Formation des planètes observée avec ALMA : propriétés du gaz et de la poussière des disques protoplanétaires orbitant autour des étoiles jeunes de faible masse

Planetary formation seen with ALMA : gas and dust properties in protoplanetary disks around young low-mass stars

• Auteur / Autrice : Phuong Nguyen
• Direction : Anne Dutrey, Ngoc Diep Pham, Maryvonne Gerin
• Type : Thèse de doctorat
• Discipline(s) : Astrophysique, Plasmas, nucléaire
• Date : Soutenance le 22/11/2019
• Etablissement(s) : Bordeaux en cotutelle avec Université de Hanoi -- Vietnam
• Ecole(s) doctorale(s) : École doctorale des sciences physiques et de l’ingénieur (Talence, Gironde)
• Partenaire(s) de recherche : Laboratoire : Laboratoire d'Astrophysique de Bordeaux
• Jury : Président / Présidente : Maryvonne Gerin
• Jury : Examinateurs / Examinatrices : Anne Dutrey, Ngoc Diep Pham, Maryvonne Gerin, Emmanuel Dartois, Hideko Nomura, Edwige Chapillon
• Jury : Rapporteurs / Rapporteuses : Emmanuel Dartois, Hideko Nomura

Mots clés

Mots clés contrôlés

Évolution stellaire

Disques protoplanétaires

Mots clés libres

Disques protoplanétaires

Étoiles jeunes

GG Tau A

Đĩa tiền hành tinh

Sao trẻ

GG Tau A

Protoplanetary disk

Young star

GG Tau A

Résumé

Cette thèse porte sur l’étude des propriétés du gaz et de la poussière dans le disque protoplanétaire entourant l’étoile jeune triple de faible masse (∼ 1.2 M⊙) GG Tau A. Comprendre les propriétés dynamiques, physiques et chimiques des systèmes stellaires multiples est nécessaire pour comprendre comment une planète peut se former et survivre dans ces environnements complexes. Les interactions gravitationnelles, dues à la multiplicité stellaire, créent une cavité centrale dans le disque protoplanétaire, la matière (gaz et poussières) se répartissant alors près des étoiles (disques internes) et en un anneau situé au delà de la cavité. Dans la cavité, le gaz et la poussière transitent sous la forme de filaments ("streamers") qui nourrissent les disques internes permettant aux étoiles centrales (puis aux planètes) de se former. Ce travail consiste en l’analyse de l’émission de CO (12CO, 13CO et C18O) et de CS observées dans le domaine millimétrique/sub-millimétrique ainsi que des cartes de l’émission thermique de la poussière. L’ émission de 12CO fournit des informations sur la couche moléculaire proche de l’atmosphère du disque, 13CO et C18O, qui sont moins abondants, apportent des informations sur des couches plus profondes, tandis que l’émission de CS devrait être plus proche du plan médian. L’ émission de la poussière permet de caractériser les propriétés du disque de poussières autour de ce même plan.Après avoir introduit le sujet, je présente l’analyse de la morphologie du disque de poussières et de gaz et de sa cinématique qui est dérivée de l’émission de CO.Je présente également un modèle de transfert radiatif de la partie dense du disque (l’anneau) réalisé à partir des donnés CO et CS. La soustraction de ce modèle d’anneau aux données originales révèle l’émission ténue du gaz moléculaire située dans la cavité. Ainsi, je suis en mesure d’évaluer les propriétés des filaments de gaz à l’intérieur de cette cavité, telles que: la dynamique et les conditions d’excitation du gaz en- tourant les trois étoiles et la quantité de masse dans la cavité. Le disque externe est en rotation keplerienne jusqu’au bord interne de l’anneau dense à ∼ 160au. Le disque est relativement froid avec une température pour le gaz (CO) de 25 K et une température pour les poussières de 14 K à 200 ua environ des étoiles centrales. Les températures du gaz et de la poussière chutent très rapidement (∝ r−1). La dynamique du gaz à l’intérieur de la cavité est dominée par la rotation Keplerienne,la contribution de mouvement de chute ("infall") étant évaluée à ∼ 10 − 15% de la vitesse Keplerienne. La température du gaz est de l’ordre de 40 to 80 K. La densité de colonne pour CO et la densité de H2 le long des “streamers”, proches des étoiles (environ 0.3′′ − 0.5′′), sont de l’ordre de quelques 1017 cm−2 et 107 cm−3, respective- ment. La masse totale de gaz à l’intérieur de la cavité est de ∼ 1.6 × 10−4 M⊙ et le taux d’accrétion est de l’ordre de 6.4 × 10−8 M⊙ yr−1. Ces résultats permettent de dresser la première vision un tant soit peu complète de la physique d’un système multiple jeune capable de former des planètes.La chimie dans l’anneau est aussi discutée. Je présente ainsi la première détec- tion de H2S dans un disque protoplanétaire et les détections de DCO+, HCO+ et H13CO+ dans le disque de GG Tau A. Mon analyse des observations et la modélisa- tion chimique associée suggèrent que notre compréhension de la chimie du Soufre est encore incomplète . Dans GG Tau A, la détection de H2S a probablement été possible car le disque est plus massif (facteur ∼ 3 − 5) que les autres disques sur lesquels H2S a été recherché. Une telle masse rend le système adapté à la détection de molécules rares, faisant de lui un bon candidat pour étudier la chimie dans les disques protoplanétaires.

Chủ đề nghiên cứu của luận án là về tính chất của khí và bụi trên đĩa tiền hành tinhquanh một hệ đa sao có khối lượng ∼1.2 Msun, GG Tau A. Nghiên cứu các hệ đa saotrẻ là cần thiết để hiểu về sự hình thành và tồn tại của hệ hành tinh trong môi trườngnhiễu loạn hấp dẫn. Tương tác hấp dẫn của hệ đa sao tạo nên một khoang rỗng lớnxung quanh các sao thành phần, vật chất (khí và bụi) của hệ có thể quay quanh từngsao đơn ("đĩa trong") và bên ngoài khoang rỗng, xung quanh cả hệ sao ("đĩa ngoài").Ở giữa hai phần này của hệ, vật chất được truyền từ đĩa ngoài vào đĩa trong để nuôidưỡng các sao ở trung tâm (hoặc có thể cả hành tinh).Nghiên cứu của luận án sử dụng các quan sát thiên văn vô tuyến ở bướcsóng millimet/dưới-millimet phát ra bởi các phân tử CO (12CO, 13CO và C18O) và bụi.Phát xạ từ 12CO cung cấp thông tin về lớp phân tử gần với khí quyển của đĩa, cácđồng phân kém phổ biến hơn (13CO và C18O) cung cấp thông tin nằm sâu hơn tronglớp phân tử của đĩa. Phát xạ mm của bụi giúp nghiên cứu các tính chất trên mặtphẳng giữa của đĩa.Sau khi giới thiệu về chủ đề và đối tượng nghiên cứu, tôi trình bày về hình tháivà động học của đĩa khí và bụi của hệ sao. Tôi cũng trình bày mô hình truyền bức xạcủa đĩa ngoài sử dụng các đồng phân của CO. Đĩa ngoài của hệ tuân theo chuyểnđộng Kepler cho đến gần khoang rỗng, ∼160 au từ tâm sao, và tương đối lạnh. Nhiệtđộ khí CO và bụi lần lượt là 25K và 14K tại khoảng cách 200au, và giảm nhanh khikhoảng cách tới tâm tăng, T ∝ r−1. Việc trừ mô hình đĩa ngoài từ số liệu ban đầu biểulộ rõ ràng hơn phát xạ yếu của các phân tử khí trong khoang rỗng. Do đó, động họcvà điều kiện phát xạ của khí trong khoang rỗng có thể được đánh giá. Các phân tửkhí bên trong khoang rỗng bị chi phối bởi chuyển động quay, với sự đóng góp nhỏcủa chuyển động rơi được đánh giá vào cỡ 10–15% chuyển động Kepler. Nhiệt độkhí bên trong khoang rỗng trong khoảng 40–80 K, mật độ dài của khí CO và mật độkhối của H2 lần lượt là 1017cm−2 và 107cm−3. Tổng khối lượng khí trong khoang rỗnglà ∼1.6×10−4 Msun, tốc độ truyền vật chất từ đĩa ngoài vào đĩa trong được tính vàokhoảng ∼ 6.4×10−8 Msun yr−1. Các kết quả nghiên cứu này góp phần cung cấp mộtbức tranh tổng quát định lượng đầu tiên về tính chất vật lý của đĩa tiền hành tinhquay xung quanh một hệ đa sao trẻ có khối lượng thấp, nơi có khả năng hình thànhhành tinh.Một vài tính chất hóa học của đĩa tiền hành tinh GG Tau A cũng được nghiêncứu trong luận án này. Tôi trình bày về sự phát hiện lần đầu tiên H2S trong đĩa tiềnhành tinh, cũng như sự phát hiện lần đầu tiên DCO+, HCO+ và H13CO+ trong đĩa GGTau A. Kết quả phân tích số liệu thực nghiệm và mô hình hóa học cho thấy sự hiểubiết của chúng ta về hóa học các phân tử có chứa sulfur trong đĩa là chưa hoànthiện. Trong đĩa tiền hành tinh GG Tau A, khả năng phát hiện được phân tử hiếmnhư H2S có thể là nhờ vào khối lượng lớn của đĩa (lớn hơn khoảng 3–5 lần so vớicác đĩa tiền hành tinh nơi H2S đã từng được tìm kiếm). GG Tau A với đĩa tiền hànhtinh có khối lượng lớn là thích hợp để tìm kiếm các phân tử hiếm và nghiên cứu vềthành phần hóa học của đĩa có nhiệt độ thấp.

This thesis presents the analysis of the gas and dust properties of the protoplanetary disk surrounding the young low-mass (∼ 1.2 M⊙) triple star GG Tau A. Studying such young multiple stars is mandatory to understand how planets can form and survive in such systems shaped by gravitational disturbances. Gravitational interactions linked to the stellar multiplicity create a large cavity around the stars, the matter (gas and dust) being either orbiting around the stars (inner disks) or beyond the cavity (outer disk). In between, the matter is streaming from the outer disk onto the inner disks to feed up the central stars (and possible planets).This work makes use of millimeter/sub-millimeter observations of rotational lines of CO (12CO, 13CO and C18O) together with dust continuum maps. While the 12CO emission gives information on the molecular layer close to the disk atmosphere, its less abundant isotopologues (13CO and C18O) bring information much deeper in the molecular layer. The dust mm emission samples the dust disk around the mid-plane.After introducing the subject, I present the analysis of the morphology of the dust and gas disk. The disk kinematics is derived from the CO analysis. I also present a radiative transfer model of the ring in CO. The subtraction of this model from the original data reveals the weak emission of the molecular gas lying inside the cavity. Thus, I am able to evaluate the properties of the gas inside the cavity, such as the gas dynamics and excitation conditions and the amount of mass in the cavity. The outer disk is in Keplerian rotation until the inner edge of the dense ring at ∼ 160 au. The disk is relatively cold with a CO gas temperature of 25 K and a dust temperature of ∼14 K at 200 au from the central stars. Both CO gas and dust temperatures drop very fast (∝ r−1). The gas dynamics inside the cavity is dominated by Keplerian rotation motion. The contribution of infall motion is evaluated at ∼ 10 − 15% of the Keplerian velocity. The gas temperature inside the cav- ity is of the order of 40 − 80 K. The CO column density and H2 density along the “streamers”, which are close to the binary components (around 0.3′′ − 0.5′′) are of the order of a few 1017 cm−2 and 107 cm−3, respectively. The total mass of gas inside the cavity is ∼ 1.6 × 10−4 M⊙ and the accretion rate is estimated at the level of 6.4 × 10−8 M⊙ yr−1. These new results provide the first quantitative global picture of the physical properties of a protoplanetary disk orbiting around a young low-mass multiple star able to create planets.I also discuss some chemical properties of the GG Tau A disk. I report the first detection of H2S in a protoplanetary disk, and the detections of DCO+, HCO+ and H13CO+ in the disk of GG Tau A. Our analysis of the observations and its chemical modeling suggest that our understanding of the S chemistry is still incomplete. In GG Tau A, the detection of H2S has been likely possible because the disk is more massive (a factor ∼ 3 − 5) than other disks where H2S was searched. Such a large disk mass makes the system suitable to detect rare molecules and to study cold- chemistry in protoplanetary disks.