5.4 Mod`ele non-LTE sph´erique
5.5.4 Abondance externe et d´epl´etion du CO
Enfin, la Fig. 5.13 compare l’abondance du formald´ehyde `a celle du CO report´ees par Jørgensen et al. (2002). Sur la mˆeme figure sont ´egalement report´ees les abondances observ´ees dans les coeurs pr´e-stellaires (Bacmann et al. 2002, 2003). Les valeurs observ´ees dans les proto-´etoiles de classe 0 et les coeurs pr´e-stellaires sont tr`es similaires pour ces
86 5.6. Conclusions
Fig. 5.13 – Abondance externe du formald´ehyde en fonction de l’abondance du CO (`a
gauche) et de la densit´e ou la temp´erature est de 10 K (`a droite). Les cercles repr´esentent les proto-´etoiles de classe 0, l’´etoile repr´esente IRAS16293-2422, le carr´e VLA1623, et les triangles les coeurs pr´e-stellaires observ´es par Bacmann et al. (2002, 2003).
deux mol´ecules. Cette similarit´e conforte l’id´ee que les proto-´etoiles de classe 0 se forment a partir de coeurs pr´e-stellaires, dont la composition du gaz reste inchang´ee durant la phase d’accr´etion. La Fig. 5.13 montre une corr´elation claire entre l’abondance de ces deux mol´ecules, qui sont d´epl´et´ees d’un mˆeme facteur dans la partie externe de l’enveloppe. Comme discut´e par Bacmann et al. (2002), la d´epl´etion relativement faible du CO dans les coeurs pr´e-stellaires sugg`ere l’existence d’un processus non thermique d’´evaporation, tel que les rayons cosmiques. Puisque les ´energies de liaison du CO et de H2CO sont tr`es
diff´erentes, la corr´elation observ´ee sugg`ere que H2CO est pi´eg´e dans les glaces de CO
(Ceccarelli et al. 2001).
5.6
Conclusions
Dans ce chapitre, nous avons pr´esent´e des observations du formald´ehyde de huit proto- ´etoiles de classe 0, obtenues avec les t´elescopes JCMT et IRAM. Huit transitions ont ´et´e observ´ees sur chaque source, couvrant un large intervalle d’´energie afin de pouvoir d´eterminer les conditions physiques dans les diff´erentes parties de l’enveloppe. Quand cela ´etait possible, nous avons ´egalement observ´e les raies de H13
2 CO pour pouvoir d´eterminer
l’opacit´e des raies. En utilisant la m´ethode des diagrammes rotationnels, on obtient une temp´erature rotationnelle comprise entre 11 et 40 K, et des densit´e de colonne comprises entre 1 × 1013 et 7 × 1013 cm−2. Pour les sources sur lesquelles les raies de H13
Chapitre 5. Observations de l’´emission du formald´ehyde 87
pu ˆetre observ´ees, les corrections d’opacit´e des raies augmentent ces densit´es de colonne entre 8 × 1013 et 2 × 1014 cm−2
. Afin de d´eterminer l’effet d’une excitation non-ETL, les raies observ´ees ont ´et´e mod´elis´ees en utilisant un code LVG. Les temp´erature obtenues par cette m´ethode sont significativement plus ´elev´ees que les temp´erature rotationnelles, ce qui sugg`ere que les niveaux ne sont pas `a l’ETL. Les densit´es obtenues, inf´erieures `a la densit´e critique, sont en accord avec cette conclusion.
Afin de prendre en compte les gradients de temp´erature et de densit´e dans les enve- loppes, l’´emission a ensuite ´et´e calcul´ee en utilisant les profils de densit´e et de temp´erature obtenues par une ´etude pr´ec´edente de l’´emission du continuum de ces proto-´etoiles. La temp´erature du gaz a ´et´e calcul´ee `a partir de celle des poussi`eres en utilisant le mod`ele CHT96. L’abondance du formald´ehyde a ´et´e estim´ee par une fonction escalier : une abon- dance Xout dans la partie externe de l’enveloppe, o`u Tdust< 100 K, et une abondance Xin
dans la partie interne de l’enveloppe dans laquelle Tdust ≥ 100 K. Une analyse statistique
du χ2 nous a permis de d´eterminer ces param`etres `a partir des observations. X
out est
bien contraint et varie entre 8 × 10−11 et 8 × 10−10. X
in est ´egalement bien contraint pour
toutes les sources, `a l’exception de VLA1623, et varie entre 8 × 10−6 et 6 × 10−6. Ces
abondances sont entre 2 et 4 ordre de grandeur plus importantes que les abondances dans les parties externes. Cet enrichissement est tr`es probablement provoqu´e par l’´evaporation du manteau de glace des grains interstellaires, ce qui lib`ere les mol´ecules constituant ces glaces, parmi lesquelles le formald´ehyde.
Nous avons discut´e des param`etres du mod`eles qui peuvent entraˆıner une incertitude sur les abondances obtenues, en particulier les profils de densit´e et de vitesse choisis, le rapport ortho sur para et la temp´erature d’´evaporation des glaces. L’incertitude sur ces deux param`etres rend la valeur des abondances internes assez incertaine, mais ne permet pas de mettre en doute l’existence de saut dans l’abondance du formald´ehyde.
Les sources poss´edant le plus petit rapport Lsmm/Lbol sont ´egalement celles pour les-
quelles l’abondance interne du formald´ehyde est la plus ´elev´ee, ce qui pourrait indiquer que ce rapport refl`ete plutˆot les conditions initiales de formation de la proto-´etoile que son ´etat d’´evolution. Des observations sur un ´echantillon de proto-´etoiles plus important sont toutefois n´ecessaires pour confirmer cette hypoth`ese. L’abondance externe du for- mald´ehyde est bien corr´el´ee avec les abondances du CO, ce qui implique que les deux mol´ecules sont d´epl´et´ees d’un mˆeme facteur dans la partie externe de l’enveloppe, et que les mol´ecules de H2CO sont pi´eg´ees dans les glaces de CO. Les abondances internes du
formald´ehyde sont plus importantes que celles observ´ees sur des proto-´etoiles massives (van der Tak et al. 2000), ce qui indique tr`es clairement une composition des manteaux diff´erente entre les proto-´etoiles de faible masse et celles plus massives. L’´etude de l’abon- dance, dans les proto-´etoiles de faible masse, d’autres mol´ecules abondantes dans les manteaux des grains, sera n´ecessaire pour quantifier plus pr´ecis´ement ces diff´erences.
Chapitre 6
Conclusions et perspectives
Au cours de cette th`ese, nous avons ´etudi´e la structure physico-chimique de proto- ´etoiles de faible masse, c’est `a dire les profils de densit´e et de temp´erature du gaz, ainsi que les abondances chimiques dans les enveloppes. Jusqu’`a pr´esent, la grande majorit´e des ´etudes de la structure de ces objets ´etaient bas´ees sur l’´emission du continuum des poussi`eres. Nous avons propos´e une ´etude bas´ee sur l’´emission des raies mol´eculaires ´emises par les enveloppes des proto-´etoiles, et montr´e qu’il ´etait possible, `a partir d’un mod`ele r´ealiste des processus physico-chimiques `a l’oeuvre dans l’enveloppe, de donner des indices sur l’´etat d’´evolution des proto-´etoiles observ´ees. Nous nous sommes int´eress´e `a l’´etude de deux mol´ecules particuli`eres, dont les principales conclusions sont r´esum´ees dans le paragraphe suivant (§6.1). Nous d´etaillons ensuite au paragraphe 6.2 les perspectives de cette th`ese, en particulier celle qu’offriront bientˆot les instruments Herschel et ALMA.