Les observations dans G34.26 +0.15

G34.26 +0.15 :

Les r´egions compactes HII (< 0.1 pc) sont des petites r´egions ionis´ees situ´ees autour d’une ou plusieurs jeunes ´etoiles OB lumineuses, profond´ement enfouies dans le nuage mol´eculaire dont elles d´ependent. Ces sources sont connues pour avoir des morphologies distinctes (Wood & Churchwell 1989), refl´etant probablement les conditions du gaz envi- ronnant. Le rapport entre les r´egions HII et leur environnement a ´et´e une des motivations pour ´etudier les raies de recombinaisons radio (RRLs) des r´egions HII, pour comprendre les conditions du milieu interstellaire dans lequelles ces ´etoiles massives se sont form´ees.

G34.26+0.15 est un ensemble de trois r´egions HII situ´ees `a environ 3,7 kpc (Kuchar & Bania 1994). Cette source a ´et´e ´etudi´ee sur une large gamme de longueur d’onde, y compris dans le continuum radio (Turner et al. 1974; Reid & Ho 1985), raies de recombinaison radio (Garay et al. 1985; Gaume et al. 1994) ou encore des raies mol´eculaires centim´etriques (Benson & Johnston 1984). Les observations radio du continuum ont montr´e une structure ultra-compacte de forme com´etaire mesurant ∼ 4”, cette zone est nomm´ee C. A l’est de cette zone se trouvent 2 r´egions HII ultra-compactes, A et B d’environ 1” chacune (c.f. Figure 3.15). Une quatri`eme zone nomm´ee D (non pr´esente sur la figure), tr`es ´etendue de forme circulaire et de diam`etre 1’ se situe au sud-est des 3 premi`eres.

Figure 3.15 – Carte du conti- nuum de G34.3+0.15 `a 3.6 cm, r´ealis´ee avec le VLA. Les contours correspondent `a 3, 4, 5, 6, 8, 10, 15, 20, 40, 60 et 80 mJy/beam. Le niveau de bruit de cette carte est de 0.46 mJy/beam. Les compo- santes ultracompacts A et B sont indiqu´es. La taille du lobe 0.55” × 0.37”, est repr´esent´ee en bas `a gauche (Rodr´ıguez- Rico et al. 2002).

Millar et al. (1995) ont d´etect´e l’´ethanol m`ere avec une densit´e de colonne de 2.4×1016 cm−2 dans une taille de source de 4” et une temp´erature rotationnelle de 125 K. Par ailleurs, Milam et al. (2005) ont d´etermin´e un rapport 12C/13C ∼40 pour G34.26. A par- tir de ces informations, j’ai entrepris des demandes de temps d’observation au 30m de l’IRAM. En effet, le rapport12C/13C estim´e dans cette source rend l’intensit´e des trans- tions des isotopologues faibles, il faut donc un t´elescope capable d’atteindre un rms bas (de l’ordre de quelques mK), en un temps d’observation raisonnable (< quelques heures).

Comme le montre le tableau 2.4, l’IRAM est un t´elescope permettant ce type de d´etec- tions. Les campagnes de demande de temps `a l’IRAM s’effectuent tous les 6 mois en mars et septembre. J’ai soumis quatre propositions d’observation sur cette source jusqu’`a l’ac- ceptation du projet Search for 13C Ethanol toward G34.3 +0.15, a star forming region, en septembre 2011. Les observations ont ´et´e effectu´ees les 23 janvier, 10 et 13 f´evrier 2012. Le t´elescope de l’IRAM dispose de 4 bandes spectrales sur le r´ecepteur EMIR, E0 : 83 - 117 GHz, E1 : 129 - 174 GHz, E2 : 202 - 274 GHz, E3 : 277 - 358 GHz, avec une transmission atmosph´erique d´ecrite par la Figure 3.16. De plus ce r´ecepteur peut ˆ

etre associ´e `a un ou plusieurs backend(s), de diff´erentes r´esolutions spectrales et bandes passantes, afin d’observer un maximum de raies en mˆeme temps avec la r´esolution spectrale adapt´ee. Pour une premi`ere d´etection l’important est de pouvoir couvrir une large gamme spectrale tout en gardant une r´esolution spectrale suffisamment bonne, afin d’observer un maximum de transitions candidates. Le backend FTS (spectrom`etre `a transform´ee de Fourier) a ´et´e choisi ; il permet de couvrir simultan´ement 4 bandes de 4 GHz chacune, soit 16 GHz en tout avec une r´esolution spectrale de 195 kHz.

Figure 3.16 – Transmission atmosph´erique entre 60 GHz et 400 GHz pour le site du t´elescope de 30 m de l’IRAM.

Nous avons cibl´e 13 transitions (c.f. table 3.11), 6 13C1 (Eup < 123 K) et 713C2 (Eup < 135 K) permettant ainsi de d´eterminer une densit´e de colonne en cas de d´etection. De plus, et afin de pouvoir d´eterminer des rapports12C/13C pr´ecis, plusieurs raies de la mol´ecule m`ere ´etaient ´egalement observables dans ces bandes. Nous avons suppos´e une largeur des raies d’´emission moyenne ´egale `a celle des pr´ec´edentes observations du 12C, soit FWHM = 7 km.s−1 et une r´esolution spectrale de 1.75 km.s−1. Afin de pouvoir d´e- tecter les transitions de13C avec un rapport signal sur bruit acceptable (i.e. > 3-4σ) nous devions donc atteindre une sensibilit´e de 3-4 mK.

Bande Esp`ece Transitions Fr´equence T∗_A rms backend JKa,Kc GHz mK mK E2 13CH3CH2OH 151,15-140,14 245.5 12 3.0 FTS E2 CH13₃ CH2OH 150,15-141,14 246.9 12 3.0 FTS E2 13CH3CH2OH 161,16-150,15 260.7 12 3.0 FTS E2 CH13₃ CH2OH 44,0/1-33,1/0 247.5 11 3.0 FTS E2 13CH3CH2OH 44,0/1-33,1/0 251.7 11 3.0 FTS E3 CH13₃ CH2OH 161,16-150,15 265.7 12 4.0 FTS E3 CH13₃ CH2OH 170,17-161,16 280.0 13 4.0 FTS E3 CH13₃ CH2OH 171,17-160,16 281.6 13 4.0 FTS E3 CH13₃ CH2OH 160,16-151,15 263.5 12 4.0 FTS E3 13CH3CH2OH 170,17-161,16 273.9 12 4.0 FTS E3 13CH3CH2OH 171,17-160,16 276.26 13 4.0 FTS E3 13CH3CH2OH 180,18-171,17 290.1 13 4.0 FTS E3 13CH3CH2OH 181,18-170,17 291.7 13 4.0 FTS

Table 3.11 – Transitions d’´ethanol13C cibl´ees avec le 30m de l’IRAM

Les observations ont ´et´e effectu´ees avec la technique de wobbler switching (WSW, miroir secondaire oscillant) : l’orientation du miroir secondaire varie de mani`ere r´eguli`ere pour observer alternativement position ON, c’est `a dire en direction de la source et position OFF, en direction d’une position hors de la source. L’amplitude des positions OFF ´etait `

a 120 et -120 arcsec de la position ON. Les spectres bruts obtenus ont ´et´e moyenn´es avec CLASS puis export´es vers CASSIS. Le rms atteint est mesur´e `a 3-4 mK, cependant on remarque tr`es nettement que la limite de confusion a ´et´e atteinte, comme le montre la Figure 3.18.

Figure 3.17 – Observation de G34.26 de 248 `a 252 GHz

Afin de tenter d’identifier les esp`eces pr´esentes, j’ai r´epertori´e `a partir de la litt´e- rature toutes les mol´ecules connues dans cette source. Kim et al. (2001) et MacDonald et al. (1996) ont effectu´e notamment des relev´es spectraux. Ils ont d´etermin´e `a partir de mod`eles chimiques, si les mol´ecules identifi´ees provenaient de la r´egion du cœur chaud ultra compact, du cœur chaud compact ou encore du halo, et dans quelle proportion. Majoritairement, les mol´ecules complexes semblent provenir du hot core compact.

La Figure 3.19 montre les observations r´ealis´ees `a l’IRAM-30m en direction de G34.26, o`u j’ai superpos´e la meilleure mod´elisation possible des mol´ecules connues et r´epertori´ees dans les bases de donn´ees disponibles sur CASSIS. Par ailleurs, les relev´es spectraux disponibles dans la litt´erature ´etaient non exhaustifs, puisque j’ai identifi´e des esp`eces telles que l’´ethyl`ene glycol (HOCH2CH2OH) ou l’ac´etone (CH3COCH3) qui n’avaient pas ´

et´e r´epertori´ees jusque l`a, et qui sont visiblement tr`es pr´esentes dans nos spectres. Par ailleurs, la d´etermination de la densit´e de colonne de ces nouvelles mol´ecules identifi´ees semble compromise, car comme d´ecrit dans la section 2.2.4, pour r´ealiser un diagramme rotationnel et donc calculer une densit´e de colonne, il faut plusieurs transitions de cette mol´ecule. Or, la plupart des raies d´etect´ees sont m´elang´ees avec une autre, il est donc dif- ficile de connaˆıtre leurs intensit´es respectives. Mˆeme si la sensibilit´e atteinte est suffisante pour pouvoir d´etecter les raies cibl´ees de13C, la confusion entraˆıne une superposition des raies, rendant leur identification difficile. De plus, on remarque que certaines raies ne sont toujours pas identifi´ees. La n´ecessit´e de compl´eter les bases de donn´ees spectroscopiques devient alors ´evidente.

Figure 3.19 – Spectre de G34.26 (en noir) autour de la transition CH133 CH2OH `a 246.97 GHz. Les positions des transitions de CH13<sub>3</sub> CH2OH pr´esentes dans cette bande sont mar- qu´ees par les traits turquoises en haut de la figure. Le meilleur mod`ele obtenu `a partir de toutes les esp`eces r´epertori´ees dans les bases de donn´ees est superpos´e en violet et certaines esp`eces sont indiqu´ees (liste non exhaustive).

Les observations de G34.26 ont ´et´e effectu´ees avec le 30m de l’IRAM, la taille du lobe est donc de 10” `a 220 GHz. Or la source ne mesure que 4”, nous avons donc ´egalement re¸cu le signal provenant de l’enveloppe et l’´emission du cœur est fortement dilu´ee. Afin de r´eduire la dilution du lobe et la limite de confusion, l’utilisation d’un interf´erom`etre pourrait ˆetre une avanc´ee importante.