Structure du disque et composition

Un schéma extrait deHenning and Semenov[2013] est présenté sur la figure2.3et per-met d’illustrer la structure et la composition des disques. Ils sont principalement compo-sés de gaz, sous forme de H₂et He (99%) et de poussières (1%), dont une partie continue d’être accrétée sur l’étoile, à raison d’environ 10−9à 10−5M/an pour des étoiles de masse

<3 M[Hartigan et al.,1995,Gullbring et al.,1998,Mendigutía et al.,2011]. Les disques ont une masse qui s’échelonne entre 1 Met 10⁻³M[Beckwith et al.,1990,Andre and Montmerle,1994], avec une masse médiane de 10−2M(5 M_Jup)[Williams and Best,2014], et s’étendent sur plusieurs centaines d’unités astronomiques. Il est cependant possible que les statistiques soient biaisées par des effets de résolution et de sensibilité. C’est ce

50 2.2. LES DISQUES PROTO-PLANÉTAIRES que suggèrent les observations dePiétu et al.[2014] dans la région de formation du Tau-reau, dont 25% des disques pourraient être compacts avec des rayons<15 ua comme ceux

qu’ils ont étudiés.

Disque de poussières

Bien que la poussière ne compte que pour environ un centième de la masse du disque, elle représente une part importante dans la vie du disque, puisqu’elle va servir de base à la formation des planètes, contenant la plupart des éléments lourds. Avec une fonction de catalyseur de certaines réactions (par exemple la formation de H₂), la poussière est éga-lement un élément essentiel de la chimie des disques. Aux courtes longueurs d’onde, les grains de poussières dominent l’opacité du disque (voir figure2.3). Aux longueurs d’onde millimétriques, l’émission de la poussière est en revanche optiquement mince, et per-met ainsi d’étudier les conditions physiques du disque et d’évaluer sa masse. La pous-sière joue notamment un rôle essentiel dans le chauffage du gaz. En effet, elle absorbe le rayonnement stellaire (∼1 µm) et réémet un rayonnement thermique à plus grande longueur d’onde. Le gaz est également chauffé par l’effet photoélectrique, produit par l’interaction des radiations UV et de la surface des petits grains. Lorsque la densité du milieu est importante, les nombreuses collisions entre les grains et les molécules repré-sentent la principale source de chauffage du gaz dans la couche moléculaire. Composés principalement de carbone et de silicates, les grains de poussière ont une taille inférieure à 0,1µm dans les objets les plus jeunes et le milieu interstellaire [Draine,2003]. Dans les régions froides du disque, les grains sont entourés d’un manteau de glaces, provenant de la condensation des gaz.

De nombreuses preuves montrent que les grains grossissent dans les disques, la plus flagrante étant l’existence des planètes (voir aussi la section1.1.2). Grâce aux observa-tions dans le domaine millimétrique, qui permettent de sonder le plan du disque riche en poussières et aux expériences en laboratoires, les processus de grossissement des grains peuvent être examinés (voir par exemple la revue de Testi et al. [2014]). Des modèles tentent également de reproduire ces processus (en ne considérant que des grains sphé-riques ou poreux pour l’instant), et se basent principalement sur les étapes suivantes. Le grossissement commence dans les nuages interstellaires par la collision des grains sub-micrométriques les uns avec les autres. Les grains ont une faible vitesse qui leur permet de se coller les uns aux autres lors d’une collision, et de former un agglomérat poreux de macromolécules (voir figure2.4). Ces nouveaux grains sont ensuite compactés par les col-lisions successives et la pression du gaz[Kataoka et al.,2013]. Le rapport surface/masse diminue donc, et les grains se découplent peu à peu du gaz et sédimentent dans le plan du disque. Cela a pour effet d’augmenter la densité des grains de poussières et de faciliter encore leur grossissement.

Disque de gaz

La partie droite du disque représenté sur le schéma de la figure2.3délimite les trois couches verticales principales : la couche dite “PDR” (pour “PhotoDissociation Region”) en surface qui subissent les effets des rayonnements stellaires, la couche moléculaire et le plan médian froid. Le disque possède un gradient vertical de température, comme le

ré-CHAPITRE 2. DE NATURA DISCUM 51

FIGURE2.3 – Haut : schéma représentant la structure et les principaux mécanismes d’un disque proto-planétaire, extrait deBergin et al.[2007]. Sont aussi représentées les courbes de température et de densité de quelques molécules en fonction de la distance de l’étoile et/ou de la hauteur dans le disque. Bas gauche : Image HST d’un disque circumstellaire vu de profil, dans la région d’Orion [Smith et al.,2005]. On y observe notamment l’évasement du disque dans les parties externes. Bas droite : Image HST du disque HH30 vu par la tranche. Le plan du disque est opaque, alors que la surface est illuminée par l’étoile centrale. L’image révèle également bien l’évasement des parties externes du disque. Credits : Chris Burrows (STScI), the WFPC2 Science Team and NASA/ESA.

52 2.2. LES DISQUES PROTO-PLANÉTAIRES

FIGURE2.4 – Illustration du grossissement des grains à partir de particules de 0,6µm. © 2012

Alexander Seizinger

vèlent les observations de différentes transition de CO et de ses isotopes (voir par exemple Dartois et al.[2003]).

La zone située dans le plan du disque est la plus froide, car le rayonnement stellaire ne peut pas traverser et chauffer le disque jusqu’à ces zones. Les zones les plus externes du plan du disque sont les plus froides, avec des températures de l’ordre de 10-15 K à 100 ua dans les disques T-Tauri, si bien que la majorité des molécules se trouvent condensées sous forme de glaces à la surface des grains de poussière (la température de condensa-tion de CO est de l’ordre de 17-19 K). C’est dans la couche moléculaire (à z∼1 à 3H, voir section2.2.4) que l’on trouve de nombreuses espèces chimiques en phase gazeuse. Pour finir, la couche en surface du disque est directement exposée aux radiations stellaires et interstellaires, elle est donc très chaude et peu dense. Les molécules ne survivent pas et sont dissociées en atomes, ions ou radicaux.