Emission X des régions de formation d'étoiles
Les régions de formation d'étoiles sont le siège d'une émission X intense provenant des étoiles jeunes qui s'y forment.
Thierry Montmerle et ses collaborateurs se sont plus particulièrement intéressés à plusieurs nuages moléculaires, proches (d=160 pc), mais aussi lointains (d=1500 pc), et à leur contenu en étoiles jeunes de type solaire (masse allant de 0.2 à 2 masses solaires).

Des observations ont été obtenues avec le satellite germano-américain ROSAT, sensible de 0.1 à 2.4 keV et les instruments PSPC, à grand champ, et HRI, à haute résolusion angulaire, ainsi qu'avec le satellite japonais ASCA, sensible de 0.4 à 10 keV (imagerie moyenne, bonne résolution en énergie). Ces résultats complétent ceux obtenus dans le domaine millimétrique sur les objets jeunes (page enfance etoile).
 

fig 1: Image optique de la région de formation d'étoile de Rho Ophiuchi.
Tirets : champ d'observation du PSPC.
Trait continu : émission X provenant d'étoiles jeunes visibles ou invisibles sur l'image optique.
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L'émission X des étoiles T-Tauri

Le grand champ de vue du PSPC (2 degrés) permet d'observer une région de formation d'étoiles en au plus quelques expositions se recouvrant partiellement. Nous avons pu rechercher de nouvelles sources X situées à la périphérie du nuage proche de Rho Ophiuchi (Figure 1), et découvrir ainsi une cinquantaine de nouvelles étoiles T-Tauri (thèse de S. Casanova). Les identifications ont été possibles grâce à des observations optiques faites à l'ESO (Chili) et aux Canaries. Ces étoiles, en grande majorité des T-Tauri "à raies faibles" (c'est-à-dire sans disque circumstellaire), sont très semblables à celles trouvées dans le voisinage du nuage proche du Caméléon [1]. Leur âge est de 1 à 10 millions d'années. Ceci montre que l'observation en rayons X est particulièrement efficace pour découvrir ces étoiles, alors que l'observation optique ou infrarouge ne peut les distinguer des étoiles de champ.

Les plusieurs centaines d'étoiles T-Tauri ainsi découvertes permet d'aborder de façon statistique des questions importantes pour la formation et l'évolution précoce des étoiles de type solaire dans notre galaxie, comme les fonctions de masse et/ou les fonctions de luminosité. Par ailleurs, nous confirmons que l'émission X des étoiles T-Tauri est bien due à une activité magnétique analogue à celle du Soleil [2]. De nombreux exemples d'éruptions X ont pu être observés et les courbes de lumières confirment le modèle selon lequel un plasma est brusquement chauffé à 10 millions de degrés ou plus, puis se refroidit en rayonnant en X en quelques heures [3]. Le maximum des luminosités X observées se situe toujours entre 10 000 à 100 000 fois la luminosité X du Soleil. Toutefois, il y a également des cas de variabilité atypique, par exemple dues en partie à l'occultation du plasma par l'horizon stellaire (cas d'une étoile en rotation), ou encore inexpliquée (variations de niveau calme d'un facteur 2-3 sur plusieurs mois). Par ailleurs, les observations menées avec ASCA montrent une composante plus chaude pouvant atteindre plusieurs keV, ainsi que des indications d'une forte diminution des abondances de métaux dans le plasma. Ces sous-abondances semblent réelles, et ne sont pas expliquées [4]

Découverte de sources X enfouies

L'observation des nuages moléculaires avec des poses exceptionnellement longues (environ 10 heures) de ROSAT a permis de voir pour la première fois en rayons X des étoiles profondément enfouies dans les coeurs denses (thèse de S. Casanova, [5]). Dans le nuage proche de Rho Ophiuchi (Figure 1), des sources ont été détectées malgré les grandes de gaz et de poussières qui diminuent leur luminosité de plus de 40 magnitudes. Leur identification presque systématique avec des sources infrarouges montre qu'il s'agit dans ce cas d'étoiles analogues aux T-Tauri, mais environ 10 fois plus jeunes, i.e. âgées de moins d'un million d'années. Le pouvoir pénétrant des rayons X dans la matière interstellaire, surprenant au premier abord, résulte du fait que l'absorption du rayonnement par l'ensemble gaz + poussière est pratiquement la même dans le domaine X à environ 1 keV et dans l'IR proche allant de 1 à 2 microns [6]. Nous avons également observé avec le PSPC pour la première fois la présence de sources X enfouies dans les coeurs de nuages moléculaires lointains comme la Licorne (0.8 kpc) ou la Rosette (1.5 kpc), mais sous une forme différente, car les sources ne sont pas individuellement résolues. Il s'agit alors de ""points chauds d'X'', étroitement corrélés avec l'activité de formation d'étoiles [7]. Les étoiles émettrices, identifiées seulement en partie à ce jour, sont vraisemblablement en majorité des T-Tauri, mais aussi des étoiles Ae/Be de Herbig, équivalent plus massif (jusqu'à 8 masses solaires,) des T-Tauri. 

fig 2: Une protoétoile comprend une enveloppe de gaz et de poussières, dont la partie interne s'effondre et forme un disque d'accrétion, par l'intermédiaire duquel se constitue l'étoile au centre. Dans ce processus, une partie de la matière est éjectée sous forme de jets. Au niveau de l'étoile, diverses configurations du champ magnétique sont envisageables pour expliquer l'émission X.
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Découverte de l'émission X de proto-étoiles

Dans la boîte d'erreur de certaines sources X enfouies dans le nuage de Rho Ophiuchi et détectées par le PSPC, figurent des proto-étoiles. Selon les modèles en vigueur, il s'agit d'objets composites, comprenant au centre une étoile en formation, entourée d'un disque d'accrétion de rayon environ 100 UA, et fréquemment sources de flots moléculaires [8]. L'ensemble se trouve au sein d'une enveloppe étendue de rayon compris entre 1000 et 10 000 UA. Cette enveloppe, qui foumit la matière nécessaire à former l'étoile, est en effondrement gravitationnel : suivant que l'on se trouve au début ou à la fin de la phase d'accrétion, on parlera de proto-étoile jeune ou de proto-étoile évoluée (voir section ""L'enfance des étoiles/proto-étoiles IR et submillimétriques'', [9]). L'émission X d'une proto-étoile peut a priori provenir de trois sites: soit l'enveloppe elle-même (par exemple par reconnection magnétique de lignes de force entramées par l'effondrement), soit l'étoile en formation, soit encore le disque d'accrétion (Figure 2). 

fig 3: ROSAT a observé le nuage moléculaire de Rho Ophiuchi (photographié dans le visible), où la densité de gaz et de poussières est très élevée. Image de l'éruption en rayons X de la protoétoile YLW15.
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En ce qui concerne les proto-étoiles jeunes, on peut exclure la possibilité d'observer avec les satellites actuels des rayons X d'1 keV provenant de l'objet central, car leur enveloppe est massive et l'extinction correspondante trés élevée (de l'ordre de 1000 magnitude dans le visible). En revanche, ceci est possible pour les proto-étoiles évoluées dont l'enveloppe est beaucoup plus ténue (extinction d'environ 10 magnitude dans le visible). L'enjeu est de déterminer si des phénomènes magnétiques se manifestent déjà à ce stade, et si oui, d'en déterminer l'origine. Les observations, tant de PSPC de ROSAT qu'avec ASCA, ne permettent pas de conclure de façon claire, car les boîtes d'erreurs contiennent en même temps que des proto-étoiles d'autres sources IR qui, à l'instar des T-Tauri, sont des sources potentielles de rayons X. Seul le HRI de ROSAT a la résolution angulaire suffisante pour lever les ambiguïtés de position. C'est ainsi que nous avons pu récemment montrer pour la première fois qu'une proto-étoile appartenant à un coeur du nuage de Rho Ophiuchi était émettrice de rayons X d'environ 1 keV (thèse de N. GROSSO, Figure 3, [10,11]). D'après ses propriétés IR, il s'agit d'une proto-étoile évoluée, quoique jeune pour sa classe (probablement d'âge inférieur à 100 000 ans). La détection a eu lieu au cours d'une violente éruption au cours de laquelle la luminosité X de ce soleil en formation a été 10 millions de fois plus forte que la luminosité X du Soleil aujourd'hui. L'existence d'un rayonnement X intense à ce stade si précoce pourrait conduire à réviser nos idées sur les conditions physiques et chimiques présentes lors de la naissance du système solaire (Voir article de vulgarisation de La Recherche

Implications

L'observation des rayons X est un moyen d'étude nouveau et particulièrement puissant pour l'étude des régions de formation d'étoiles. Les rayons X sont caractéristiques de l'activité magnétique des étoiles elles-mêmes, dès les premières étapes de leur évolution et peut-être même dès leur formation. En ce sens, leur observation est un complément indispensable des domaines IR et millimétrique, qui ne sont pour leur part caractéristiques que de la matière circumstellaire [12]. Les cartographies du ciel X par ROSAT ont également permis de découvrir des centaines d'étoiles T-Tauri loin des nuages moléculaires, et leur origine reste mal comprise [13,14]. Il y aura un grand bénéfice à tirer de corrélations entre de telles cartographies effectuées à plusieurs longueurs d'onde (X avec ROSAT; IR avec le projet européen DENIS, puis le projet américain 2MASS, qui doit démarrer en 1998; relevés optiques comme le Guide Star Catalog; relevés CO ou radio centimétriques, etc.), par exemple pour discriminer entre étoiles jeune s, de la séquence principale, ou évoluées. Un nouveau domaine s'ouvre, avec les effets d'irradiation par les rayons X des régions denses des nuages moléculaires ou les enveloppes et disques circumstellaires: sur le gaz (ionisation, chimie, notamment radicaux moléculaires) et la poussière (chauffage et vaporisation des petits grains, cassure de liaisons intemes, effet sur les métaux) [15].

Bibliographie

[1] Feigelson E.D. et al., ApJ 416, 623, 1993
[2] Montmerle T. et al., Protostars and Planets III, ed. E.H. Levy and J.I. Lunine, 689-717, 1993
[3] Montmerle T., Casanova S., in IAU Colloquium I53, Magnetodynamic Phenomena in the Solar Atmosphere- Prototypes of Solar Magnetic Activity, eds. Y. Uchida et al., 247, 1996
[4] Carkner L. et al., ApJ 464, 286, 1996
[5] Casanova S. et al., ApJ 439, 752-770, 1995
[6] Grégorio-Hétem J. et al., A&A 331, 1998
[7] Cabrit S. et al., A&A 305, 527, 1995
[8] André P., Montmerle T., ApJ 420, 837, 1994
[9] Grosso N. et al., Nature 387, 56, 1997
[10] Grosso N. & Montmerle T., La Recherche 309, 30, 1998
[11] Montmerle T., Casanova S., Rev. Mex. A&A Conf. Ser. I, 329,1995
[13] Alcalà et al., A&AS 114, 109, 1995
[14] Martín et al., MNRAS sous presse, 1998
[15] Glassgold A., Feigelson E.D., & Montmerle T., Protostars and Planets IV, ed. E.H. Levy and J.I. Lunine, sous presse, 1998
 

Maj : 20/12/2006 (1000)

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