5.2 Etude de l’eau avec le HSO´
5.2.1 Une opportunit´e unique
L’observatoire spatial Herschel (Herschel Space Observatory ou HSO) de l’Agence Spatiale Europ´eenne (European Spatial Agency ou ESA, terme utilis´e par la suite), dont le lancement est pr´evu dans le courant de l’ann´ee 2009, va permettre l’observation de nouveaux domaines de longueurs d’onde inaccessibles en grande partie depuis le sol (infrarouge lointain entre 150 µm et 650 µm environ). ´Equip´e d’un miroir de 3.5 m de diam`etre, le lobe principal de l’antenne sera du mˆeme ordre de grandeur que celui des t´elescopes millim´etriques au sol (entre 14′′ et 40′′). Cet observatoire spatial est dot´e de trois instruments : PACS (Photodetector Array Camera and Spectrometer ), SPIRE (Spectral and Photometric Imaging Receiver ) et HIFI (Heterodyne Instrument For the Infrared ).
Le HSO a pour but d’observer de nombreux objets de notre Univers, de notre Galaxie mais aussi de notre Syst`eme Solaire. En particulier, il observera des galaxies actives, des plan`etes comme Mars ou Jupiter, les r´egions de formation stellaire, les mouvements de gaz qui y prennent place, la composition chimique de ces objets ... Une des avanc´ees majeures de ce satellite est qu’il couvre, pour la premi`ere fois et en quasi-totalit´e, le domaine spectral de l’´emission des transitions ´energ´etiques de la mol´ecule d’eau, jusqu’ici inaccessible depuis le sol sauf dans de rares cas (masers, quelques raies isotopiques faibles).
L’instrument HIFI, qui nous int´eresse plus particuli`erement pour notre ´etude, est compos´e de deux spectrom`etres h´et´erodynes : le spectrom`etre `a large bande WBS (Wide Band Spectrometer, ∆ν = 4000 MHz, δν = 1 MHz) et le spectrom`etre `a haute r´esolution HRS (High Resolution Spectrometer, ∆ν = 250 − 2000 MHz, δν = 0.125 − 1.0 MHz). Rappelons que le Laboratoire d’Astrophysique de Bordeaux (LAB) a ´elabor´e le HRS conjointement avec le Centre d’´Etude Spatiale des Rayonnements de Toulouse (CESR) et aura un acc`es prioritaire aux donn´ees futures du satellite grˆace au temps d’observation garanti qui lui a ´et´e attribu´e. Ce temps garanti a ´et´e investi dans un des programmes-cl´e de l’ESA. C’est pourquoi le LAB (avec F. Herpin comme co-investigateur) en collaboration avec le SRON (l’institut n´eerlandais de recherche spatiale) `a Groningue (Pays-Bas) et le MPIfR (Max-Planck-Institut f¨ur Radioastrono-mie) `a Bonn (Allemagne) ont en charge la pr´eparation des observations, avec HIFI et PACS en mode spectral, des cœurs denses massifs s´electionn´es par le programme WISH (Water In Space with Herschel, programme dirig´e par E. van Dishoeck). Ce programme r´eunit une soixantaine de chercheurs et ´etudiants-chercheurs, dont je fais partie, autour du th`eme central de l’observation de l’eau dans l’univers, et plus particuli`erement dans les r´egions de formation stellaire.
D’autres programmes de temps garanti vont aussi s’int´eresser `a l’´emission des raies mol´eculaires de l’eau. Ainsi, le programme HS3F (Herschel Spectral Surveys of Star Forming regions) coordonn´e par C. Ceccarelli du Laboratoire d’Astrophysique de l’Ob-servatoire de Grenoble (LAOG) a pour but de faire des relev´es spectraux syst´ematiques avec HIFI dans des r´egions de formation stellaire vari´ees. En contrepartie d’une bande de fr´equence large pour ces observations syst´ematiques, leurs r´esolutions en vitesse et leurs sensibilit´es seront moins bonnes compar´ees au programme WISH. Ce programme vise donc, en priorit´e, l’observation de nombreuses raies mol´eculaires issues d’esp`eces
chimiques diff´erentes. Ainsi l’interpr´etation de l’´evolution dans ce contexte se focalisera plutˆot sur un aspect chimique, elle aussi tr`es int´eressante. Ce programme ne se concen-trera pas uniquement sur la mol´ecule d’eau, et du fait de sa moins bonne r´esolution en vitesse et sa sensibilit´e moindre n’acc`edera pas `a la totalit´e de ses raies mol´eculaires, tout en perdant des informations sur les profils de celles qui seront d´etect´ees.
Fig. 5.2 – Transitions para et ortho de la mol´ecule d’eau. Mise `a part les deux transi-tions principales de bas niveau `a 557 et 1113 GHz, la majorit´e des autres transitransi-tions sont issues de niveaux peupl´es `a des temp´eratures ≥ 100 K. On peut donc esp´erer tirer des informations provenant des parties internes des cœurs denses massifs (´echelles de l’ordre de 1000 UA). Les transitions indiqu´ees par des fl`eches bleues seront observables par l’instrument HIFI du HSO.
5.2.2 Evolution des raies de l’eau´
5.2.2.1 Objectifs
Le programme de temps-garanti WISH a pour but l’observation et l’interpr´etation des futures d´etections des raies mol´eculaires de l’eau. Un de nos objectifs, `a travers cette ´etude portant sur des objets qui repr´esentent l’´evolution des cœurs denses formant des ´etoiles massives, est d’observer une ´evolution en parall`ele des raies mol´eculaires de l’eau. Les contraintes li´ees `a l’observation de ces cœurs denses massifs, lointains et peu r´esolus, requiert l’observation d’un grand nombre de transitions de l’eau `a haute r´esolution spectrale. De mˆeme, pour ´etudier les effets d’une formation d’´etoile sous
5.2. ´Etude de l’eau avec le HSO 131 forme d’amas, une cartographie de certaines de ces transitions doivent ˆetre effectu´ees. Les questions cl´es li´ees `a ce programme d’observation sont alors :
– quelle est la chimie du gaz chauff´e proche des jeunes ´etoiles massives en formation `a des stades d’´evolution diff´erents et, en particulier, comment se r´epartit l’eau autour d’elles ?
– quelle est l’importance relative des chocs d’´ejection de mati`ere par rapport `a l’interaction entre les rayonnements UV et l’environnement de l’´etoile massive en formation ?
– quelle est la cin´ematique du gaz proche autour de l’´etoile massive en formation ? Les raies en absorption `a haute fr´equence devraient ˆetre un moyen unique de r´epondre `a cette question.
– quelle sont les effets d’une formation en amas, en particulier l’interaction des jets d’´ejection avec les proto-´etoiles du cœur dense massif ?
5.2.2.2 Les sources du programme WISH
Les sources qui seront observ´ees par le programme ont pour but de couvrir tous les stades d’´evolution couvrant les phases enfouies de la formation des ´etoiles massives. Le programme d´efinit des sous-classes d’objets `a partir de nombreuses observations depuis le sol, mais elles restent assez arbitraires. Afin de prendre en compte la diversit´e des propri´et´es physiques au sein des sources dans une sous-classe, plusieurs objets dans chacune d’elle vont ˆetre observ´es. Il est probable que, dans le futur, les observations obtenues avec le HSO permettent de red´efinir les sous-classes en affinant les stades d’´evolution de chaque source. `A cause du temps limit´e d’observation, le nombre de sources dans chaque sous-classe est actuellement limit´e `a cinq, mais si les sensibilit´es en vol sont sup´erieures `a celles pr´evues, ce nombre pourrait ˆetre doubl´e.
L’´echantillon de sources choisies (cf. Table 5.1) provient d’observations syst´ema-tiques r´ecentes (Molinari et al., 1996; Sridharan et al., 2002; Wood et Churchwell, 1989b; van der Tak et al., 2000a) avec une pr´ef´erence pour les cœurs denses massifs proches (≤ 2 kpc). Au-del`a du fait que l’´echantillon doit repr´esenter au mieux les dif-f´erents stades d’´evolution, les sources doivent ˆetre « propres », c’est `a dire ˆetre bien d´efinies dans le lobe de HIFI et doivent se r´epartir au maximum sur le plan du ciel. Le but `a atteindre est d’avoir 70% de l’´echantillon observable avec l’interf´erom`etre ALMA (d´eclinaison inf´erieure `a +40◦) et 50% des sources observables depuis l’h´emisph`ere nord et sud (d´eclinaison comprise entre −30◦ et +30◦).
5.2.2.3 Liste des transitions observ´ees
Le programme d’observation a choisi un ensemble restreint de raies mol´eculaires `a observer parmi toutes les transitions visibles par le satellite Herschel (cf. Figure 5.2 et Table 5.2).
Tout d’abord, le programme a choisi d’observer les transitions qui descendent
jus-qu’aux niveaux fondamentaux `a 557 GHz (Eup = 61.0 K) pour la forme ortho, et
1113 GHz (Eup = 53.4 K) pour la forme para, et qui tracent les parties les plus froides (donc ´etendues) des proto-´etoiles massives. La transition `a 557 GHz a d’ailleurs ´et´e choisie pour cartographier toutes les sources de l’´echantillon, avec le but de tracer la pr´esence de l’eau dans ces objets `a grande ´echelle. En particulier, on s’attend `a ce que ces transitions passent d’´emission en absorption suivant que la densit´e de colonne d’eau
Tab.5.1 – ´Echantillon de cœurs denses massifs pr´evus par le programme-cl´e de temps garanti WISH. Les cœurs sont class´es dans des sous-sections ´etablies suivant les obser-vations au sol et les stades d’´evolution suppos´es qu’elles repr´esentent.
5.2. ´Etude de l’eau avec le HSO 133 augmente ou diminue. Ceci permettra ´egalement d’observer les mouvements de gaz `a travers les chocs des jets de mati`ere.
Pour contraindre l’opacit´e du milieu, il a ´et´e d´ecid´e d’observer ´egalement la tran-sition ortho-(21,2 − 11,0) `a 1670 GHz (Eup = 114.4 K), c’est `a dire `a une fr´equence tr`es haute, l`a o`u l’´emissivit´e de la poussi`ere joue un rˆole important. En parall`ele, les niveaux d’´energie de cette transition restent assez bas, donc l’´emission proviendra des zones assez ´etendues dans le cœur dense massif, ce qui permet d’ˆetre confiant quant `a sa d´etection.
Pour compl´eter le spectre ´energ´etique observ´e, les transitions `a 752, 988 et 1097 GHz vont aussi ˆetre observ´ees. On esp`ere ainsi pouvoir remonter aux variations d’abondance de l’eau des parties externes aux parties internes des cœurs denses massifs.
En compl´ement, quelques raies mol´eculaires de chaque isotope de l’eau (H17 2 O et H18
2 O) seront observ´ees, l’atout des isotopes ´etant de pr´esenter une ´emission souvent optiquement mince. Leurs raies d’´emission sont donc moins sensibles `a la tr`es forte opacit´e pr´esente dans les cœurs denses massifs. Ces observations permettront ´egalement d’obtenir de nouvelles mesures isotopiques sur l’oxyg`ene dans les zones de formation stellaire.
Tab. 5.2 – Liste compl`ete des raies des mol´ecules oxyg´en´ees (H2O,CO et H3O+) qui seront observ´ees par le programme WISH avec HIFI.