Molecular emission in regions of star formation

par Antoine Gusdorf

Thèse de doctorat en Physique

Sous la direction de D. R. Flower et de Guillaume Pineau des Forêts.

Soutenue en 2008

à Paris 11 en cotutelle avec Durham University , en partenariat avec Université de Paris-Sud. Faculté des Sciences d'Orsay (Essonne) (autre partenaire) .

  • Titre traduit

    Emission moléculaire dans les regions de formation stellaire


  • Résumé

    Des observations récentes montrent que les jeunes étoiles en cours de formation éjectent de la matière à des dizaines de kilomètres par seconde, sous la forme de jets et flots impactant le milieu ambiant dont l’effondrement est à l’origine de la formation stellaire. L’impact supersonique entre le jet et le nuage moléculaire parent de l’étoile génère un front de choc sous la forme d’un “bow-shock” se propageant dans le gaz interstellaire, et qui s’accompagne d’un choc en retour qui se propage le long du jet. La structure de ces chocs dépend de leur vitesse ainsi que des propriétés physiques du gaz dans lequel ils se propagent. Les simulations numériques de type magnétohydrodynamique de propagation de tels chocs permettent de modéliser l’émission moléculaire en provenance de ces régions, et ainsi de contraindre les propriétés du gaz étudié. Une large grille de modèles de chocs est construite, pour différentes plages de valeurs de paramètres caractéristiques parmi lesquels la vitesse de choc, la densité préchoc, le champ magnétique, et l’âge des chocs. L’émission de la molécule de dihydrogène (dont le traitement est inclus dans le code de choc) est d’abord étudiée. Des diagrammes d’excitation (rotationnelle et rovibrationnelle) sont construits pour chaque modèle, et comparés aux observations disponibles pour le flot bipolaire L1157. Ces comparaisons confirment la nécessité d’un recours à des modèles de chocs non stationnaires pour interpréter les densités de colonne observées pour les niveaux de H2. L’émission d’autres molécules caractéristiques des régions de choc est ensuite etudiée. Le transfert de rayonnement de ces molécules est simulé à l’aide d’un programme numérique reposant sur l’approximation LVG (Large Velocity Gradient). Dans le cas de la molécule de SiO, des comparaisons avec les intensités integrées observées de la région L1157 sont effectuées indépendamment des résultats relatifs au dihydrogène, avec un bon accord pour des modèles de chocs stationnaires et sous diverses hypothèses de répartition initiale du silicium dans les grains de poussière, et de l’oxygène dans la phase gazeuse. La comparaison simultanée des observations SiO et H2 est alors réalisée, c’est à dire leur ajustement par un même modèle de choc (non stationnaire), avec des résultats encourageants. Pour compléter cette étude, l’émission de CO est aussi traitée de façon similaire, et étudiée sur les modèles de l’ensemble de la grille. Le monoxyde de carbone est ajouté à la liste des molécules dont la production et l’émission peuvent être modélisées par le même choc que H2 et SiO avec un accord satisfaisant, même si cet ajout ne génère pas de contrainte supplémentaire par rapport à ces deux molécules.


  • Résumé

    Recent observations show that young stars being formed eject matter at several tens of kilometers per second, in the form of jets and outflows that impact the matter whose collapse is at the origin of the formation of the star. The supersonic impact between this jet and the parent interstellar cloud of the star generates a shock front, in the form of a bow-shock, which propagates in the collapsing interstellar gas, and also an inverse shock that propagates along the jet itself. The structure of these shocks depends on their velocity as well as on the physical properties of the gas in which they propagate. Numerical MagnetoHydroDynamical (MHD) simulations of the propagation of such shocks are a way to model the molecular emission arising from these regions, and thus to constrain the physical and chemical properties of the gas in which these molecular lines are emitted. A large grid of shock models is ran, for different values of key parameters such as the shock velocity, the pre-shock density, the magnetic field, ad the shock age. The emission of molecular hydrogen (whose treatment is included inside the shock code) is studied first. Pure rotational and rovibrational excitation diagrams are built for each model, and compared to the available observations of the bipolar outflow L1157. These comparisons confirm the necessity to use non stationary models to be able to interpret the observed column densities of H2. The emission of other characteristic molecules in the shocked region is then studied. The radiation transfer is computed thanks to a program based on the LVG (Large Velocity Gradient) approximation. In the case of SiO, comparisons with observed integrated intensities in L1157 are done, independently from the molecular hydrogen results, with a good agreement for stationary shock models and under diverse assumptions regarding the initial repartition of silicon in the dust grains, and oxygen in the gas phase. An attempt to simultaneous fitting of SiO and H2 observational data is then done, that is their fit by a very same (non stationary) shock model, with encouraging results. To complete this study, CO emission is treated similarly as SiO, and studied over the whole models grid. CO is then added to the list of molecules whose production and emission can be modelled by the same shock model as H2 and SiO with a satisfying agreement, even if this addition does not yield further constrain on the shock and medium properties.

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Cette thèse a donné lieu à une publication en 2009 par [CCSD] [diffusion/distribution] à Villeurbanne

Molecular emission in regions of star formation

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  • Détails : 1 vol. (XX-386 p.)
  • Annexes : Bibliogr. p. 371-386

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  • Cote : 0g ORSAY(2008)328

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