Document “C2D Spectroscopy Explanatory Supplement”

des données obtenues dans la demande de temps originelle. En effet, le programme c2d est un programme dit “Legacy” (héritage), dont le contrat était de fournir au public un produit fini : en l’occurence des spectres réduits et validés pour un large échantillon. Au final, ce document devait reprendre les éléments suivants : un résumé du programme c2d IRS ainsi que des campagnes d’observations, un résumé et une description de la méthode de réduction des données ainsi que la présentation du produit fini pour chacune des étoiles observées. Au sein de l’équipe, un pipeline de réduction a donc été développé et il est présenté en détails dans ce document c2d (Lahuis et al. 2006). Avant de fournir les données IRS réduites à la communauté il a

fallu vérifier que tous les spectres avaient bien été réduits, sans qu’aucun problème n’apparaissent dans les données. Ma part du travail a donc été de vérifier l’ensemble des spectres d’objets de Classe II, montrant des raies de silicates. Il fallait regarder, entre autres choses, si il n’y avait pas de problèmes sur chacun des modules, si la continuité inter-modules étaient correcte ou non. Aussi, le pipeline de réduction avait une détection automatisée de la présence de raies en émission : il fallait vérifier que les raies détectées par le pipeline étaient effectivement présentes, et vice-versa, que le pipeline ne manquait aucune raie visible dans le spectre.

Conclusion et perspectives

Cette thèse apporte plusieurs contributions à l’étude des régions de formation planétaire autour de jeunes analogues à notre Soleil. Dans ce chapitre, je détaille tout d’abord les grands conclusions qui émergent des travaux que j’ai réalisés puis je décrirais l’état actuel des projets en cours, leur but et pourquoi nous les avons initié ainsi que le travail déjà été effectué pour certains d’entre eux. Finalement, je terminerais ce chapitre par une ouverture sur les futurs travaux que je souhaite mener à plus long terme à la suite de ma thèse.

6.1 Bilan des résultats obtenus au cours de ma thèse

Lorsque j’ai commencé ma thèse, les silicates cristallins dans les disques circum-stellaires autour d’étoiles TTauri étaient marginalement étudiés : quelques articles se penchaient sur la présence de raies en émission attribuées à de la forsterite ou de l’enstatite, mais seulement dans les disques autour d’étoiles de Herbig Ae/Be, comme par exemple Bouwman et al. (2001), Acke & van den Ancker (2004) ou encore van Boekel et al. (2004) qui ont utilisé l’interférométre MIDI pour tenter de résoudre les régions d’émission des raies cristallines autour de 10 µm. C’est principalement par manque de moyens observationnels à grande sensibilité que les étoiles TTauri n’ont pas pu être plus observées. Ainsi l’arrivée du satellite Spitzer a permis de combler ce manque de moyens. La minéralogie des grains de poussière dans les disques de TTauri était donc un sujet en plein essor lorsque j’ai commencé mon projet de thèse. Les grains amorphes ont été étudiés par Kessler-Silacci et al. (2006) par exemple, qui ont mis en évidence un grossissement de ces grains dans les disques de TTauri et qui ont estimé visuellement à∼50% la fréquence d’apparition des raies provenant

de silicates cristallins dans ces mêmes disques. D’un autre côté Apai et al. (2005) ont étudié des disques de naines brunes, pour y montrer que le grossissement des grains, la cristallisation, ainsi que la sédimentation vers le plan médian du disque sont des mécanismes qui opèrent aussi dans les disques autour d’étoiles de faibles masses.

C’est dans ce contexte que j’ai débuté mon analyse orientée sur les silicates cristallins en cherchant à utiliser toute l’information spectrale disponible dans les données IRS. Au commencement de ma thèse, nous n’avions que des premières estimations sur leur présence dans les couches atmosphériques des disques et nous n’avions alors aucune information sur l’extension radiale de leur présence dans le disque, ni sur leur taille caractéristique, ni sur leur composition (rapport enstatite sur forsterite). Au final, je présente ici les résultats majeurs obtenus durant ma thèse,

sur la cristallinité, mais plus généralement sur les régions de formation planétaire des disques circumstellaire autour d’analogues à notre Soleil.

1. Plusieurs outils (Chap. 2, 3 & 5) m’ont permis de mettre en avant que les spectres Spitzer/IRS mettent en évidence deux régions indépendantes au sein des disques circumstellaires : les régions internes (∼ 1 UA) et les régions

ex-ternes (≤ 10 UA). Aucun des résultats ne semblent montrer de corrélation forte

entre les régions internes et externes, par exemple, le grossissement des grains de silicate se fait de manière totalement décorrélé dans les régions internes et externes.

2. Les grains de silicate cristallins représentent une composante non négligeable de la minéralogie de la poussière dans les disques proto-planétaires autour d’étoiles TTauri. Ce résultat est validé non seulement par une étude indivi-duelle des raies de silicates (Chap. 2), où plus de 3/4 des objets, parmi une centaine, présentent au moins une raie cristalline. Mais j’ai aussi retrouvé ce résultat avec une approche de décomposition minéralogique (Chap 3). Nous avons vu que ce résultat pouvait s’étendre aux étoiles moins massives, comme la naine brune étudiée avec Hervé Bouy (Chap. 5).

3. J’ai identifié une répartition de ces cristaux assez inattendue, représentant un paradoxe de cristallinité (Chap. 2 & 3), où les régions externes (≤ 10 UA)

présentent une fraction de silicate cristallins plus élevée que les régions internes des disques (∼ 1 UA), supposées être le lieu de formation préférentiel de ces

grains. Ce paradoxe se retrouve d’ailleurs aussi dans certains objets de faible masse, comme des naines brunes (voir Chap. 5).

4. J’ai mis au point une procédure de modélisation quasi-unique des spectres IRS sur leur gamme spectrale entière, avec une approche vers la meilleure solution innovante (chaîne Markovienne par Monte-Carlo) complétée par une analyse bayésienne afin de déterminer les incertitudes sur les paramètres libres. La ro-bustesse de cette procédure a de plus été prouvée, avec une très bonne fiabilité sur un échantillon statistique suffisament grand. Néanmoins, pour des études individuelles, l’estimation du continuum peut introduire des biais, notamment sur la composante de la poussière émettant à grande longueur d’onde.

5. J’ai montré que les grains produisant les raies de silicates amorphes sont es-sentiellement de taille micrométriques (Chap. 2, 3 & 5). Après avoir envisagé dans le Chap. 2 que les distributions en taille de grains étaient tronquées (par des processus d’évacuation des plus petits grains), nous avons fait évolué notre réflexion dans le Chap. 3 pour montrer qu’il s’agit plutôt d’un mécanisme d’ap-platissement significatif de la distribution en taille.

6. J’ai aussi eu la possibilité de réaliser les premières observations interféromé-triques résolues dans le proche infrarouge d’étoiles TTauri avec l’instrument AMBER au VLTI. D’une part cela a permis de confirmer la présence de pous-sières chaudes proches de la limite de sublimation dans le cas d’un disque froid. D’autre part j’ai ainsi pu mettre en évidence l’importance de la lumière

diffusée dans le cadre d’observations d’étoiles TTauri par interférométrie dans le proche infrarouge.

7. Les grains de silicate étudiés grâce à l’instrument IRS sont riches en magné-sium, signifiant par la même occasion qu’ils sont pauvres en fer. J’ai essayé dans le Chap. 2 de rechercher, sans succès, des traces de la composante ferreuse dans la phase solide contenue dans les disques proto-planétaires.

8. Les résultats que j’ai obtenus dans les Chap. 2 et 3 semblent montrer que les tailles de grains et la forme des disques circumstellaires sont liées, les disques aplatis montrant préférentiellement des grains de petites tailles dans les régions internes.

Un résultat plus général que j’ai obtenu durant ce travail est que l’on se trouve loin d’un scénario d’évolution “classique” où les petits grains de silicate amorphes du MIS grossissent à l’intérieur des disques, deviennent cristallins dans les régions les plus internes, pendant que les gros sédimentent vers le plan médian du disque. L’évolution de ces grains est plus complexe, ils sont brassés loin dans le disque, mais aussi verticalement, leurs structures ainsi que leurs tailles sont par ailleurs grandement modifiées, que ce soit dans les régions internes ou externes des disques. Ceci pointe vers l’importance de processus tels que la diffusion turbulente et la fragmentation des corps pour expliquer les observations. L’ensemble de ces résultats servira de point de départ à nombre de modèles cherchant à reproduire cherchant à reproduire les différentes étapes de grossissement des corps solides, jusqu’à la formation des planétes.

Dans le document La formation planétaire vue par Spitzer et le VLTI (Page 154-158)