5.3.1 Mod´elisations ant´erieures
Jusqu’alors, les seuls travaux de mod´elisation traitant de l’´emission des raies de l’eau par des cœurs denses massifs avaient ´et´e r´ealis´es par Boonman et al. (2003) sur le cœur dense massif (visible dans l’infrarouge) AFGL 2591. L’´elaboration du programme WISH, dans la partie concernant les cœurs denses massifs, est enti`erement bas´ee sur les r´esultats de ces travaux pour l’estimation de la r´esolution spectrale et de la sensibilit´e `a atteindre (cf. Figure 5.3). Le principal r´esultat de cette ´etude est que l’eau doit pouvoir sonder les parties les plus internes de ce type de source comme pr´evu par van der Tak et al. (1999), les mouvements de gaz semblant jouer un rˆole mineur dans le relˆachement de l’eau en phase gazeuse dans les parties externes et froides.
5.3.2 Observation de raies isotopiques depuis le sol
Afin de confirmer la d´etectabilit´e des raies de l’eau et surtout d’avoir une premi`ere estimation de son abondance dans les cœurs denses massifs, des observations depuis le sol de raies mol´eculaires de ses isotopes on ´et´e effectu´ees. Les premiers r´esultats ont ´et´e obtenus par van der Tak et al. (2006) avec l’antenne de 30 m de l’IRAM (cf. Figure 5.4) ou l’interf´erom`etre du plateau de Bure. Ils montrent que dans les phases ´evolu´ees des cœurs denses massifs la raie d’´emission de la transition (31,3 − 22,0) (Eup = 204.7 K) de l’isotope H18
2 O est bien d´etect´ee. L’analyse de ces ´emissions via la mod´elisation des sources montrent que la majorit´e de celle-ci provient des zones internes chaudes des sources et que l’abondance de l’eau dans ces r´egions est de l’ordre de 10−4. Cette analyse est confirm´ee par la carte interf´erom´etrique de la source AFGL 2591 (van der Tak et al., 2006) qui montre que l’´emission de l’eau se concentre autour de ce qui pourrait ˆetre un disque en rotation autour de l’embryon stellaire.
Nous avons ´egalement travaill´e en collaboration avec F. van der Tak sur l’obser-vation, grˆace `a l’antenne de 30 m de l’IRAM, de cœurs denses massif moins ´evolu´es (HMPOs de type mid-IR quiet selon la terminologie du programme WISH). Mˆeme si les observations sont encore en cours d’analyse, nous pouvons d´ej`a montrer que les transi-tions (11,0− 10,1) et (31,3− 22,0) du HDO ainsi que la transition (31,3− 22,0) de l’isotope H18
2 O sont bien d´etect´ees dans le cœur dense peu ´evolu´e W43-MM1 (cf. Figure 5.5). Les caract´eristiques de ces ´emissions sont donn´ees par la Table 5.3.
Tab. 5.3 – Caract´eristiques des raies isotopiques observ´ees r´ecemment depuis le sol dans des cœurs denses massifs de type HMPOs mid-IR quiet. L’aire int´egr´ee R T dv, la vitesse syst´emique v0, la largeur `a mi-hauteur ∆v, l’intensit´e I et le niveau de bruit σrms sont indiqu´es. Mol´ecule transition R T dv v0 ∆v I σrms [K·km·s−1] [km·s−1] [km·s−1] [K] [mK] HDO (11,0− 10,1) 0.65 101.3 5.7 0.11 9 (31,3− 22,0) 3.6 100.3 8.1 0.4 77 H18 2 O (31,3− 22,0) 2.7 97.6 8.1 0.31 47
5.3. Travaux pr´eparatoires 135
Fig. 5.3 – R´esultats des mod´elisations des raies mol´eculaires de l’eau pour les transi-tions visibles par le HSO et son spectrom`etre HIFI. Ils ont ´et´e obtenus `a partir de la repr´esentation physique de AFGL 2591 (van der Tak et al., 1999) avec une abondance unique et ´egale `a 10−9 dans l’enveloppe. Les spectres pr´esent´es ci-dessus prennent en compte la taille du lobe principal du HSO.
Fig.5.4 – Observations de la transitions para-(31,3− 22,0) (Eup = 204.7 K) de l’isotope H18
2 O pour quatre proto-´etoiles ´evolu´ees (HMPOs de type mid-IR bright), dont la source de r´ef´erence AFGL 2591. La raie d’´emission de cette transition est bien d´etect´ee dans l’ensemble de ces sources ce qui permet d’ˆetre confiant quant `a l’abondance de l’isotope principal de l’eau dans ce type d’objets.
5.3. Travaux pr´eparatoires 137
Fig. 5.5 – Observations des transitions (11,0 − 10,1) et (31,3 − 22,0) du HDO de la transition (31,3− 22,0) de l’isotope H18
5.3.3 Collecte de param`etres physiques pour d’autres sources.
Jusqu’`a pr´esent, nous l’avons vu, les param`etres physiques utilis´es pour la pr´edic-tion des raies mol´eculaires de l’eau font r´ef´erence au cœur dense massif AFGL 2591, qui ne repr´esente pas les phases les plus pr´ecoces de ce type d’objet. Les sources que nous avons ´etudi´ees dans les chapitres pr´ec´edents n’ont donc pas ´et´e choisies par ha-sard : quatre d’entre elles font partie de l’´echantillon de cœurs denses massifs peu ´evolu´es (dont nous avons la charge au LAB) qui vont ˆetre observ´es par le programme WISH, `a savoir IRAS 05358+3543, W43-MM1 et la r´egion de formation stellaire IRAS 18151−1208 (qui va ˆetre cartographi´ee pour la transition `a 1113 GHz, nous aurons donc des donn´ees pour les deux cœurs denses massifs de cette r´egion, MM1 et MM2). Le but est donc ici d’utiliser les descriptions physiques des sources que nous avons obtenues pour pr´edire les profils des raies de l’eau qui vont ˆetre observ´ees par le HSO. L’int´erˆet principal est d’avoir une mod´elisation personnalis´ee pour chacune des sources, chacune d’elle ayant des propri´et´es physiques diff´erentes et des stades ´evolutifs diff´erents. Grˆace aux mod´elisations de leurs SEDs, nous avons obtenu les descriptions physiques de ces sources.On peut, par avance, faire quelques remarques sur les distributions de densit´e et de temp´erature obtenues `a la lumi`ere des r´esultats d´ej`a connus sur l’abondance de la mol´ecule d’eau (cf. Figure 5.6). On remarque, en particulier, que la limite de 100 K `a partir de laquelle l’abondance en eau augmente de 4 magnitudes est situ´ee aux alentours de 800 U.A. pour W43-MM1 (cœur dense massif le plus froid de l’´echantillon) alors qu’elle est situ´ee `a 1 600 U.A. pour IRAS 05358+3543. On constate bien ici que le hot core de l’objet le moins ´evolu´e est moins d´evelopp´e que dans un cœur dense massif comme IRAS 05358+3543 o`u une ´emission dans le domaine infrarouge est d´etect´ee. On notera par ailleurs que W43-MM1 est `a cette mˆeme temp´erature limite, 100 fois plus dense que IRAS 05358+3543. Notre ´etude va donc chercher si ces diff´erences notables, li´ees `a la diff´erence d’´evolution qui existe entre ces deux sources, vont influencer les raies mol´eculaires de l’eau qui vont ˆetre mod´elis´ees.