Lors de cette ´etude de la r´egion de formation stellaire IRAS 18151−1208 plusieurs r´esultats int´eressants ont ´et´e montr´es.
Tout d’abord, les trois sources principales de la r´egion, `a savoir MM1, MM2 et MM3 font parti d’un ensemble commun physiquement li´e comme le montre l’extension spatiale de gaz mol´eculaire qui l’entoure. Elles sont donc issues du mˆeme nuage initial et, par extension, ont eu des conditions initiales de formation tr`es similaires.
Ensuite nous avons pour la premi`ere fois d´etect´e un jet de mati`ere provenant de la source MM2. Ceci appuie l’hypoth`ese qu’il s’agit bien d’un objet `a l’int´erieur duquel une (ou plusieurs) ´etoile est en formation. Ce jet de mati`ere pr´esente une puissance ´equivalente `a celle du jet bipolaire de MM1, alors que cette source est moins lumineuse. Si on ´etend les consid´erations faites `a ce sujet sur l’´evolution des proto-´etoiles de faible masse (Bontemps et al., 1996), nous avons donc un indice de plus que MM2 est moins ´evolu´ee que MM1. En faisant le raisonnement inverse, on peut aussi affirmer que le fait que MM2 soit moins ´evolu´ee que MM1 (`a partir des autres indices d’´evolution tels que la SED par exemple) implique qu’il est possible d’´etendre l’´evolution jet de mati`ere-luminosit´e des proto-´etoile de faibles masses aux proto-´etoiles massives.
Par ailleurs, la nature exacte de chacune des sources est d´esormais bien d´efinie. En suivant la classification de Motte et al. (2007), MM1 est un HMPO de type mid-IR bright alors que MM2 est un HMPO de type mid-IR quiet. De son cˆot´e, la source MM3 qui ne pr´esente aucune signe d’accr´etion de mati`ere (pas d’effondrement, pas de jets, pas de masers) et ni aucune ´emission infrarouge associ´ee doit ˆetre consid´er´ee comme
3.5. Conclusions 91
Fig. 3.3 – ´Evolution temporelle de l’abondance de CS et de N2H+ dans les proto-´etoiles massives. Les barres d’erreur obliques repr´esentent la variation d’abondance en fonction de l’opacit´e de la poussi`ere choisie. La fl`eche repr´esente l’´evolution suppos´ee au cours du temps. Le cadre gris repr´esente la gamme d’abondance de CS observ´ee par Belloche et al. (2002) `a l’int´erieur d’un seul objet massif (depuis les parties internes `a gauche jusqu’aux parties externes `a droite). Les deux cadres gris fonc´es du bas repr´esentent les gammes de CS observ´ees pour les r´egions ultra-compactes HII. Lors de l’´evolution des proto-´etoiles massives, on peut ´emettre l’hypoth`ese que l’abondance de CS augmente alors que celle de N2H+ d´ecroˆıt.
un objet pr´estellaire massif.
De mˆeme, ce travail a montr´e qu’une r´epartition `a sym´etrie sph´erique de la mati`ere ne permettait pas de reproduire l’´emission infrarouge d´etect´ee dans MM1, cons´equence du fait que cet objet est plus ´evolu´e que MM2. En effet, on peut affirmer que les HMPOs, au d´epart tr`es enfouis, ont une enveloppe quasi-sph´erique. Il est normal de penser que lors de l’´evolution de la source, cette mati`ere environnante interagit avec les jets de mati`ere et se r´epartie de mani`ere plus al´eatoire, permettant ainsi aux zones internes de devenir « visibles ».
Par contre, nous avons vu que la repr´esentation 1D restait tr`es correcte pour l’´emis-sion des raies mol´eculaires qui proviennent des parties externes de l’objet. En ce qui concerne MM2, HMPO peu ´evolu´e, une repr´esentation 1D pour la distribution spectrale d’´energie et les ´emissions des raies mol´eculaires est tout `a fait suffisante.
Par ailleurs, nous avons montr´e qu’une d´epl´etion de la mol´ecule de CS dans les parties internes de MM1 et de MM2 ´etait n´ecessaire pour expliquer les r´esultats des mod´elisations de cette mol´ecule. Cette hypoth`ese est compr´ehensible du fait des hautes densit´es atteintes dans les HMPOs.
Finalement, nous proposons le rapport CS/N2H+ comme un bon traceur de l’´evo-lution des HMPOs. En effet, il semble tr`es plausible que ce soit durant cette phase d’´evolution que les abondances de ces deux mol´ecules varient le plus, passant d’une valeur maximale `a une valeur minimale. N´eanmoins, des ´etudes compl´ementaires `a ce sujet seraient n´ecessaires pour affirmer ou infirmer cette hypoth`ese.
Chapitre 4
´
Etude des mol´ecules soufr´ees dans
les coeurs denses massifs
Cette partie de notre travail s’int´eresse plus particuli`erement `a l’´evolution chimique des coeurs denses massifs, autre piste de r´eflexion pour mieux comprendre les m´eca-nismes qui entraˆınent la formation d’´etoiles de type O et B. L’objectif est aussi de d’´etudier les mol´ecules soufr´ees en tant qu’horloges chimiques potentielles pour ces objets.
4.1 Introduction
Jusqu’`a pr´esent, nous nous sommes focalis´es sur les conditions physiques qui r`egnent au sein des proto-´etoiles massives et qui conduisent `a leurs compositions chimiques ac-tuelles (cf. van der Tak et al., 2003, pour avoir un exemple suppl´ementaire). Or, inversement, la composition chimique de ces objets peut ˆetre un formidable outil pour estimer leurs stades ´evolutifs, alors que les indices pour les connaˆıtre manquent `a l’heure actuelle (Millar et al., 1997; Hatchell et al., 1998; Doty et al., 2002; Wakelam et al., 2004b). Dans ce contexte, la chimie du soufre est particuli`erement int´eressante notam-ment dans les milieux chauds, du fait que les esp`eces soufr´ees deviennent particuli`ere-ment abondantes lorsque la temp´erature augparticuli`ere-mente (Charnley, 1997; Wakelam et al., 2004b). Ceci s’explique par l’´evaporation de la glace et des interactions avec les zones de chocs : le soufre pourrait alors devenir une « horloge » des phases les plus enfouies de la formation stellaire (Charnley, 1997; Wakelam et al., 2004a). Les variations d’abondance des mol´ecules soufr´ees dans les proto-´etoiles de faible masse ´etaient peu compris avant les travaux de Wakelam et al. (2004b,a). D´esormais, il est possible d’´etablir l’´evolution de certains objets `a l’int´erieur d’une mˆeme classe.
Une premi`ere tentative d’utilisation des mol´ecules soufr´ees comme traceurs de l’´evo-lution chimique des proto-´etoiles massives avait ´et´e effectu´ee par van der Tak et al. (2003). Mais l’analyse de leurs r´esultats ´etait bas´ee sur les mod`eles de Charnley (1997), qui ne prenaient pas en compte l’oxyg`ene atomique du milieu interstellaire que des ob-servations r´ecentes ont r´ev´el´ees en forte abondance (Lis et al., 2001; Vastel et al., 2002). De plus, Wakelam et al. (2004a) soulignent que le soufre se trouve sous forme principalement atomique dans les cœurs chauds alors que van der Tak et al. (2003) supposaient le contraire. Afin d’am´eliorer ce type d’approche, nous avons essay´e d’ob-server simultan´ement des transitions `a basse et haute ´energie pour sonder les parties
externes (T < 100 K) et internes (T > 100 K) des r´egions ´etudi´ees.
Pour analyser ces observations, nous tentons d’appliquer une m´ethode similaire `a celle d´ecrite par Wakelam et al. (2004b) qui ont r´eussi `a mesurer l’ˆage du hot corino de IRAS 16293−2422 avec un certain succ`es. En utilisant les transitions provenant de niveaux d’´energie multiples, nous avons essay´e de d´eterminer l’abondance des mol´ecules pour chacune des sources. Plus tard, nous esp´erons comparer ces r´esultats avec des profils d’abondance th´eoriques issus du code chimique NAHOON (de V. Wakelam), coupl´e `a notre m´ethode de mod´elisation globale qui d´efinit une structure physique des sources, ceci afin de contraindre l’ˆage de chacune des sources. Pour couvrir l’ensemble des niveaux d’´energie peupl´es dans les proto-´etoiles massives (de 20 K `a plus de 100 K, cf. Doty et al. 2002), des transitions ayant des niveaux sup´erieurs avec une ´energie entre 10 et 110 cm−1 sont n´ecessaires. De plus, le sondage des parties internes des HMPOs est le seul moyen de dater chimiquement l’´evolution qui s’y d´eroule.
Nous avons s´electionn´e quatre coeurs denses massifs de type mid-IR quiet bien identifi´es, ayant des luminosit´es bolom´etriques comprises entre 0.6 et 2.3×104 L⊙ et situ´es `a des distances comprises entre 1.8 et 5.0 kpc (cf. Table 4.1). Ces objets sont clairement identifi´es comme ´etant isol´es et singuliers `a l’´echelle du lobe principal uti-lis´e pour les observer. De plus, un grand nombre de donn´ees sur le continuum et les ´emissions de raies mol´eculaires de ces objets ont ´et´e publi´ees (CO, SiO, CH3OH et H2CO, par exemple Benedettini et al. 2004). Les conditions physiques qui r`egnent dans les enveloppes de ces objets ont d´ej`a ´et´e d´etermin´ees (Beuther et al., 2002c). Nous les avons utilis´es pour contraindre un maximum de param`etres pour la mod´elisation. Nous avons limit´e notre ´etude `a des objets de type quiet afin de la simplifier, et ceci pour deux raisons. Premi`erement, diff´erentes conditions physiques ont ´et´e observ´ees dans ces objets mais ils ont globalement la mˆeme structure, dans les sens qu’ils ne pr´esentent ni un champ UV puissant ni une r´egion ionis´ee ultra-compacte qui modifierait la chimie du milieu de mani`ere drastique. Deuxi`emement, ces objets sont probablement ceux qui peuvent ˆetre les plus identifiables aux proto-´etoiles de classe 0, objets pour lesquels nous avons un bon niveau d’expertise grˆace `a notre collaboration avec V. Wakelam. Le dernier atout de cet ´echantillon est qu’il contient des sources s´electionn´ees par le programme WISH d’observation des raies de l’eau avec le HSO, programme dont nous avons parl´e dans la partie introductive de cette th`ese.
Donnons ici quelques d´etails suppl´ementaires sur chacune de ces sources. IRAS 05358+3543 et IRAS 18162−2048 font parti de l’´echantillon d’HMPOs initial d´etermin´e par Sridharan et al. (2002). IRAS 05358+3543 est un coeur dense massif relativement proche (1.8 kpc), de faible luminosit´e (L ∼ 6.3×103 L⊙) et constitu´ee de trois sources principales (mm1, mm2 et mm3, pour une masse totale d’environ 300 M⊙) situ´ees dans un p´erim`etre restreint de 4′′×9′′ (Leurini et al., 2007). Ces trois objets sont donc indistincts dans le lobe principal des antennes que nous avons utilis´e. La source montre l’existence d’un r´egion interne hypercompacte ionis´ee qui devrait ´evoluer ensuite vers un stade ultra-compact. Beuther et al. (2007b) ont montr´e que cet objet se divisait en quatre sous-sources (vues dans le continuum), dont deux font partie d’un syst`eme proto-binaire : mm1 (avec un ˆage dynamique ∼ 3.6×104 ans et une s´eparation projet´ee de 1 700 U.A., voir Longmore et al. 2006). Aucune ´emission centim´etrique n’a ´et´e d´etect´ee venant de mm1 qui, par contre, ´emet un maser m´ethanol. Ceci indique bien que IRAS 05358+3543 est un objet tr`es jeune. mm3 semble ˆetre le plus froid (T ≤ 20 K), donc le plus jeune des objets et mm2 pourrait repr´esenter un stade interm´ediaire entre les deux
4.2. Article ”S-bearing molecules in Massive Cores” 95