PAH dans les disques de poussières autour d’étoiles

Séminaire multi-échelle du 17 janvier 2006

Qui sont les PAHs (hydrocarbure

aromatique polycycliques)?

•Molécules faites de cycle de benzène•Structure planaire

2 processus de formation des PAHs:•Fragmentation de grains carbonés de structure amorphe ou de charbons (Duley, 1988)•Photodissociation des molécules C2H2 créées dans la matière éjéctée des étoiles riches en carbone -> radicaux qui peuvent réagir ensemble

Processus d’excitation:•Chauffage impulsionnel par le rayonnnement VUV des étoiles (Potentiel < 8 eV)•Raie d’émission à 3.3,8.6, 11.3 et 12.7 µm (liaison C-H) et à 6.2, 7.7 µm (liaison C-C)

CH3COOHh

time

tem

pera

ture

900 K

Détection de PAH dans les étoiles Herbig AeBe

Sloan et al 2005

• PAH sont détectés dans un grand nombre d’étoile PMS en proche et moyen IR

• L’intensité des raies n’est pas fonction de l’âge• Emission résolue spatiallement : taille typique du disque

Les PAH sont-ils sur la surface des disques?

Meeus et al. 2001:

détection de PAH dans 7 sources/14 (ISO)

Propriétés des PAHs dans les disques

•F7.9/ F11.3 augmente avec la taille des PAH(Draine et al. 2001)•F7.9/ F11.3 augmente avec l’ionisation

•Rapport de raie F7.9/ F11.3 assez varié (de 7 à 25)•Corrélation entre F12.7/F11.3 et F7.9/F11.3,→ F12.7/F11.3 augmente avec l’ionisation.

Sloan et al 2005

PAH ionisés et petits (N~40) soitPAH neutres et gros (N~100)

F12.7/F11.3 < 1 et présence de la 3.3 µm

Modèle d’émission des PAH dans les disques (1/2)

•PAH directement chauffés par rayons UV de l’étoile•Disque en équilibre hydrostatique•Gaz et poussière bien mélangés•Photoévaporation: les PAH sont détruits proche de l’étoile

Deux types de géométrie de disque(Dullemond et al. 2001)•Disque plat :pas de PAH•Disque évasé: présence de PAH à la surface du disque

Habart et al. 2004

Modèle d’émission des PAH dans les disques (2/2)

____ features........ continuum

½ Icontinuum

: R= 2-5 AU

½ IPAH

: R=30 AU @ 3.3 m

R=80 AU @ m

PAH VSG BGAbondance 23% 10% 67%Absorption 39% 11% 50%Emission 27% 13% 60%

PAH plus étendu que le continuum(dù aux différents processus d’excitation)

PAHs parameters

Positively charged

6-9 m stronger (2)3.3 m disappears

Smaller size : NC=40

6.2-7.7 m weaker (2)3.3 m stronger (2)

Photoevaporated @ R<70 AU+

Hydrogenation, evaporation, abs

: factor 2

Template : neutral – NC=100

+ flared disks isolated/embedded stars (ISO)

Comparison with observations

______ Modeles

Dominate among detectionswell reproduced by flared disk models

Dissipation of the disk PAHs photoevaporation PAHs properties change in the inner disk region

No (or weak) PAH emission detectionsin agreement with flat disk model predictions

no flared disks (ISO)

Objects with high : 3.3 m intensities or upper limits well below the model predictions

HaeBe stars , WL 16 (ground)

Un exemple remarquable: HD97048

Etoile Ae âgée d’au moins 4 Myrs à 180 pc

Les PAH: nouveaux traceurs de la géométrie du disque

•Disque optiquement épais et évasé•PAH tracent la surface du disque→ nouveaux traceurs de la géométrie du disque→ permettent de voir plus loin dans le disque

h/sin(i)

Ce que nous apprennent les PAHs

Première fois qu’on mesure H en fonction de R

H ∞ R1.3

Perpectives

PAH sont des nouveaux traceurs de la

géométrie du disque: permettent de voir plus loin

PAH neutres et gros (N ~100) dans les disques de poussières