Mod´elisation du continuum et de l’´emission mol´eculaire

Nous avons utilis´e la m´ethode de mod´elisation que nous avons d´ecrite dans le cha-pitre pr´ec´edent et utilis´ee pour la r´egion de formation stellaire IRAS 18151−1208. Nous avons d’abord mod´elis´e l’´emission du continuum de poussi`ere de chacune de ces quatre sources, puis nous y avons appliqu´e une abondance fixe (profil plat) pour reproduire s´epar´ement chacune des transitions de chaque esp`ece chimique observ´ee. Ceci consti-tue, bien sˆur, un ordre z´ero puisqu’on s’attend, dans la r´ealit´e, `a ce que l’abondance varie `a l’int´erieur des objets en fonction de leur ´evolution. Il faudrait donc, en toute rigueur, essayer de reproduire simultan´ement l’ensemble des observations d’une mˆeme esp`ece en introduisant un profil d’abondance adapt´e. Cependant, il nous est apparu plus judicieux de nous tourner vers cette approche plus « basique » pour pouvoir rapi-dement interagir avec la mod´elisation de l’´evolution chimique des proto-´etoiles massives qui, de son cˆot´e, a besoin de ce premier travail pour pouvoir ˆetre guid´ee1. Accompagn´e d’une analyse de la localisation de l’´emission en fonction de la transition mol´eculaire observ´ee, ceci permet au moins d’avoir une id´ee assez pr´ecise des sauts d’abondance de certaines esp`eces dans les coeurs denses massifs.

4.3.1.1 Mod´elisation des SEDs

Les SEDs de chacune des quatre sources ont ´et´e assez bien d´etermin´ees grˆace `a un grand ensemble de donn´ees et d’observations des missions, observatoires et instruments IRAS, MSX, SCUBA (JCMT) ou SHARC (CSO) (Hunter et al., 2000; Jenness et al., 1995; Minier et al., 2005), SMA (Beuther et al., 2007b; Su et al., 2004) et MAMBO (30m de l’IRAM) (Beuther et al., 2002c). La SED de IRAS 18162−2048 est encore plus compl`ete grˆace aux observations de l’infrarouge proche et lointain de ISO-SWS. La source ayant le moins de points d’observation est W43-MM1. L’ensemble des SEDs a ´et´e report´e dans la Figure 4.1.

Luminosit´e bolom´etrique des sources

La luminosit´e bolom´etrique Lbol de chacune des sources de notre ´echantillon a ´et´e obtenue en mod´elisant rapidement la SED grˆace `a une somme de corps gris de dif-f´erentes tailles et `a difdif-f´erentes temp´eratures (β = 1.75). Cette technique permet, par ailleurs, d’avoir une id´ee de l’´etat ´evolutif de la source ´etudi´ee, point qui sera utilis´e pour la discussion g´en´erale sur l’ensemble des r´esultats.

Les principaux r´esultats de ce premier travail ont ´et´e report´es dans la Table 4.2. Cette derni`ere contient, en plus des composantes de corps gris utilis´ees, la longueur d’onde du maximum d’´emission (λmax), le flux `a cette longueur d’onde (Fmax), `a 12µm (F12µm), le rapport entre le flux infrarouge moyen et le flux total (F<35µm/tot) et la luminosit´e totale (Lbol) des quatre cœurs denses que nous avons ´etudi´es.

1

Ce travail de mod´elisation chimique est assur´e par V. Wakelam, charg´ee de recherche au LAB, avec laquelle nous ´etudions cette th´ematique. Jusqu’`a pr´esent, son code ´etait adapt´e aux proto-´etoiles de faibles masses dans lesquelles les mouvements turbulents du gaz sont n´egligeables. Le passage aux proto-´etoiles massives, o`u cette hypoth`ese n’est plus valable, change donc radicalement les r´esultats. L’utilisation de ce nouveau code n´ecessite donc quelques r´esultats simples pour sa validation et son exploitation dans le futur.

Source 18162−2048 18264−1152 05358+3543 W43–MM1 Composante 1 (K) 22 22 23 15 Composante 2 (K) 65 55 60 32 Composante 3 (K) 380 360 360 110 Composante 4 (K) 1500 - - 330 λmax (µm) 115.3 123.9 134.3 156.3 F_max (Jy) 4312 1641 1097 555 F12µm (Jy) 21.1 5.1 1.0 1.1 F<35µm/tot (%) 1.3 0.48 0.15 0.1 L_bol (104L_⊙) 2.9 0.7 1.4 2.3

Tab.4.2 – Param`etres et r´esultats de la mod´elisation de la SED des sources de l’´echan-tillon `a partir d’une somme simple de plusieurs composantes assimil´ees `a des corps gris (β = 1.75). La longueur d’onde du maximum d’´emission (λmax), le flux `a cette longueur d’onde (Fmax), `a 12 µm (F12µm), le rapport entre le flux infrarouge moyen et le flux total (F_<35µm/tot) et la luminosit´e totale (Lbol) sont ´egalement indiqu´ees.

De ces luminosit´es sont tir´ees les temp´eratures des sources centrales de chauffage, en consid´erant qu’il s’agit d’une ´etoile simple sur la s´equence principale. Les temp´eratures obtenues T_∗ sont 3.0, 2.9, 2.6 et 3.0×104 K pour respectivement W43-MM1, IRAS 18264−1152, IRAS 05358+3543 et IRAS 18162−2048.

Comme nous l’avons indiqu´e dans l’article, l’´evolution d’un ensemble de compo-santes froides pour W43-MM1 vers un ensemble de compocompo-santes plus chaudes pour IRAS 18162−2048 va dans le sens d’une diff´erence d’ˆage entre ces quatres objets. En faisant l’hypoth`ese raisonnable que ces cœurs se r´echauffent au cours de leur ´evolution, la s´equence ´evolutive W43-MM1 → IRAS 18264−1152→ IRAS 05358+3543 → IRAS 18162−2048 a ´et´e retenue.

Taille des sources et indice de densit´e p `

A l’exception de W43-MM1, d´ecrite compl`etement par Motte et al. (2003), les sources de l’´echantillon ont ´et´e cartographi´ees dans le continuum millim´etrique par Beuther et al. (2002b). On tire de l’extension des sources d´ecrite dans ces travaux une taille de r´ef´erence qui a permis l’uniformisation des flux dans le domaine millim´etrique et sub-millim´etrique (cf. article sur IRAS 18151−1208). Cette adaptation requiert aussi l’utilisation de l’indice de la loi de puissance de la distribution de temp´erature p, lui aussi calcul´e dans ces mˆemes travaux. On notera par ailleurs que cette taille de r´ef´erence est aussi celle du mod`ele physique de nos sources. Les valeurs utilis´ees ont ´et´e report´ees dans la partie sup´erieure de la Table 4.3.

La description de nos sources ´etant d´esormais compl`ete, nous avons utilis´e le code MC3D afin de reproduire la SED de ces objets et en parall`ele obtenir la masse et la distribution de la temp´erature dans ceux-ci.

R´esultats de la mod´elisation des SEDs

Comme l’avait d´ej`a montr´e l’´etude de la r´egion de formation stellaire IRAS 18151−1208, l’utilisation d’un mod`ele `a sym´etrie sph´erique ne permet pas de reproduire l’´emission

4.3. Donn´ees compl´ementaires 117

Fig. 4.1 – Continuum de poussi`ere et leur reproduction par une somme de corps gris (β = 1.75) `a diff´erentes temp´eratures. Les sources sont class´ees, de haut en bas, de la moins ´evolu´ee `a la plus ´evolu´ee. On remarque que, lors de l’´evolution, les composantes ont des temp´eratures qui augmentent, tout comme la proportion de flux infrarouge.

Source 18162−2048 18264−1152 05358+3543 W43–MM1a d (kpc) 1.9 3.5 1.8 5.5 L (104L_⊙) 2.9 1.4 0.7 2.3 T_∗ (104 K) 3.0 2.9 2.6 3.0 r_out (104 AU) 2.6 2.7 2.1 2.5 pb -2.1 -1.5 -1.4 -2.0 nc 0(104) 6.1 1.0 0.3 40 rsub (AU) 27.2 26.5 20.1 4.9 α -0.60 -0.61 -0.62 -0.54 β 4.04 4.05 3.99 3.55 hT i (K) 35.6 32.6 31.1 20.0 Tout (K) 27.2 24.6 24.1 14.2 hni (106 cm−3) 1.0 2.6 0.2 11.8 M (M_⊙) 570 1200 400 4100

a : Description de la source par Motte et al. (2003).

b : Tir´e de Beuther et al. (2002d), `a l’exception de W43-MM1.

c : Densit´e `a 100 AU.

Tab.4.3 – Param`etres utilis´es et description des r´esultats des mod´elisations des SED de chacune des sources de notre ´echantillon. On note clairement que ces objets sont massifs et denses, avec des temp´eratures qui varient entre 20.0 et 35.6 K en moyenne, ce qui d´enote l’aspect jeune de ces sources bien que de l´eg`eres diff´erences apparaissent d´ej`a entre elles.

dans le domaine infrarouge des proto-´etoiles massives. Cependant, il permet d’avoir des distributions de mati`ere et de temp´erature correctes pour la mod´elisation des raies mol´eculaires ´emises depuis les r´egions externes qui dominent l’´emission. Les r´esultats obtenus pour chacun des cœurs denses que nous avons ´etudi´e ont ´et´e report´es dans la Table 4.3.

Tout d’abord notre mod´elisation nous permet donc de bien v´erifier qu’il s’agit l`a d’objets tr`es massifs. Nos r´esultats confirment ´egalement que la temp´erature (moyenne et externe) des cœurs denses de notre ´echantillon augmente en suivant la s´equence ´evolutive qui avait ´et´e ´etablie auparavant. Ceci nous conforte donc dans notre approche qui vise `a mettre en avant des diff´erences d’abondance chimique des mol´ecules soufr´ees en fonction du stade d’´evolution des objets. Comme pour IRAS 18151−1208, nous utilisons alors directement ces mod`eles pour calculer les abondances des mol´ecules dont on a observ´e les raies d’´emission.