Taux d’accr´etion et abondance externe du formald´ehyde

Les raies `a basse ´energie sont ´emises dans la partie externe de l’enveloppe, et leur flux d´epend du taux d’accr´etion ˙M et de l’abondance du formald´ehyde dans la partie externe de l’enveloppe Xcold. La Fig. 4.8 montre la d´ependance des raies de H122 CO `a 140, 211 et

351 GHz avec ˙M et Xcold. En utilisant les flux observ´es sur IRAS16293-2422, on obtient

˙

M ' 3 × 10−₅

et Xcold ' 3 × 10−9, ´egalement en accord avec les valeurs report´es par

Ceccarelli et al. (2001) (respectivement 3.5 × 10−₅

et 3 × 10−₉

).

4.5

Conclusions

Dans ce chapitre, nous avons pr´esent´e des pr´edictions th´eoriques de l’´emission des raies du formald´ehyde d’une enveloppe en effondrement gravitationnel. Nous avons montr´e que des observations de raies du formald´ehyde avec des ´energies de niveau haut appropri´ees permettaient de d´eterminer approximativement la masse centrale de la proto-´etoile, son taux d’accr´etion, ainsi que l’abondance du formald´ehyde dans l’enveloppe. Nous avons ´evoqu´e ´egalement la possibilit´e de mettre en ´evidence l’effondrement gravitationnel de l’enveloppe. En effet, l’opacit´e des raies est diff´erente si les raies sont ´emises par une

enveloppe en contraction, o`u par une couche isotherme et isodense statique de gaz. Si

l’´emission provient de l’enveloppe, l’opacit´e des raies augmente avec l’´energie de niveau haut de la raie, alors qu’elle diminue si la r´egion d’´emission est une couche de gaz statique. De plus, si l’enveloppe est en effondrement, la largeur `a mi-hauteur des raies doit augmen-

54 4.5. Conclusions

Fig. _{4.7 – Flux des raies (`a gauche) et rapport des flux des raies de H}12

2 CO sur H132 CO

(`a droite) en fonction de l’abondance du formald´ehyde dans la partie interne et la masse de la proto-´etoile. Les flux sont exprim´es en 10−15 _{erg s}−1_cm−2_{. Une abondance externe}

de 3 × 10−9 _{et un taux d’accr´etion de 3 × 10}−5 _M ¯yr

Chapitre 4. Mod`ele th´eorique de l’´emission du formald´ehyde 55

Fig. _{4.8 – Flux des raies (`a gauche) et rapport des flux des raies de H}12

2 CO sur H132 CO

(`a droite) en fonction de l’abondance du formald´ehyde dans la partie externe et le taux d’accr´etion de la proto-´etoile. Les flux sont exprim´es en 10−15_{erg s}−1_cm−2_{. Une masse cen-}

trale de 0.8 M¯ et une abondance du formald´ehyde dans la partie externe de l’enveloppe

56 4.5. Conclusions ter avec l’´energie de niveau haut de la raie, car les raies `a haute ´energie proviennent des r´egions internes de l’enveloppe, o`u le champ de vitesse est important. L’observation d’une augmentation de l’opacit´e et de largeur `a mi hauteur avec l’´energie de niveau haut indique donc que les raies observ´ees proviennent d’une enveloppe en effondrement gravitationnel. A titre d’exemple, nous avons montr´e comment on pouvait d´eterminer approximati- vement la masse centrale, le taux d’accr´etion et l’abondance du formald´ehyde dans l’en- veloppe, dans le cas de IRAS16293-2422. Les valeurs des param`etres sont en bon accord avec ceux obtenus par Ceccarelli et al. (2001), qui ont effectu´e une mod´elisation pr´ecise de l’´emission de la source. Cependant, la m´ethode que nous avons expos´ee ne permet d’ob- tenir qu’une estimation de la valeur des param`etres de la proto-´etoile. Une d´etermination plus fine de ces param`etres n´ecessite une mod´elisation plus pr´ecise de chaque source, in- cluant en particulier la convolution de la r´egion d’´emission pr´edite par le mod`ele avec le lobe primaire de l’instrument. Au chapitre suivant, nous pr´esentons une mod´elisation d´etaill´ee de huit proto-´etoiles de classe 0, que nous avons observ´ees avec les t´elescopes JCMT et IRAM-30m.

Chapitre 5

Observations de l’´emission du

formald´ehyde des proto-´etoiles de

classe 0

5.1

Introduction

L’´etude pr´esent´ee au chapitre 3 a montr´e que dans la partie interne de l’enveloppe de NGC1333-IRAS4, l’abondance de l’eau ´etait environ dix fois plus importante que dans la partie externe. Cet enrichissement est dˆu `a l’´evaporation du manteau des glaces en- tourant les grains interstellaires. Les mol´ecules qui composent le manteau de ces grains, parmi lesquelles H2O, sont inject´ees en phase gazeuse. Cette ´etude est limit´ee par la faible

r´esolution spatiale et spectrale des observations ISO-LWS, qui rendent la d´etermination de l’origine de l’eau difficile et, par ailleurs, les abondances d´eriv´ees sont assez incer- taines. Toutefois, d’autres mol´ecules abondantes dans les manteaux des grains, telles que le m´ethanol ou le formald´ehyde, peuvent ˆetre observ´ees avec une r´esolution spatiale et spectrale bien sup´erieure. Si les manteaux des grains sont effectivement ´evapor´es dans la partie interne de l’enveloppe des proto-´etoiles de faible masse, une surabondance de ces mol´ecules devrait ´egalement ˆetre observ´ee, de fa¸con similaire `a ce que l’on observe pour l’eau dans NGC1333-IRAS4A.

La mesure de l’abondance du formald´ehyde dans la r´egion o`u les grains s’´evaporent per- met ´egalement, bien qu’indirectement, de d´eterminer l’abondance de cette mol´ecule dans le manteau des glaces autour des ´etoiles de faible masse. Jusqu’`a pr´esent, la composition du manteau des grains n’a ´et´e d´etermin´ee qu’autour d’´etoiles massive, qui poss`edent un continuum IR suffisamment important sur lequel l’absorption des glaces peut ˆetre mesur´ee (Gerakines et al. 1999; Dartois et al. 1999; Gibb et al. 2000). Cette technique permet de

mesurer l’abondance des principaux constituants des manteaux des grains : H2O, CO,

CO2, NH3, CH3OH et H2CO (Schutte et al. 1996; Keane et al. 2001). Dans un seul cas, la

58 5.2. Observations