De nouvelles images du télescope japonais Subaru montrent comment une jeune étoile proche a mis fin à son enfance rapidement. L'écart est situé à environ la même distance de l'étoile que l'orbite de Saturne, et il apporte des preuves supplémentaires aux théories sur la façon dont les disques de matière évoluent autour des jeunes étoiles.
En zoomant sur une jeune étoile voisine appelée HD 141569A, les astronomes de l'Observatoire astronomique national du Japon et du Max Planck Institute for Astronomy ont utilisé le télescope Subaru sur Mauna Kea, Hawaï, pour découvrir un trou dans un disque de gaz et de poussière encerclant l'étoile. L'existence de ce grand espace, qui est à peu près de la taille de l'orbite de Saturne, soutient la théorie selon laquelle cette jeune étoile a mis fin à son enfance brusquement, en ionisant et en repoussant le gaz dans le disque dont elle est née.
L'équipe, dirigée par le Dr Miwa Goto et le professeur Tomonori Usuda a profité de la superbe résolution spatiale atteinte par le système d'optique adaptative et la caméra infrarouge et le spectrographe (IRCS) sur Subaru, pour résoudre la partie la plus interne du disque autour de HD 141569A en lignes d'émission de monoxyde de carbone dans la partie infrarouge du spectre électromagnétique. Le disque était connu pour ses études antérieures sur la poussière autour de l'étoile. En étudiant le gaz, la nouvelle étude a réussi à déterminer la taille de la clairière intérieure du disque.
Les émissions de monoxyde de carbone (CO) dans le disque entourant le HD 141569A, qui se trouve à environ 320 années-lumière de la Terre, s'étendent jusqu'à une distance de cinquante fois la taille de l'orbite de la Terre. (La distance entre la Terre et le Soleil est appelée unité astronomique. Dans notre système solaire, le rayon orbital de Neptune est d'environ 30 UA). Elle devient progressivement plus forte vers la partie intérieure la plus proche de l'étoile. Les pics d'émission atteignent environ 15 UA, puis diminuent jusqu'à l'étoile centrale. "Nous savons maintenant qu'il reste peu de gaz dans les 11 UA internes du disque", a déclaré Usuda. "En d'autres termes, HD 141569A a entièrement développé un trou au centre de son disque de gaz moléculaire plus grand que la taille de l'orbite de Saturne."
"La taille du trou est très importante", a déclaré Goto, "car elle limite les possibilités de la façon dont le trou est apparu en premier lieu."
Théoriquement, un disque circumstellaire pourrait avoir une cavité intérieure créée par la fermeture de lignes dans la magnétosphère de l'étoile, ce qui couperait le disque. C'est ce qu'on appelle la troncature magnétosphérique et pourrait expliquer pourquoi il y a un espace dans la poussière. Cependant, la taille de la troncature doit être beaucoup plus petite, aussi petite qu'un centième d'une unité astronomique, ou environ la taille de l'étoile elle-même, donc cela ne peut pas expliquer la présente observation.
La destruction de la poussière par le rayonnement de l'étoile dans un processus appelé sublimation pourrait également produire un trou intérieur dans un disque. Encore une fois, le rayon attendu d'une telle activité est trop petit, environ un dixième du rayon orbital de la Terre, pour tenir compte de la cavité centrale du HD 141569A.
La meilleure explication de la taille de la cavité centrale du HD 141569A vient du fait qu'elle correspond au rayon gravitationnel de l'étoile. Il s'agit du rayon où la vitesse du son du gaz ionisé s'écoulant de l'étoile est égale à la vitesse d'échappement de l'étoile. En d'autres termes, le gaz en dehors du rayon gravitationnel peut librement s'échapper du système une fois qu'il est ionisé. Le gaz dans le disque est plus dense au rayon gravitationnel et reçoit plus de rayonnement de l'étoile centrale que de la partie externe. La perte de masse du disque par photo-évaporation est donc la plus efficace au rayon gravitationnel.
L’échelle de taille similaire de la cavité intérieure du disque du HD 141569A et son rayon gravitationnel, environ 18 unités astronomiques, indiquent que l’ouverture est réalisée par photo-évaporation, le gaz étant ionisé et repoussé. Cela montre également que, en général, la photo-évaporation est en effet efficace pour retirer un disque autour d'une jeune étoile, même si d'autres processus peuvent également être présents (tels que l'empilement de matière en amas appelés accrétion visqueuse).
Ce tableau théorique n'est pas nouveau, mais la présente observation est la première qui offre des preuves claires à l'appui de cette théorie. Sur cette image, les disques circumstellaires ne s'évaporent pas lentement des régions immédiatement adjacentes à l'étoile centrale. Au lieu de cela, un trou aussi grand que le rayon gravitationnel de l'étoile apparaît plus ou moins brusquement, puis s'agrandit jusqu'à ce que le disque et le potentiel de formation de planètes disparaissent.
Le rôle d'un disque circonstellaire
Une étoile naît lorsque le gaz s'accumule dans un nuage moléculaire. Le gaz se présente principalement sous forme d'hydrogène moléculaire. Parce que le gaz a une impulsion angulaire, il ne peut pas atterrir directement sur la surface d'une étoile. Au lieu de cela, il forme une mince structure en forme de disque autour d'une étoile, et perd lentement de son élan en orbite autour de l'étoile et pour que l'étoile puisse éventuellement l'attirer. Sans un tel «disque circumstellaire», une étoile ne pourrait pas collecter de masse son nuage de naissance.
Au-delà de sa fonction d'alimentation en gaz pour la formation d'étoiles, un disque circumstellaire fournit également des matières premières pour les planètes. Les restes de la formation d'étoiles se collent progressivement, formant des cailloux et des roches. Ceux-ci se rassemblent pour former des corps encore plus grands, tels que des planétésimaux de 100 mètres de large. Tout ce matériau continue de tourner autour de l'étoile pendant qu'il se développe en corps de plus en plus grands. Finalement, si les conditions sont réunies, ce processus d'accrétion produit une planète rocheuse semblable à la Terre.
De récentes études d'observation des disques circumstellaires ont profité de l'émission thermique et de la lumière diffusée par le matériau solide dans les disques. Cependant, aux premières époques de l'existence d'un disque, ces solides ne représentent qu'environ 1% de la masse totale du disque. Le reste est encore en phase gazeuse, et principalement sous forme moléculaire (comme le monoxyde de carbone). En regardant un disque et en étudiant son composant de monoxyde de carbone plutôt que ses grains de poussière, cela signifie que nous regardons le disque de gaz, qui est le composant principal du disque.
Un disque circumstellaire n'existe que pendant une courte période pendant que son étoile centrale en recueille le gaz. Pour comprendre comment évolue un disque, imaginez que la durée de vie entière de l'étoile n'était que de cent ans. Le disque circumstellaire n'existerait que de trois jours à un mois avant de se dissiper complètement. Une étoile n'a qu'une seule chance de former un système planétaire pendant la durée de vie relativement courte de son disque circumstellaire. Si le rayonnement ionisant de l'étoile empêche le disque de poussière de s'accumuler dans les planètes avant qu'il ne se dissipe, alors la chance de l'étoile de devenir le centre d'un système solaire est perdue à jamais. Par conséquent, quand et comment un disque se dissipe, cela a des conséquences directes sur la possibilité de formation planétaire.
Ces résultats seront publiés dans le Astrophysical Journal fin 2006 ou début 2007.
Titre du document de recherche: bord intérieur d'un disque moléculaire résolu spatialement dans les lignes d'émission de CO infrarouge, M. Goto, T. Usuda, C. P. Dullemond, Th. Henning, H. Linz, B. Stecklum et H. Suto
Le groupe de recherche: Miwa Goto (Institut Max Planck d'astronomie, Heidelberg, Allemagne) Tomonori Usuda (Télescope Subaru, NAOJ) C. P Dullemong (MPIA) Th. Henning (MPIA) H. Linz (MPIA) B. Stecklum (MPIA) Hiroshi Suto (NAOJ)
Source d'origine: communiqué de presse Subaru
