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

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Rapport d’activité 1999-2001 LAOG En parallèle, un programme de recherche de disque par interférométrie millimétrique, qui détecte l’émission thermique de la poussière froide dans les régions externes du disque, a été mené à l’IRAM/PdB.Outre la découverte de nouveaux disques (Duvert et al. 2000), l’observation des raies du gaz CO permet d’étudier la cinématique du disque et de prouver qu’il s’agit bien d’une structure aplatie en rotation keplerienne autour de l’objet central (Dutrey et al. 1998, Duvert et al. 1998). Enfin, nous avons entamé l’observation de disques avec les interféromètres infrarouges à longue base actuellement disponibles: le Palomar Testbed Interferometer (PTI), un interféromètre de 110m de ligne de base travaillant en bandes H et K et le Infrared and Optical Telescope Array (IOTA) un interféromètre reconfigurable de base maximale 38m travaillant aussi en H et K. La recherche de disques à une échelle en dessous de l’unité astronomique a été un succès pour les objets de type FU Orionis (Malbet et al. 1998) et pour les étoiles jeunes de masse intermédiaire dites étoiles Ae/Be de Herbig (Millan-Gabet et al. 1999). 5.6.2 La modélisation des disques circumstellaires L’ensemble des programmes d’observation décrits plus haut nous fournissent aujourd’hui une banque de données unique contenant des disques vus à toutes les inclinaisons, autour d’étoiles isolées ou binaires, couvrant un spectre de masse s’étalant de 0.5 à 5 M O et ayant des âges allant de 0.5 à 10 millions d’années. Les premières analyses fines de ces disques sont donc possibles. Certaines de leurs propriétés sont directement mesurées sur les images, e.g., rayon externe, inclinaison, gauchissement et asymétries. D’autres, tels que les profils de densité et de température, échelle de hauteur, détermination de la masse, etc., requièrent une modélisation plus poussée. Nous avons développé 2 classes de modèles de disques permettant de générer des images synthétiques à comparer aux observations pour en déduire les propriétés intrinsèques de chaque système. La première classe de modèles traite par un code Monte Carlo la diffusion simple et multiple des photons stellaires dans le disque (Ménard 1989). Les images synthétiques résultantes sont directement comparables aux observations des disques en visible et infrarouge. Ce code traite également l’état de polarisation de la lumière diffusée permettant une confrontation directe avec les cartes de polarisation de disques que nous avons obtenues avec le HST (Silber et al. 2000). La seconde classe de modèle traite l’émission thermique des poussières, chauffées par l’illumination de l’étoile et par la dissipation visqueuse d’énergie associée à l’accrétion dans le disque, et permet entre autre de calculer les visibilités interférométriques directement ajustables aux observations (Malbet et al. 2001, Lachaume et al. 2002, in prep.). Ce travail fait l’objet de la thèse de Régis Lachaume (soutenance en 2002). La modélisation des résultats d’observation nous a ainsi permis d’estimer les paramètres structurels globaux (i.e., taille, inclinaison, échelle de hauteur, et dans une moindre mesure densité de surface et masse) des disques circumstellaires de HK Tau/c (Stapelfeldt et al. 1998), HV Tau C (Monin & Bouvier 2000, Stapelfeldt et al. 2001), TW Hya (Krist et al. 2000), GM Aur et Sz 82 (en préparation) et des anneaux circumbinaires entourant UY Aur (Ménard et al. 1999, 2001), et GG Tau (Silber et al. 2000 ; McCabe, Ghez, Duchêne, 2002) —cf. les revues de Ménard & Bertout (1999, 2001), Ménard (2000, 2001), Ménard & Stapelfeldt (2001), Ménard et al. (2000). La modélisation des cartes de polarisation délivrées par le HST permet en outre d’estimer la distribution de taille des grains dans le disque. Silber et al. (2000) ont ainsi montré que l’anneau de GG Tau était très polarisé, nécessitant la présence de nombreux petits grains à un âge de l’ordre du million d’années. Enfin, dans le domaine millimétrique, la spectroscopie de la raie de CO a permis de mesurer la rotation (keplerienne) des disques externes des systèmes GM Aur (Dutrey et al. 1998; voir aussi les résultats “DPP” en section B-7) et UY Aur (Duvert et al. 1998) et de la détecter dans LkCa 15 (Duvert et al. 2000). À plus petite échelle (≈ 1 AU), Malbet et al. (1998) et Millan-Gabet et al. (1999) furent les premiers à détecter avec l’interférométrie à longue base dans l’infrarouge proche l’émission thermique de la poussière chaude du disque. Dans le cas de AB Aur, une étoile de Herbig, la modélisation des visibilités interférométriques a clairement mis en défaut l’hypothèse d’un disque circumstellaire standard en révélant un anneau de faible extension située à 0.3 AU de l’étoile centrale. Cet anneau est aujourd’hui interprété comme représentant le bord interne du disque fortement illuminé par l’étoile centrale (Dullemond et al. 2001). En ce qui concerne les objets de plus faible masse de type FU Ori, un suivi sur 4 ans des visibilités interférométriques a, là encore, mis en défaut le modèle de disque d’accrétion standard (disques α) en révélant une forte asymétrie structurelle dans la région interne (Figure 7) et une discontinuité du profil de 84
Chapitre B Thèmes: Bilan et prospective température peut-être due au développement d’un jet ou d’un vent à partir des régions internes du disque (Berger et al. 2000, Malbet & Berger 2001). Figure 7: Observations interférométriques de FU Ori. Résultats d’une campagne de plus de 10 semaines sur 4 années. Ces données proviennent de deux interféromètres (IOTA pour les courtes lignes de base et PTI pour les longues) et ont été obtenues dans 2 longueurs d’onde (H en bleu et K en rouge). Les deux panneaux du haut montre l’ajustement d’un modèle de disque d’accrétion aux données qui permet d’interpréter la morphologie du système aux petites échelles (à gauche visibilités en fonction de la ligne de base, à droite visibilité en carte de couleur sur laquelle est superposée la localisation des fréquences spatiales mesurées). En bas, ajustement des visibilités pour les grandes échelles spatiales permettant d’interpréter les oscillations observées dans les visibilités. Le schéma global de la morphologie de FU Ori tel qu’il est compris actuellement met donc en jeu un disque d’accrétion et un source ponctuelle excentrée (Berger et al. 2001). A plus petite échelle encore ( 0.1 AU), un suivi sur plusieurs périodes de rotation (typiquement de 8 jours) des variations spectrales et photométriques de l’étoile permet de contraindre les processus se déroulant au bord interne du disque, là où il rencontre et est détruit par la magnétosphère de l’étoile. Dans le cadre de collaborations internationales que nous menons, quatre campagnes d’observations multi-sites ont permis le suivi en photométrie, polarimétrie et spectroscopie (basse et haute résolution) simultanées de 3 étoiles T Tauri (AA Tau, BP Tau et DF Tau) sur des périodes allant jusqu’à 2 mois. Une bourse de l’OTAN a été attribuée pour 2 ans (PI: J. Bouvier LAOG) pour l’analyse de ces données. La modélisation des courbes de lumière et des variations spectrales à l’aide d’un algorithme dédié (Chelli 1999a,b) a révélé des occultations périodiques des étoiles par le bord interne du disque en rotation synchrone (Bouvier et al. 1999, Chelli et al. 1999). Cela nous a conduit à proposer un modèle dans lequel le bord interne du disque est gauchi lorsqu’il rencontre la magnétosphère de l’étoile dont l’axe est inclinée par rapport à l’axe de rotation (Figure 8). Le gauchissement est responsable des occultations périodiques et pourrait jouer un rôle clef dans le démarrage des jets au voisinage de l’étoile et, bien sûr, dans le processus d’accrétion magnétosphérique du bord interne du disque sur l’étoile. 85
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LABORATOIRE D’ASTROPHYSIQUE DE GR
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Sur un exercice quadriennal particu
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3.1 COMPOSITION DE L’ÉQUIPE 62 3
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A - Présentation générale Premie
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Chapitre A Présentation générale
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