Étude de la complexité moléculaire de proto-étoiles massives jeunes vers Sagittarius B2

Bien qu’elles soient beaucoup moins nombreuses que les étoiles de faible masse, les étoiles massives (> 8 fois la masse du Soleil) jouent un rôle important sur l’évolution physique et chimique du milieu interstellaire. Malgré les efforts entrepris pour mieux comprendre la formation et l’évolution de ces étoiles, les processus physiques mis en jeu lors des étapes qui mènent des nuages moléculaires aux étoiles ne sont toujours pas bien compris. Les étoiles massives sont rares, distantes, et évoluent rapidement, aussi, elles entrent sur la séquence principale encore profondément enfouies dans leur environnement natal, ce qui les rend invisibles dans l’infrarouge proche et les longueurs d’ondes plus courtes. Des observations dans le domaine (sub)millimétrique avec de puissants interféromètres tels que ALMA sont nécessaires pour pouvoir étudier en détail les propriétés physiques et chimiques de ces objets.

Le nuage moléculaire Sagittarius B2, situé à 22700 années lumières du Soleil, dans la constellation du Sagittaire, est un des principaux sites de formation d’étoiles de notre Galaxie. Situé à seulement 350 années lumières de Sgr A* au centre de notre Galaxie (voir Fig. 1), Sgr B2 est exposé à des conditions physiques extrêmes, avec un champ de rayonnement interstellaire jusqu’à 1000 fois plus important que dans le reste du disque Galactique et un taux d’ionisation par les rayons cosmiques jusqu’à 3 ordres de grandeurs au-dessus de la valeur standard. En dépit de ces conditions extrêmes, Sgr B2 se démarque des autres nuages moléculaires situés dans le centre Galactique, avec un taux de formation d’étoiles important et une composition chimique riche en molécules organiques complexes (espèces composées de 6 atomes ou plus). Sgr B2 est un cas d’étude particulièrement intéressant pour tester à la fois nos modèles actuels de formation d’étoiles massives ainsi que nos modèles d’astrochimie dans des conditions physiques extrêmes.


Figure 1: Image combinée Planck+APEX de l’émission du continuum des poussières à 870 microns dans la région du centre Galactique. Sur la carte de l’émission du continuum obtenue avec ALMA à 109 GHz dans la direction de Sgr B2(N), les régions qui sont en train de former des étoiles sont indiquées en rouge et les régions d’hydrogène ionisé (régions HII) sont indiquées avec des croix vertes.

Sgr B2(N), l’un des principaux sites d’activités de Sgr B2, contient plusieurs cœurs denses et chauds abritant des proto-étoiles massives jeunes (voir Fig. 1). Grâce à la haute sensibilité du relevé de raies spectrales EMoCA (« Exploring molecular complexity with ALMA ») effectué avec l’interféromètre ALMA couvrant 30 GHz à 3 mm, nous avons étudié en détail la composition chimique de ces cœurs chauds (voir Fig. 2), ainsi que la distribution spatiale de plus de 50 espèces (dont environ la moitié sont des molécules complexes) détectées vers Sgr B2(N). En raison des températures et densités élevées qui règnent dans les régions de formation d’étoiles massives, de nombreuses molécules complexes sont présentes dans le gaz suite à la désorption des manteaux de glace formés à la surface des grains de poussières interstellaires durant la phase pré-stellaire plus froide (c’est-à-dire avant l’apparition de la proto-étoile). Ces molécules complexes peuvent alors être utilisées pour tracer les propriétés physiques de leur environnement. Cependant les mécanismes de formation de ces espèces complexes sont encore fortement débattus (formation à la surface des grains vs. formation directement dans la phase gazeuse). Un des objectifs de notre analyse est de répondre à la question de l’origine des molécules organiques complexes, c’est-à-dire identifier les processus chimiques et les conditions physiques nécessaires à leur production. Pour cela nous utilisons des modèles d’astrochimie pour reproduire l’historique chimique des objets étudiés en faisant varier la force du champ de rayonnement UV, la température minimum durant la phase pré-stellaire et le taux d’ionisation par les rayons cosmiques utilisés dans les modèles.

Figure 2: (Panneau gauche) Exemple de spectre observé avec ALMA vers Sgr B2(N3), sur lequel est superposé en rouge le spectre synthétique calculé avec Weeds (GILDAS) pour identifier les raies d’émission. (Pannel droit) Résultats des modèles de chimie pour une température minimale des poussières durant la phase pré-stellaire de 15 K et pour différents taux d’ionisation par les rayons cosmiques (CRX = X × 1.3×10-17 s-1), comparés aux abondances déduites des observations vers Sgr B2(N2).

En comparant les résultats des modèles aux abondances chimiques déduites de l’analyse des observations, nous trouvons que pour le modèle qui reproduit le mieux la composition chimique des cœurs chauds de Sgr B2(N), les molécules complexes étudiées sont formées principalement à la surface des grains avec des températures de poussières qui ne descendent pas en-dessous de 15 K. Cette température minimale de 15 K est supérieure aux faibles valeurs utilisées habituellement dans les simulations chimiques (≤ 10 K) et se rapproche des températures de poussières les plus basses mesurées dans la région du centre Galactique (19–20 K). En outre, le taux de formation de certaines espèces complexes en phase gazeuse (via des réactions ion-molécules ou de recombinaison électroniques) est accru lorsqu’on augmente le taux d’ionisation par les rayons cosmiques. Nous trouvons qu’un taux d’ionisation 50 fois plus élevé que le taux standard de 1.3×10−17 s−1 reproduit mieux la composition chimique des cœurs chauds de Sgr B2(N) (voir Fig. 2). Un flux de rayons cosmiques plus important dans le centre Galactique n’est pas surprenant, cependant cette valeur est toujours inférieure aux valeurs mesurées dans le gaz diffus vers cette région, témoignant de l’atténuation des rayons cosmiques dans le gaz plus dense entourant les proto-étoiles massives.

Contact au LAB : Mélisse Bonfand

Pour aller plus loin :
Bonfand, M., Belloche, A., Menten, K. M., et al., A&A, 604, A60 (2017)
Bonfand, M., Belloche, A., Garrod, R. T., et al., A&A, 628, A27 (2019)