EjectionAccretion pour la formation stellaire S Bontemps L

Ejection-Accretion pour la formation stellaire S. Bontemps, L 3 AB Bordeaux, AIM Saclay

Rappels de formation stellaire … Nuages sombres et GMCs galactiques Champ UV, turbulence, B, … Nuages froids en effondrement protostellaire

Rappels de formation stellaire … Effondrement “libre” sur 20 ordres de grandeur en densité …

Découverte des éjections protostellaires • Les étoiles jeunes sont des étoiles à perte de masse (Herbig 1962) • Objets HH … chocs d’éjection à grandes vitesses (Schwartz 1975) • Flots moléculaires découverts par Kwan & Scoville (1976) dans OMC 1 • Flot de L 1551 -IRS 5 par Snell, Loren & Plambeck (1980)

L 1551 -IRS 5 de faible luminosite: la pression de radiation est trop faible Relation entre éjection et accrétion par un disque

Résumé simplifié depuis 1980 • Omniprésence des éjections (90 % des proto-étoiles ont des flots; Bontemps et al. 96’) • Flots CO entrainés par jets (Stahler 1993; Masson & Chernin 1993; Raga et al. 1993) • Revues “classiques”: Bally & Lada (1983); Lada (1985); Masson (1995); Bachiller (1996) • Phénomène MHD impliquant rotation, B, accrétion et éjection (Blandford & Payne 1982; Pelletier & Pudritz 1992; etc…) Pd. BI CO; Gueth et al.

Ejection et évolution protostellaire 1 Ma Flots moléculaires Class 0 Proto-Etoiles Class II T Tauri Jets optiques Class III 0, 01 Ma (10. 000 ans) 0, 2 Ma 100 Ma Adams, Lada, Shu (1987); André et al. (1994)

Evolution énergetique Class 0 Féjection 3000 x Lbol/c (Msun. km/s/yr) Class I 200 x Lbol/c Class II TTauri 50 x Lbol/c M env+disque Bontemps et al. (1996)

Evolution du taux d’accrétion Evolution morphologique . Macc = 10 -5 Msun/yr Class 0 Féjection Flots CO (Msun. km/s/yr) Class II. TTauri Menv+disque Bontemps et al. (1996) Jet optique Macc = 2 x 10 -8 Msun/yr Stahler et al. (1993)

Effondrement “libre” sur 20 ordres de grandeur en densité … Champ magnétique Moment angulaire non nul

Phénomène MHD impliquant rotation, B, accrétion et éjection (Blandford & Payne 1982; Pelletier & Pudritz 1992; Shu et al. 1994; etc…) effondrement - Champ magnétique “primordial” est entrainé. -Taux de diffusion mal connu. - jusqu’à densité ~1010 cm-3. Pelletier & Pudritz (1992)

Ejection magnéto-centrifuge … qui extrait le moment angulaire de la matière accrétante par l’intermédiaire d’un champ magnétique et la communique à la matière éjectée. Champ magnétique primordial Magnétosphère de la proto-étoile Shu et al. (1993) Pelletier & Pudritz (1992) Ejection dite de disque “Shu” X-celerator - Diffusion du champ trop grande. - Problème de collimation de l’éjection. - Rotation de l’éjection - Point particulier: le point X. - Ejection à toutes les échelles du disque ? - Statique.

Accrétion magnétosphérique, et accrétion-éjection de disque … plus variabilité et instabilité … magnetospheric cavity accretion columns hot spots Camenzind 1990

Accrétion magnétosphérique, et accrétion-éjection de disque … plus variabilité et instabilité …