Proprietes observees disques internes Anne Dutrey observatoire de
Proprietes observees disques internes Anne Dutrey (observatoire de Bordeaux) Chronologie du Systeme Solaire III Aussois, Mars 2006
But de la prochaine heure n Caracteriser les proprietes physico-chimiques disques internes (et contraindre ainsi les modeles) a partir des observations recentes n Interferometrie Opt/NIR a MID-IR Spitzer (IRAS/ISO) Mi. D-IR – Far-IR Observations spectroscopiques hte resol. opt/NIR n n Gaz: eg H 2, CO… Poussieres: continuum, bandes Si, glaces H 2 O …
Parametres qu’on voudrait contraindre La geometrie interne R < 10 UA Rin , incli, sillons ? La densite (est-elle homogene? ) de grains ET de gaz … n(R, z) La Temperature … Tk(R, z) gaz et grains La cinematique La turbulence n
Definition d’un disque interne Les definitions changent d’un papier a l’autre (surtout chez les opticiens) … L (base en partie sur les moyens d’observations) e A. Dutrey, 2005, proceedings ESO s Outer ~ interfero mm d “Cold disk” T ≤ 50 -100 K e reservoir de la masse f R ≥ 30 -40 UA i n Inner ~ opt Far IR t “warm disk” T ~ 100 K i Systeme Solaire ~ 30 UA o Interfero MID-IR n Very Inner ~ interfero opt. “hot disk” T ≥ 200 K Connections avec etoile-jet Modele classique du disque d’accretion I R ≤ 1 -2 UA
“Outer/inner”: une autre definition Modelisation optique de donnees opt/NIR (SED) d’un objet particulier (TW Hya) (Calvet et al. , 2002) Ne prend pas ici en compte toute la complexite du disque Rout, ni les interactions avec etoile/jet
“ Inner disk” a la loupe: modele II Du gaz peut etre present DDN modele Rin ~ 0. 1 – 1 suivant l’*
Gaz dans le disque interne Monnier et al. , 2005
“Inner Disk” : modele III Sillons n Des planetesimaux (et eventuellement planetes) ont deja ete formes (avec ou sans gaz) Se traduit naturellement par un deficit d’emission entre ~ 1 - 10 μm dans la SED
Les effets sur la SED Dullemond, Hollenbach, Kamp & D’Alessio PPV Spectral Energy Distribution of a protoplanetary disk n Origin of the emission in the disk depending on the wavelength n Rayleigh-Jeans: hν << k. T n Wien: hν >> k T
Les differents modeles PPV: Dullemond, Hollenbach, Kamp & D’Alessio Passive disks Self-irradiation Accretion disks Higher H-rim Flat Star 10 x. Rin Self-irradiation + irradiation by the magnetospheric accretion column on the star
Ca peut meme etre encore plus complique ! Disque vu de dessus n Quand on l’incline, on ne voit pas la meme chose suivant l’angle de visee n biaise si on etudie la SED avec un modele homogene Simulation hydrodynamique par Boss et Durisen 2003 d’un disque auto-gravitant Ondes de densites Assymetrique
Ondes de densites … n Observees meme pour des disques dont la masse << a la masse de l’etoile eg AB Auriga: le disque est pratiquement vu de dessus et il n’est PAS auto-gravitant n Assymetries … Fukagawa et al. , 2004
HST: HH 30, 1 systeme “disque + jet’’ HH 30: Burrows et al. , 1996, Staperfeld et collab. , 2000 Observe regulierement depuis 1995 2002 n Disque vu de profil + jet n Le jet evolue (ejection de matiere) avec le temps n Disque: lumiere diffusee par les grains a la surface du disque. n Presence vraisemblable d’inhomogeneites pres de l’etoile a environ ~ 1 UA Changement dans la lumiere diffusee visible directement sur l’annee n
Le disque tres interne Les contraintes donnees par l’interferometrie Opt. /NIR MID-IR n Emission thermique des poussieres chaudes n Bandes d’emission/absorp. specifiques (Si, PAHs…) n Le gaz chaud (eg raie de Brγ) n n A 150 pc (Taureau) Optique/NIR (VLTI/AMBER) ~ 0. 1 -1 UA MID-IR (VLTI/MIDI) ~ 1 -10 UA
Interferometrie Opt/MID-IR ~ 1 a 10 μm Revue PPV: Millan-Gabet et al.
Interferometrie NIR: 2002 n n n Mesurer le rayon de sublimation de la poussiere a T ~ 1500 K Correlation Rin - L* Rin ~ 0. 1 – 1 UA Monnier et Millan-Gabet 2002 Etoiles Herbig Ae/Be Observations avec PTI, IOTA a λ ~ 1μm Rin determine par la temperature de sublimation des grains Presence de gaz optiquement mince/epais dans la partie tres interne n Taille grains ~ 0. 1 -1μm (si gaz optiquement mince dans la partie tres interne) n
Interferometrie NIR: 2005 n n n Mesurer le rayon de sublimation de la poussiere a T ~ 1000 - 2000 K autour de qques disques de TTauri Keck Interferometer Monnier et al. , 2005, Akesson et al. , 2005 Rin plus petits Rin ~ 0. 1 – 0. 3 UA Etudes proprietes des grains peu de contraintes obs. (peu de Visibilites)
MIDI: Apparent Sizes of HAe Disks I Leinert et al. , 2004 1 -2 Visibility points /object Direct constrain on the geometry (and relevant physics) of inner disks 10μm size for Group I disk is larger Object Spec. Type D(pc) Group Size: ” It may be an effect of youth AU Les tailles apparentes a 10 μm des disques de H Ae qui presentent un fort excess IR sont plus grandes En visee directe de l’* donc plus brillant
Analyse des visibilites DDN modele (puffed up rim) ajuste sur la SED uniquement ne passe pas par les visibilites … n Autre modele? Vincovic et al. , 2005 Un halo de R ~ 10 UA? n Du travail en perspective images avec VLTI n MIDI: Leinert et al. , 2004
Premier resultat: structure n n n § n Interferometrie NIR (continuum) Le disque de poussiere a un rayon interne ≥ rayon du disque car la poussiere est sublimee a ~ 1500 K Vrai pour les TTauri et Herbig Ae Les grains ont grossis par rapport ISM (~ 1 μm) La presence de gaz opt. mince ou epais plus pres de l’* n’est pas exclue Interferometrie 10μm (continuum) n Les disques De Herbig Ae qui sont evases (etude de la SED) ont des tailles apparentes plus grandes a 10μm n Pour aller plus loin: Besoin de plus de Visibilites (et images)
Disques internes: la composition Glaces: manteaux Grains: atmospheres (PAHs, Si) Gaz: Moleculaire H 2, CO disque neutre Hte atmosphere ionisee proche * T sublimation “Modele” Bergin et al. , 2005, PPV
Interferometrie opt: quid du gaz ? Line emission more extended Ejection & Accretion ~ 0. 1 – 2 AU Encore plus complique Car accretion et ejection sont simultanee atour de la jeune etoile n Resultats AMBER: Malbet et al. , 2005 Observations of MWC 297 (HBe star) – continuum (thermique) du disque + gaz raie Brγ L’emission du gaz provient d’une region + etendue Un vent (etendu) + un disque …
Observations MIDI de la bande des Si UT=8 m MIDI HD 144432 est une Herbig Ae , Van Boekel et al. , 2004
Observations MIDI de la bande des Si Pics caracteristiques de Si Cristallins Spectres MIDI Spectres autour de 10 μm Pour trois disques (proto-planetaires) autour d’etoiles HAe.
Comparaison avec d’autres objets astrophysiques Herbig Ae § ISM: Si amorphes § Disques: R> 2 -5 UA ~ amorphes § Disques tres internes: + de Si cristallins § Cometes/ Meteorites Processus physiques (radial mixing? )
Deuxieme resultat: n n n n Interferometrie NIR: Une observation du gaz emis dans le vent stellaire, montre le potentiel de l’interferometrie NIR pour comprendre la zone a R< 1 -2 UA ou connection etoile-disque-jet attendue Warning: obtenu sur une etoile de Herbig Be (~5 Msun) Interferometrie MID-IR Resultat qualitatif sur disques de HAe de qques Myrs Caracterisation de la nature (amorphe/cristalline) des Si dans les disques internes/externes. Les Si dans les disques tres internes (R < 1 -3 UA) apparaissent + cristallins Resultats quantitatifs (%, composition exacte a venir) peu de visibilites pour le moment
Spectro: Spitzer NIR/MID-IR Satellite IR ~ 5 a 180 μm, D = 0. 85 m 3 instruments: IRAC: IR camera IRS: IR spectro SEDs MIPS: Multiband imaging Photometer for Spitzer Spectres “Spitzer” obtenu avec IRS Survey pour obtenir la Composition des grains & glaces
Exemple CRBR 2422. 8 -3423 Pontoppidan et al. , 2005 § Disque vu de profil: ~ 70 deg raies en absorptions le long de la ligne de visee (tout est integre) § Objet dans un coeur dense: il y a risque de confusion tres brillant en NIR Plus jeune qu’une classe II? Exemple de ce qu’on peut faire § Detections: glaces H 2 O, CO 2, CO (pure & dans l’eau), 13 CO, CH 3 OH § Localisation via modele de disque avec structure ajustee (y compris donnees 3 mm de OVRO)
TTauri CRBR 2422. 8 -3423 Pontoppidan et al. , 2005 Attention a la confusion (donnees non resolues - marginal) Classe I? Localisation via modele de disque avec structure ajuste (y compris donnees 3 mm de OVRO) delicat SED Resultats: glaces Disque interne/externe ~ R≤ 80 -100 UA H 2 O: 50 % disque CO 2: 50 % disque CO pur: enveloppe car Tk trop forte ds le disque (phase gazeuse) CO: disque 20% piege ds glace H 2 O CO: disque 20% piege ds glace CO 2 Meilleur ajustement disque + enveloppe WARNING! Croisssance des grains produit aussi un spectre integre ~ similaire a un melange CO/H 2 O cf cours E. Dartois NH 4+: marginal disque
Spitzer: atlas de SEDs 5 -35 μm pour 40 TTauri & 7 HAe/Be Voir cours E. Dartois Kessler et al. , 2005 Etude des Si (grains 1 μm) Si + PAHs : Sloan et al. , 2005 (16 sources) Etude des PAHs
Spitzer: Troisieme resultat: Spitzer Atlas de SEDs 5 -180 μm § Nombreux spectres de references… § Si, PAHs, glaces … Croissance des grains (Si) § On commence a vraiment caracteriser les glaces dans les disques internes On “pressent” des differences de melanges suivant les temperatures et donc les zones internes/externes mais c’est encore tres modele dependant … § Manque de resolution spatiale … Comment caracteriser observationnellement la “snowline? ”
Spectro: observation du gaz Gaz moleculaire + He ~ 99 % masse n Gas/Poussieres ~ 100 n Mais pas encore mesure (supose) Car il faut: Raie optiquement mince (ideal H 2 partout dans le disque – impossible) donc on veut aussi le rapport X(mol) = mol/H 2 Continuum poussieres opt. mince Difficile tout avoir aujourd’hui … n
Observation du gaz: H 2 ~ l’essentiel de la masse n pas de moment dipolaire n mais moment quadrupolaire n Raies de rotation, ro-vibrationnelles n Hautes energies Regions tiedes / chaudes H 2 J=3 -1 (17 μm) T ~ 100 - 200 K H 2 v=1 -0 S 1 (2. 12 μm) T ~ 1000 K n
H 2 raie de rotation H 2 J=3 -1 Pas vraiment de detection (J=4 -2 a 2σ sur AB Aur…) n Pour les sources communes Pas de confirmation des limites superieures estimees avec ISO par Thi et al. , 2000 n Reste TRES difficile … VLT / Visir (Crires) ? JWST/MIRI (NGST) Richter et al. , 2002, observations TEXES sur IRTF (Hawaii)
H 2 raies de ro-vibration TW Hya, AB Aur, Lk. Ca 15, GG Tau n Δw ≈ 9 -14 km/s Rotation a R ~ 10 UA Gaz necessairement TRES chaud ! Chauffage par rayons X et/ou fluorescence UV Haute atmosphere tres chaude et peu dense Masses estimees (T~1500 K, LTE, opt. mince): MH 2 ~ 6. 10 -10 8. 10 -8 Msun n § Do. Ar 21 … limite WTTs Origine du gaz dans cet objet ? Bary et al. , 2002 H 2 v=1 -0 S 1 a 2. 12 μm
Fuse: H 2 en visee de l’* n n n H 2 observe en absorption devant le continuum de l’etoile Fraction de disque observe seulement si tres incline Sinon, on n’ observera que du gaz proche (nuages diffus) n Spectre UV Eg Deleuil etal, Martin et al. , Lecavelier et al. , 2005 n Beaucoup de raies detectees/detectables n Herbig Ae: HD 163296 (~ 2 Msun) Herbig Ae HD 100546 (~ 2 Msun) n n TTauri trop faibles aujourd’hui!
Fuse: HD 100546 Lecavelier et al. , 2005 Gaz d’origine circumstellaire situe a environ R ~ 1. 5 UA T ~ 740 K Inclinaison ~ 60 deg (evase) D~ 100 pc, Age ~ 10 Myrs, B 9 n(H 2) ≥ 104 cm-3, H < 0. 2 UA a 1. 5 UA
Fuse: HD 163296 Lecavelier et al. , 2005 n n n Gaz circumstellaire a R~ 4 UA Tk ~ 430 K HD 163296 – B 9 Age ~ 4 Myrs D~ 120 pc Inclinaison moderee (disque evase) n(H 2) ≥ 8. 104 cm-3 H < 0. 2 UA a 1. 5 UA
H 2: Quatrieme resultat n n Peu de detections de H 2 Toujours difficile Gaz chaud/tres chaud et proche de l’etoile ~ 1 -10 UA 200 – 1500 K Raies ro-vibration: gaz observe dans la haute atmosphere du disque Largeur des raies compatibles avec rotation autour etoiles a R ~10 UA “H 2 froid” pas vu (reservoir de masse dans le disque externe) Pas moyen de caracteriser correctement la masse totale du gas present ? ? Affaire a suivre: + de resolution spectrale+spatiale
Observation du gaz CO n Raies ro-vibrationnelles dans le domaine NIR Observees depuis quelques annees autour des TTauri (et des Herbig Ae/Be) eg Najita, Carr et collaborateurs Conditions physiques requises assez “extremes”: Largeur de raies tres fortes: ~ 50 - 100 km/s Disque tres interne Δv = 1 (4. 6 μm): gaz chaud ~ 1000 – 1500 K Δv = 2 (2. 3 μm): gaz tres chaud > 2000 K (et densite ~ 1010 cm-3) L’emission peut etre optiquement epaisse (on peut parfois detecter 13 CO) On sonde tres proche de l’etoile (< 0. 1 UA) dans l’atmosphere (surface) du disque + 51 Oph: SED avec fort exces IR + Survey TTauri
Observation du gaz: CO Exemple 51 Oph, Herbig Be star D=130 pc SED: fort excess IR mais flux mm faible (disque compact ~ 100 UA) Bandes CO, ISAAC/VLT Continuum soustrait Fuse: pas de detection de H 2 dans l’UV – comment rester compatible ? Disque interne tres plat! Ajustement aux donnees d’un disque keplerien incline tres plat Thi et al. , 2005
Observation du gaz CO n 51 Oph I = 45 deg, I=88 deg n Le modele le plus probant: I =88 deg n Rin ~ 0. 15 UA, Rmax ~ 0. 35 UA n Gaz chaud ~ 2800 K n N(CO) ~ 1020 cm-2 (photo-dissociation: CO protégé par lui-meme) Tres modele dependant n Thi et al. 2005
CO: rotation Keplerienne Observations CO dans DF Tau n n n n CO v=1 -0, v=2 -1 Observations de 18 Tauri (binaires spectro, simples, binaires) CO est detecte Disques en rotation Keplerienne Rin ~ 0. 05 UA Rout ≤ 1 UA Tk ~ 1000 – 1500 k K L’emission peut etre optiquement epaisse (13 CO detecte) Flot d’accretion Disque keplerien Najita et al. , 2003 Atlas de 18 sources
Comprehension des Rin Carres: Rin(CO) emission CO gazeuse Cercles: Plein: Rin pour poussieres (interfero opt. Akeson et al. , 2005) Vides: Rin base sur SEDs/veiling (Muzerolles et al 2003) Maintenant il existe: Rin(grains) & Rin(gaz) 1 X: Rayon de Co-rotation des etoiles Y: Rayon interne CO ou poussieres Pointilles: sources ou les 2 Rin sont connus Tend a montrer que du gaz est observe a l’interieur de Rin(poussieres) et a l’interieur du rayon de co-rotation Augmenter la statistique (et la precision des resultats en interferometrie, barre d’ erreur? ) Najita et al. , PPV
Spitzer (gaz): IRS 46 n n N’est pas encore une TTauri ! IRS 46 (YLW 16 b) YSO (classe I) situe dans Ophiuchus avec L ~ 0. 6 Lsun Detection bandes ro-vibrationnelles en absorption avec Spitzer C 2 H 2, HCN, CO 2 n 1 source / 100 (Classes I et II) detectee (la seule dans sa categorie observee ? ) n Lahuis et al. , 2006
IRS 46: gaz observe Analyse: modelisation SED Origine des molecules: Disque interne (< 6 UA)? Vent de disque/flot ? n n IRS, Lahuis et al. , 2006 Besoin de sensibilite! Besoin de resolution! Illustre la complexite de ce type d’observations …
H 2 O dans SVS 13 Carr et al. , 2004 n Resultat marginal (~ car classe 0/I etoile masse intermediaire) pour les TTauri mais interessant a mentionner. n Detection des bandes rovibrationnelles de H 2 O n CO bandes aussi detectees n CO a R < 0. 1 UA n H 2 O a R < 0. 3 UA n Atmosphere du disque tres interne n Modele ajuste simultanement pour CO & H 2 O n Temperature (H 2 O) ~ 1500 K Toujours modele dependant n CSHELL sur IRTF
Quid de la turbulence? n PPV: Najita et al. , 2005, Najita et al. , 2003, Lecavelier et al. , 2005 n Elargissement local des raies Modelisation avec Dv(local) = sqrt(dv 2 th + dv 2 tur) n Disques (CO) tres internes seraient turbulents: dvtur ~ Mach 2 Origine pas claire: Surface disque ? Vent de disque ? … a suivre … (PPV: voir Najita et al. , 2005 – CO bandes) Pas grand chose encore … origine a comprendre … Resultat qualitatif prometteur … besoin de statistiques …
Gaz neutre et ionise eg H , SII, Fe n Raies observees (spectroscopie) n Origine: colonne d’accretion ou/et vent de disque/jet n Fraction d’ionisation dans le disque interne pas encore connue …
Cinquieme resultat n Pour la plupart des disques detectes en CO, les observations CO sont en accord avec du gaz dense et tres chaud, proche de l’etoile a R < 0. 1 UA (peut etre opt. mince ou opt. epais). Le disque de gaz pourrait s’etendre plus pres de l’etoile que le rayon de co-rotation et le rayon de destruction de la poussiere n n Largeur/profil des raies ~ Keplerien Disques tres internes turbulents (~ Mach 2)? Origine de la turbulence pas claire … Besoin d’image et de plus de resolution spectrale n
Ou en est-on vraiment ? Rin(CO) < Rcorot ~ Rin(grains) ? Turbulent ? H 2, CO , largeur de raie coherente avec Kepler CO Si c Rin (grains) ~ 0. 1 – 1 UA Disques internes: une fraction des grains > ISM PAHs, Si A affiner ~ 100 UA
Grossissement des grains? n n Dans le disque interne: au moins jusqu’a a ~ 1 μm Plusieurs presomptions … Ajustement des bandes de Si a~ 0. 1 a 1 μm ISO: Herbig Ae Spitzer: TTauri n Mesures Rin (interfero NIR) ajustement grains Si/Tsublimation: jusqu’a (au moins) a ~ 1 μm n Warning: analyses basees essentiellement sur des observations autour de λ~ 1 μm, il n’est donc pas etonnant qu’on soit sensible jusqu’a des tailles de a ~ 1 μm Cf cours de E. Dartois Disques externes (mm/submm): cours S. Guilloteau
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