07 juillet 2010

L'eau au sein des étoiles géantes

Premiers résultats du programme WISH

Un des programmes d'observation d'Herschel porte sur la détection d'eau dans les zones de formation des étoiles : il s’agit du projet WISH (Water in Star forming regions with Herschel). Il a pour but de comprendre les mécanisme de la formation stellaire via l’observation de l’eau avec les instruments HIFI et PACS à bord du satellite. Une partie de ce programme est plus particulièrement dédiée à l’étude des embryons d'étoiles géantes ou dans "proto-étoiles massives", c’est-à-dire plus de 8 fois la masse de notre Soleil.

L’origine de l’eau dans l’Univers

L’eau est la troisième espèce la plus abondance dans l’Univers. Pour fabriquer la molécule d’eau (H₂O), il faut de l’hydrogène (H) et de l’oxygène (O). Or le Big Bang n’a crée que 2 éléments : l’hydrogène (75%) et l’hélium (25%). Le reste des éléments chimiques (oxygène, carbone, fer...) a été formé ensuite à partir de l'hydorgène et de l'hélium par transmutation nucléaire à l’intérieur des premières générations d’étoiles, qui ont existé avant que notre système solaire se forme. La synthèse de l’oxygène et des autres éléments plus lourds continue actuellement dans en gros deux types d’étoiles :
- les étoiles de type solaire qui vont donner O, Si (silicium), C (carbone);
- celles plus massives que le soleil qui vont produire le Si, Ne, C, O, et Fe.

La formation des étoiles massives : un processus mal connu

Autant la formation des étoiles comme le soleil est relativement bien décomposée, autant les processus permettant de former des étoiles plus massives font encore débat. En effet, l’équilibre qui va se mettre en place entre la pression de radiation de l’étoile et l’effondrement de la matière fait que des masses élevées sont quasi-impossibles à envisager autrement qu’en envisageant des scénarios plus compliqués tels que des taux d’accrétion élevées, de l’accrétion compétitive... Dans ce contexte, l’eau peut agir comme régulateur thermique et favoriser l’accrétion en compensant la pression de radiation. L’un des objectifs du programme WISH est donc de mieux comprendre la formation stellaire massive en étudiant l’influence de l’eau dans ce processus. Ce travail est co-dirigé par F. Herpin (LAB, Bordeaux) en collaboration avec F. van der Tak (SRON-Groningen, Pays-Bas) et F. Wyrowski (MPI-Bonn, Allemagne).

L’eau : une sonde très utile

L’émission de la molécule d’eau est unique pour sonder différentes régions et conditions physique autour des étoiles du fait des grandes variations de son abondance d’une région à une autre. Son abondance varie aussi très probablement en fonction de l’âge de l’objet. De plus, cette émission est un excellent traceur des mouvements de gaz (effondrement, éjection...). Elle permet aussi de quantifier le rôle de l’eau dans l’équilibre thermique et dans la chimie des espèces oxygénées. Pour la première fois, grâce aux spectromètres des instrument HIFI et PACS, les premières observations complètes de l’eau sont possibles !

Niveaux d'énergie de la molécule d'eau. La molécule d'eau en absorbant de l'énergie, provenant de rayonnement ou de chaleur, grimpe d'un niveau à un autre. La molécule est excitée. Quand elle redescend progressivement vers des niveaux moins énergétiques, elle perd l'énergie originalement absorbée. On dit qu'elle émet de l'énergie. Cette énergie est émise à une certaine fréquence, c'est-à-dire dans une gamme de lumière.

Premiers résultats

Les premières observations avec HIFI de la vapeur d'eau dans une proto-étoile massive ont été réalisées lors de la phase de vérification des performances d'Herschel. La région DR21 (main) a été cartographiée selon un axe en ¹³CO 10-9 (1101.357 GHz) et H₂O 111-000 (1114.623 GHz). La distribution de poussière, du monoxyde de carbone (CO) et de l’eau ont été étudiées dans cet objet très lumineux (à une distance de 5100 années-lumière) abritant une région de gaz ionisé et une forte éjection de matière. Cette éjection de matière a été détectée grâce à la forme des deux raies d'émission. De l'eau a également été identifiée au coeur de l’objet. De ces observations une abondance de l’eau de l’ordre de 2x10^-7 (par rapport au dihydrogène ou H₂) a été mesurée dans le coeur de gaz dense entourant la proto-étoile, en augmentation de 3 ordres de grandeur par rapport aux couches externes de l’objet. Cette forte augmentation de l’abondance de l’eau avec la température met en évidence l’évaporation de l’eau à la surface des grains de poussière (van der Tak, Marseille, Herpin et al. 2010). Les grains de poussière, mélangés au gaz, sont entourés d'un manteau glacé. Soumis à la chaleur de l'étoile naissante, il s'évapore, libérant de de la vapeur d'eau mais également d'autres gaz emprisonnés dans les manteaux glacés.

Un autre objet a été étudié en détails à l’observation pour la première fois de plusieurs transitions de l’eau (987.9, 11113.3, 1661, 0 et 1669.9 GHz) et de ses isotopes H₂¹⁷O et H₂¹⁸O. Il s’agit de W3-IRS5, un coeur dense, très massif et très lumineux (une des première étapes de la formation des étoiles massives) situé à 6000 années-lumière de nous dans la Constellation de Persée. Là-aussi, une éjection de gaz à grande vitesse (30-40 km/s) a été détectée. Grâce à l’observation de ces différentes émissions de l’eau, il a pu être mis en évidence deux zones différences autour de l’étoile: une partie interne où la température est supérieure à 100K avec une abondance de l’eau de l’ordre de 10^-4 par rapport au dihydrogène, et une partie externe plus froide (T<100K) dans laquelle l’eau est moins abondance (10^-8-10^-9) car les molécules restent collées sur les grains. L’ensemble est enfouie dans une enveloppe primordiale froide (T≤ 10 K). Par ailleurs, grâce à la résolution spectrale très importance du spectromètre haute résolution (HRS) de HIFI, construit conjointement par le LAB (Bordeaux) et le CESR (Toulouse), il a pu être détecté que l’étoile est en faite au moins double (Chavarria, Herpin, Jacq et al. 2010).

Raies d'émission et d'absorption de vapeur d'eau.

Carte réalisée avec l'instrument NICMOS sur Hubble à 1,10, 1,60 et 2,20 microns de la région de W3IRS5 (Megeath et al. 2005) avec, superposées, les raies de l’eau observées avec l’instrument HIFI : le spectre du haut montre une émission très large due à l’éjection de gaz, tanids que l’émission H218O provient plutôt des régions internes de l’objet; le spectre du bas montre une absorption importante due, entre autres, au nuage parentale froid (on remarque aussi une absorption à -20 km/s par un nuage sur la ligne de visée.

En savoir plus:

Le mini-site du programme WISH (en anglais)

La vidéo du Symposium ESLAB

L'article de référence du programme publié dans la Special Issue d'Astronomy & Astrophysics

#37 - Màj : 16/07/2010

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[23:01] Anaelle Maury et Vincent Minier

Chiffres clés

Naines brunes :
« Entre Etoiles & Planètes géantes »

	entre 0.01 et 0.07 x la masse du soleil
	> 10 Md d’années
	1000-2000 °C
	100 000 km

Etoiles Naines Rouges :
la majorité

	< 0.5 fois la masse du soleil
	10-100 Md d’années
	1000-3000 °C
	1 million de km

Étoiles solaires :
notre Soleil

	~ la masse du soleil soit 2x10³⁰ kg
	10 Md d’années
	5000 °C
	1-2 million de km

Étoiles géantes ou massives : explosent en supernovae

	>8 fois la masse du soleil
	1-100 M d’années
	10000-30000 °C
	5-100 M de km

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