Formation des pouponnières d’étoiles

 

Figure 1 : Évolution de la matière interstellaire des phases les plus ténues aux systèmes planétaires.

Les atomes de carbone et autres éléments lourds sont produits dans le centre des étoiles. A la fin de leur vie, les étoiles éjectent ces atomes dans le milieu interstellaire diffus, ainsi que des petits grains de poussières composés de réfractaires comme des silicates. Dans ce milieu de très faible densité (quelques dizaines de particules par cm-3), la formation de molécules à partie de ces atomes est rendue peu efficace par les processus de photo-dissociation par les photons de longueur d’onde UV émis par les étoiles massives environnantes. Par des mouvements de grands ensembles dans les galaxies, ces régions de basse densité voient leur densité augmenter localement et former des nuages interstellaires (jusqu’à quelques 104 particules par cm-3). A la périphérie de ces nuages, les grains de poussière sont suffisamment nombreux pour absorber les photons UV et ainsi protéger les cœurs de ces nuages. Une chimie de très basse température (10 Kelvin et en dessous) va alors se mettre en place et amener à la formation d’un grand nombre de molécules plus ou moins exotiques. C’est au sein de ces nuages et à partir de leur matière que vont se former les étoiles et leur cortège de planètes (voir figure 1). La composition chimique de cette matière première influence à la fois les mécanismes de formation des planètes mais aussi leur composition.

 

Figure 2 : Méthodologie de comparaison entre les observations et les modèles.

Dans ces environnements, la chimie va être dominée par des réactions entre espèces neutres et ionisées dans la phase gazeuse mais également par des interactions entre les espèces du gaz et la surface des grains interstellaires. Lorsqu’une espèce chimique du gaz entre en collision avec un grain, celle-ci peut rester « collée » à sa surface grâce à la création d’une liaison de faible énergie, de type van der Walls. Une fois sur la surface, ces espèces peuvent se déplacer et entrer en contact avec d’autres espèces « collées », produisant alors des espèces plus complexes. Cette chimie a lieu dans des environnements de très basse température car les liaisons de van der Walls peuvent être cassées par un apport modéré d’énergie. Par ce processus, les grains de poussières vont se couvrir d’un manteau moléculaire principalement constitué d’eau et d’autres molécules comme CO, CO2, CH3OH, CH4, NH3 etc.

 

Figure 3 : Cartes synthétiques d’abondance de molécules (HC3N, HC5N et C6H) dans deux nuages moléculaires provenant de deux scénarios de formation différents. Le scénario 1 a subis une phase de pré-densité importante avant la formation du nuage contrairement au scénario 2.

 

 

Au sein de l’équipe AMOR du Laboratoire d’astrophysique de Bordeaux, nous étudions la composition de cette matière première par des approches complémentaires. Nous faisons des observations de nuages interstellaires à partir desquels nous estimons la composition chimique de ces objets. Ces observations sont alors comparées aux résultats de modèles numériques qui simulent la chimie exotique de ces environnements (voir figure 2). Les modèles numériques que nous développons permettent de prédire la composition chimique du gaz et des grains interstellaires en fonction des conditions physiques locales et à partir de données de physico-chimie obtenues en laboratoire pour les processus individuels.

A partir de simulations hydrodynamiques d’évolution de la matière au sein d’une galaxie, nous avons pu étudier de façon théorique la diversité chimique des nuages interstellaires, berceaux de formation des étoiles et planètes. Les nuages interstellaires se forment à partir de matière d’origine diverse. Nous avons pu montrer que suivant l’histoire (c’est à dire les variations de température et densité) que cette matière avait subi, la composition chimique des nuages était différente. Un nuage principalement constitué de matière ayant subi des phases de densité importantes avant de former le nuage sera extrêmement enrichis en composés carbonés. En effet, à plus grande densité, l’oxygène va se coller sur les grains (et former de l’eau). Cela va donc réduire la quantité d’oxygène disponible dans le gaz pour former du CO (principal réservoir de carbone) et permettre ainsi de conserver une quantité de carbone libre pour former d’autres espèces telles que celles qui sont montrées sur la figure 3. La diversité des compositions chimiques que nous avons trouvé va se propager aux enveloppes d’étoiles en formation et donc aux régions de formation des planètes. L’impact de cette diversité sur la composition des planètes est une voie qu’il reste à explorer.

 

Contact au LAB : Valentine Wakelam, équipe Astrochimie moléculaire et origine des systèmes planétaires (AMOR)

Pour en savoir plus : Ruaud et al. 2018 A&A 611, A96 
                                     Thèse de Maxime Ruaud : https://tel.archives-ouvertes.fr/tel-01401312v1