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

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Rapport d’activité 1999-2001 LAOG Figure 8: Représentation schématique de la zone d’interaction magnétique entre le bord interne du disque et l’étoile centrale, telle que suggérée par les variations spectrales, photométriques et polarimétriques de l’étoile AA Tau, observées sur plusieurs cycles de rotation lors de campagnes multi-sites. Le bord interne du disque semble être localement déformé (gauchi) par son interaction avec la magnétosphère de l’étoile à une distance de quelques rayons stellaire de la surface, produisant des éclipses partielles et périodiques du système au cours de sa rotation (Bouvier et al. 1999). 5.6.3 L’évolution des disques circumstellaires Si l’on sait globalement que les disques autour des étoiles jeunes ne survivent guère au-delà de 10 Myr, l’échelle de temps caractéristique associée à la formation de planètes dans le disque reste encore mal définie. Nous abordons cet aspect principalement en amont de la formation des planètes en essayant d’identifier les mécanismes qui mènent à la dissipation des disques et les échelles de temps associées. Quelques avancées qualitatives dans ce domaine ont été réalisées. L’un des résultats importants est la mise en évidence d’une dissipation rapide des disques sur toute leur étendue. Jusqu’ici l’idée prévalait que les régions internes des disques, source de l’émission infrarouge, disparaissent en premier, alors que les régions externes, dominant l’émission millimétrique, survivent plus longtemps. Duvert et al. (2000) ont utilisé l’interféromètre du plateau de Bure pour sonder l’émission thermique de la poussière froide de l’environnement d’étoiles T Tauri dénuées d’émission infrarouge proche. Or, aucune étoile n’est détectée dans le domaine millimétrique ce qui suggère que l’ensemble du disque, et pas seulement les régions internes, est dissipé en un temps très court. L’étude des disques dans les systèmes binaires (cf. Section “Binaires”) apporte également des informations sur les influences externes pouvant déstabiliser les disques circumstellaires. Les disques circumstellaires que nous avons découverts dans les systèmes binaires sont systématiquement moins étendus que les disques dans les systèmes isoles (Stapelfeldt et al. 1998, Monin & Bouvier 2000). Cela suggère que les effets de marée dans les systèmes binaires conduisent rapidement à la troncature du disque, en particulier dans des systèmes à forte excentricité et dans le cas où les disques ne sont pas situés dans le plan de l’orbite du système. Or, nous avons pu montrer par l’étude polarimétrique résolue de systèmes binaires jeunes avec STERENN au 86
Chapitre B Thèmes: Bilan et prospective Pic du Midi que, dans certains cas au moins, le disque de la primaire et celui de la secondaire ne sont pas situés dans le même plan (Monin et al. 1998). Beaucoup plus tard dans l’évolution, nous étudions également dans le cadre d’une collaboration avec W. Merline et C. Chapmann (Boulder) l’évolution collisionnelle du système solaire (un très vieux disque!) en essayant de contraindre la fréquence des astéroïdes multiples, tous formés par collision. Bien que naissante, cette approche a déjà conduit à des résultats originaux avec la détection de plusieurs astéroïdes doubles découverts avec le système d’optique adaptative du CFHT (Merline et al. 1998, et aussi les circulaires UAI concernant les satellites de (45)Eugenia (IAUC 7129), de (90)Antiope et (762)Pulcova (IAUC 7503), de (22)Kalliope (IAUC 7703) et de (617) Patroclus (IAUC 7741)). Figure 9: Images déconvoluées des jets de RW Aur en [SII], CW Tau en [SII] et DG Tau en [OI] observées au CFHT. L’émission continue sous-jacente est également présente dans ces images. La résolution angulaire après déconvolution est de 0.1 arcs. L’encart dans l’image de DG Tau présente la région de la base du jet à plus haut contraste. La croix noire indique le centroïde de l’émission continue (Dougados et al. 2000). 5.7 Origine de la perte de masse dans les étoiles jeunes L’accrétion de matière qui mène à la formation d’une étoile s’accompagne d’un spectaculaire phénomène d’éjection bipolaire collimatée. L’origine exacte de ces jets demeure un problème majeur de la formation stellaire. D’une part, ces vents pourraient jouer un rôle important dans l’évacuation du moment angulaire et dans la détermination de la masse centrale de l’objet formé. D’autre part, ils suggèrent l’importance du champ magnétique dans le processus d’accrétion/éjection. Les pistes théoriques se sont en effet orientées vers les modèles de vents magnéto-hydrodynamiques où le champ magnétique du disque et/ou de l’étoile est 87
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