Les archives du Spitzer Science Center sont d’une grande richesse, mais encore difficilement exploitables sans un traitement préalable. J’ai eu l’opportunité durant ma thèse d’engager plusieurs collaborations avec des collègues du LAOG qui sou-haitaient utiliser un spectre IRS dans leur étude. Bien que mon travail se soit pour l’essentiel limité à la réduction des données, je mentionne ici ces projets pour deux raisons principales. Tout d’abord parce que ces études ont abouti à des articles dans des journaux à referee, et que l’apport du spectre IRS s’est avéré parfois déterminant dans l’analyse. Enfin, parce que ces projets ont constitué pour moi une expérience enrichissante et une ouverture vers d’autres objets astrophysiques.
5.2.1 Recherche de H2 autour d’une étoile Herbig Ae
Pour observer les raies du H2 moléculaire de l’étoile de Herbig Ae HD 97048, Martin-Zaïdi et al. (2009)3 ont utilisé le mode haute résolution de l’instrument VISIR du VLT. Dans un article précédent, les mêmes auteurs avaient détecté une raie du H2 moléculaire à 17.035 µm. Le but de cette nouvelle étude était de regarder
si les autres transitions à 12.278 et 8.025 µm étaient aussi visibles dans ce disque, afin de mieux estimer les conditions d’excitation de l’hydrogène moléculaire. Pour vérifier la calibration en flux des spectres VISIR dont dépendent les quantités physiques estimées, j’ai réduit le spectre IRS et comparé aux mesures VISIR. Nous en avons déduit que les incertitudes de calibration ne dépassent pas 10%. De ces observations et de la calibration, nous avons pu obtenir une limite supérieure sur l’intensité des raies de H2 à 8.025 µm et 12.778 µm, ce qui nous a permis de déterminer une limite supérieure sur la température du gaz, qui est de 570 K. Cette limite sur la température est en accord avec l’analyse effectuée sur la raie d’H2à 17.035 µm et cela permet d’encore mieux contraindre la masse de gaz chaud dans les régions internes du disque. Au final la masse de gaz chaud dans les couches superficielles du disque est estimée à moins de 0.1 MJupiter.
5.2.2 Recherche de poussières exozodiacales
Olivier Absil4et collaborateurs mènent depuis de nombreuses années des études visant à détecter des poussières exozodiacales autour des étoiles proches, dans le but de caractériser les populations de petits corps des systèmes planétaires extrasolaires, et afin de préparer les futurs missions cherchant des exo-Terres (l’émission exozo-diaclae pouvant constituer un bruit dans ce dernier cas). La méthode de détection s’appuie sur des mesure interférométriques CHARA en bande K avec l’instrument FLUOR. Pour essayer de départager entre un scénario supposant un disque exozo-diacal et un scénario supposant un compagnon, j’ai réduit le spectre IRS de ζ Aql, dans le but de compléter la SED de cet objet et mettre des contraintes sur l’émission des poussières exozodiacales dans l’infrarouge moyen. Le spectre IRS est cependant compatible (aux incertitudes près) avec une photosphère nue, ne permettant pas d’identifier un excès moyen infrarouge due à des poussières très chaudes. La mo-délisation de la SED observée, en prenant en compte les mesures IRS, permet de montrer qu’un disque de seulement quelques 10−8M
⊕ situé à une fraction d’uni-tés astronomique, est compatible avec les observations. Cependant, un compagnon stellaire de masse comprise entre 0.6-0.65 M⊙ à 5.5-8 UA est également compatible avec les données. D’autres mesures seront nécessaires pour trancher entre les deux scénarios.
5.2.3 Etude détaillée d’une proto-étoile
Finalement, une des dernières collaborations en date pour laquelle j’ai contribué concerne l’étude détaillée d’une proto-étoile de faible masse. Dans Crimier et al. (2009)5 une étude de la proto-étoile IRAS 16293-2422 (Classe 0) est menée, axée sur la description de sa structure physique. Toute la photométrie disponible pour cette proto-étoile est ré-analysée, dans le but de reconstruire les profils de densité et de température de la poussière. Cette nouvelle analyse se base sur une controverse entre
4. LAOG, Grenoble, maintenant à l’Université de Liège, Belgique 5. LAOG, Grenoble
Figure 5.4 – Profil d’émission de continu pour la proto-étoile IRAS 16293-2422 à 350 µm (en haut à gauche), à 450 µm (en haut à droite) et 850 µm (en bas a gauche) et la SED entière montrant les contraintes sur la photométrie que le spectre IRS apporte (en bas à droite). Figure tirée de Crimier et al. (2009).
plusieurs auteurs ayant obtenu des résultats différents en utilisant des observations ISO, Spitzer ou interférométriques (OVRO). C’est de la structure même de l’objet dont il est question dans ce projet : certaines études (comme Ceccarelli et al. 2000 et Schöier et al. 2002) montrent une structure en enveloppe, alors que d’autres études plus récentes (comme Jørgensen et al. 2005 et Schöier et al. 2004) ont besoin d’une cavité centrale dont le diamètre est compris entre 800 et 1200 UA pour reproduire leurs observations. Connaître le mieux possible cet objet est important car il se trouve au centre de deux projets : un survey combiné entre l’IRAM et le télescope JCMT ainsi que des observations à venir avec l’instrument HIFI sur le satellite Herschel. Le but de ces deux projets est de remonter au final à la composition chimique de l’enveloppe et pour cela il est absolument nécessaire de connaître la structure en densité et en température au sein de l’enveloppe. La Figure 5.4 présente les résultats ainsi obtenus, avec les profils de l’émission continu à 350 µm (en haut à gauche), à 450 µm (en haut à droite) et 850 µm (en bas à gauche). La SED complète est présentée dans le panneau en bas à droite, où le spectre Spitzer/IRS que j’ai récupéré et réduit est bien visible. Ce spectre permet de bien contraindre le début de la SED entre 10 et 30 µm.
Ce qui ressort de cette étude est que l’enveloppe entourant IRAS 16293-2422 est très bien reproduite par un modèle d’effondrement de Shu “inside-out” à deux composantes, c’est à dire avec deux enveloppes, une interne et une seconde externe (trait plein sur les profils de continu sur la Figure 5.4). Mais un simple profil de densité en loi de puissance (avec un indice de 1.8, en trait pointillés sur la Figure 5.4) donne aussi de bons résultats, en accord avec les observations. La cavité qui avait été évoqué à plusieurs reprises dans la littérature ne semble plus nécessaire lorsqu’on rassemble toutes les données disponibles.