Contribution des couches `a l’´emission totale

L’´etude de plusieurs transitions d’une mˆeme esp`ece mol´eculaire peut apporter des indices suppl´ementaires sur la description physique et chimique des objets ´etudi´es. Nous l’avons vu auparavant, l’´emission de raies mol´eculaires est directement li´ee `a la population des niveaux d’´energie rotationnels, eux-mˆeme tributaires des conditions physiques qui r`egnent dans l’objet. Ainsi on s’attend `a ce que les transitions hautes en ´energie ne soit ´emise, en majorit´e, que par les parties les plus denses et chaudes des objets proto-stellaires, c’est `a dire les parties internes.

Pour mieux quantifier ce raisonnement, nous avons voulu mesurer la contribution de chacune des couches de notre mod`ele `a l’´emission totale, pour chacune des transitions observ´ees. Nous nous sommes plac´es dans le cadre id´eal o`u la plupart des raies observ´ees ´etaient optiquement minces et nous avons travaill´e sur des cartes de flux int´egr´e sur-r´esolues obtenue avec RATRAN.

En th´eorie, le flux obtenu au bord de la carte d’´emission (bord du mod`ele, cf. Fi-gure 2.12) A0 est proportionnel au chemin optique parcouru s0,0 et le long duquel les conditions d’´emission ont une variation n´egligeable. On peut ´ecrire

A0 = ǫ0s0,0 (2.76)

o`u ǫ0 est « l’efficacit´e » d’´emission de la couche superficielle. Le chemin optique s0,0

dans ce milieu homog`ene est assimilable au chemin r´eel soit s0,0 =

q

R2− x2

0 (2.77)

o`u R est le rayon r´eel (en ′′) de l’objet et x0 le param`etre d’impact correspondant au centre du pixel le plus ´eloign´e du centre, soit x0 = ηNp avec η la r´esolution spatiale de l’image et Np le nombre de pixels entre le pixel central et le pixel du bord.

En passant au pixel adjacent, vers le centre du mod`ele, on peut, en utilisant les mˆemes hypoth`eses, ´ecrire que (voir Figure 2.12)

A1 = ǫ1s1,1+ ǫ0s1,0 (2.78)

o`u ǫ1est l’efficacit´e d’´emission de la couche sous-jacente, s1,1le chemin optique parcouru dans cette couche et s1,0 le chemin optique parcouru dans la couche externe. On en d´eduit que

ǫ1 = ^A1− ǫ0s_1,0 s1,1

(2.79) et mˆeme ´etendre `a un pixel i quelconque

ǫi = ^Ai−P

j<iǫjsi,j

si,i

(2.80) jusqu’au pixel central du mod`ele. Ai ´etant connu `a partir de la carte int´egr´ee, le calcul des efficacit´es venant de la r´egion i du mod`ele ne n´ecessite que le calcul des diff´erents chemins optiques si,j (avec j ≤ i). Ceux-ci peuvent ˆetre calcul´es de mani`ere it´erative et par des consid´erations g´eom´etriques simples.

R x₀ x₁ x_i A₀ = ǫ₀s_0,0 A₁ = ǫ₁s_1,1+ ǫ₀s_1,0 A_i = ǫ_is_i,i+P j<iǫ_js_i,j s_0,0 ǫ₀ s_1,1 ǫ₁ s_1,0 ǫ₀ s_i,i ǫ_i s_i,i−1 ǫ_i−1 s_i,i−2 ǫ_i−2

Fig.2.12 – Sch´ema it´eratif expliquant comment obtenir les efficacit´es d’´emission ǫ_i en partant du bord du mod`ele. Ce processus n’est valable que si les variations d’´emission sont faibles le long des diff´erents si,j, en cons´equence les cubes de donn´ees utilis´es pour le faire sont tr`es r´esolus spatialement (0.1′′en g´en´eral).

Finalement l’ensemble des efficacit´e est normalis´ee pour avoir une r´epartition de l’´emission comparable entre chaque transition. On d´efinit ainsi une contribution au flux ci provenant de la couche i par

ci = _P^ǫi

iǫi

. (2.81)

L’ensemble de ces calculs `a partir de l’image initiale sont effectu´es par le programme fluxcontrib que nous avons cr´e´e et qui donne en sortie un tableau contenant les valeurs {ri, ci} (r en ′′).

Dans ce chapitre nous avons pass´e en revue l’ensemble des outils nous permettant de travailler sur la compr´ehension de nos observations des proto-´etoiles massives. Nous avons vu leurs int´erˆets, d´ecrit leur fonctionnement et leurs limites. Nous avons aussi expos´e notre m´ethode d’utilisation de ces outils et expliqu´e les multiples codes suppl´e-mentaires que nous avons cr´e´es pour parfaire cette m´ethode et analyser ses r´esultats. Dans les chapitres qui suivent, nous allons exposer l’application de cet ensemble d’ou-tils `a diff´erent sujets de travail tournant autour de l’´evolution physique et chimique des HMPOs, sujet central de cette th`ese.

Chapitre 3

L’´evolution des proto-´etoiles

massives : IRAS 18151−1208

3.1 Pr´esentation de la r´egion.

Comme nous l’avons indiqu´e auparavant, la formation des ´etoiles massives n’est pas encore bien connue. Cela est particuli`erement vrai pour les HMPOs, stade o`u la forma-tion des ´etoiles massives interagit fortement avec l’enveloppe qui les entoure. Ici, grˆace `a la m´ethode de mod´elisation que nous avons d´ecrite dans le chapitre pr´ec´edent, nous avons cherch´e des indices qui t´emoignent de l’´evolution des ces objets protostellaires massifs. Ces indices peuvent, a priori, ˆetre de nature physique ou chimique.

La r´egion de formation stellaire IRAS 18151−1208 fait partie du catalogue IRAS et a ´et´e r´epertori´ee comme une source ponctuelle de coordonn´ees α = 18h17m57.1s, δ =-12◦07′22′′ (J2000). Beuther et al. (2002b) ont montr´e que, dans le domaine mil-lim´etrique, cette r´egion se divise en quatre cœurs denses massifs individuels nomm´es MM1, MM2, MM3 et MM4. De plus, MM1 semble se diviser en deux cœurs s´epar´es par 16′′. La source la plus faible en ´emission, MM4, est clairement `a l’ext´erieur de la r´egion principale et n’a donc pas ´et´e consid´er´ee dans cette ´etude. Les trois autres sources sont s´epar´ees d’environ une `a deux arcminutes. La confusion qui existait dans les observations ant´erieures ´etait due `a la faible r´esolution angulaire du satellite IRAS (au mieux 25′′ `a 12 µm et au pire 100′′ `a 100 µm). Nous reviendrons en d´etail sur ces observations dans la suite de ce chapitre. Malgr´e cela, IRAS 18151−1208 fut d`es le d´e-part class´ee comme une r´egion de formation stellaire `a cause de son fort flux croissant avec la longueur d’onde dans le domaine infrarouge, ce qui montrait la pr´esence d’une grande quantit´e de poussi`eres chaudes (cf. Henning et al., 1990, pour plus de d´etails). Cette r´egion est un HMPO typique au niveau de sa luminosit´e totale (L ∼ 104 L_⊙) et relativement proche (3 kpc environ, d’apr`es Brand et Blitz 1993).

Parmi les observations ant´erieures de cette r´egion, on notera que des jets de CO avaient d´ej`a ´et´e d´ecouverts par Beuther et al. (2002a), ainsi qu’un maser m´ethanol as-soci´e `a MM1 et un maser H₂O associ´e `a MM2 (Beuther et al., 2002d). Ces observations confirmaient donc la nature proto-stellaire de cette r´egion. Les cœurs MM1 et MM2 sont environ deux fois plus grands, et ont environ la mˆeme masse, que le plus mas-sif des cœurs d´ecrit par Motte et al. (2007). La source IRAS co¨ıncide avec MM1 alors qu’aucune contribution significative ne peut ˆetre attribu´ee `a MM2 ou MM3. MM3 est le cœur le moins massif et le moins compact de la r´egion. En fait, ce pourrait ˆetre un cœur

pr´e-stellaire actuel ou en devenir. Cette r´egion est donc particuli`erement int´eressante `a ´etudier, puisqu’elle abrite trois sources individuelles qui peuvent ˆetre interpr´et´ees comme des sites de formation d’´etoiles massives `a trois stades d’´evolution diff´erents.

L’´etude de cette r´egion a fait l’objet d’un article publi´e dans Astronomy&Astrophysics, accept´e le 3 juin 2008. Nous incluons in extenso cet article dont je suis le premier auteur. En effet, concr`etement, mon travail pour ce papier a consist´e `a :

– diriger l’ensemble de la r´edaction de l’article en prenant en compte les diverses remarques de mes collaborateurs,

– r´eduire et analyser les donn´ees de la r´egion de formation stellaire IRAS 18151−1208, – appliquer la m´ethode de mod´elisation globale d´ecrite auparavant sur les deux

sources principales en phase proto-stellaire, `a savoir MM1 et MM2, pour l’en-semble des transitions mol´eculaires observ´ees,

– discuter des r´esultats observationnels et de la mod´elisation obtenus, – conclure sur ces r´esultats.

¨

E la suite de cet article nous rajouterons des donn´ees compl´ementaires, suivi de com-mentaires d´evelopp´es et des conclusions sur ce travail.

3.2 Article « Evolution of massive protostars : the