’à la phase protoplanétaire ou le matériau présent
dans le disque de l’étoile centrale s’agglomère en planètes, en passant par la structure et l’évolution des
disques, et la connexion accrétion – éjection.
Nos travaux sont liés à ceux des autres équipes du LAOG: « SHERPAS » pour l’application de modèles
accrétion-éjection aux objets jeunes, le « GP» pour l’observation à haute résolution angulaire de
l’environnement, « DP2G » pour les questions liées à l’évolution des disques circumstellaires, « ETFM »
pour l’étude des naines brunes dans les régions de formation stellaire, « ES » pour les modèles théoriques
d’évolution pré-séquence principale.
5.4 Naines brunes jeunes et populations de très faible masse
La Galaxie contient bien plus d’étoiles de faible masse que d’étoiles massives. La fonction de distribution
des masses stellaires, connue sous le nom de Fonction de Masse (IMF, Initial Mass Function), est
relativement bien estimée pour les étoiles entre 1 et 60 M o: elle est généralement décrite par une loi de
puissance (dN/dM ∝ M -α ) dont l’exposant varie en fonction du domaine de masse. En revanche, sa
détermination aux masses stellaires les plus faibles (0.08-0.5 M o ) et jusque dans le domaine substellaire des
naines brunes (0.01-0.08 M o , i.e., 10 à 80 masses de Jupiter) reste incertaine. En outre, la forme de la
fonction de masse n’a pas aujourd’hui d’explication théorique. Des résultats récents, obtenus par Motte et
André au CEA/Saclay, donnent à penser que la distribution des masses stellaires résulte pour une part de la
distribution en masse des cœurs moléculaires denses, précurseurs directs des étoiles. Il est également
76