Des observations des nuages moléculaires proches avec l'observatoire spatial Herschel, ont révélé récemment de grands échantillons de futures étoiles détectées sous la forme de noyaux denses. Les propriétés de ces graines compactes et leur connexion avec des filaments interstellaires nous révèlent les premières étapes clés de la formation des étoiles de faible masse. Les derniers résultats auxquels ont collaboré les checheurs du servce d'Astrophysique - Laboratoire AIm du CEA-Irfu viennent d'être publiés dans la revue MNRAS.
La ceinture de Gould
Parmi plusieurs complexes de nuages le long de la ceinture de Gould, les régions Aquila (l'Aigle) et Taurus (le Taureau) ont été étudiées. Alors que la formation des étoiles dans Aquila était relativement mal connue jusqu'à récemment, le nuage Taurus avec ses principaux filaments est bien exploré. L'Aquila Rift se trouve au-dessus du plan galactique à la distance d'environ 260 parsecs (environ 850 années-lumière) du Soleil). La région Taurus est plus proche et semble localisée dans la paroi de la bulle locale - une cavité, entourant le System- solaire à environ 450 années-lumière de nous.
La ceinture de Gould (représentée par l'anneau bleu) est montrée par rapport au plan galactique, avec les régions brillantes de formation d'étoiles (par exemple, Aquila, Taureau, Orion, etc.) le long de cette ceinture jusqu'à une distance d'environ 3000 années-lumière du Soleil (au centre du plan). La bulle locale est représentée par une zone bleue ombragée. La taille des régions de formation d'étoiles est proportionnelle à leur masse, en supposant une densité uniforme. Crédit image: J. Kirk (modifications par V. Konyves).
Dans ces deux régions, un recensement complet des noyaux denses a été obtenu avec Herschel et leurs propriétés et la distribution dans l'espace ont été étudiées. L'étude de de plusieurs centaines de cœurs stellaires denses, à la fois dans Aquila et Taurus, nous ont permis d'obtenir des résultats essentiels sur la formation des noyaux denses et leurs propriétés physiques, telles que leurs températures, masses, densités et des durées de vie, inconus jusque là.
A gauche : carte de la densité de l'hydrogène neutre (H2) de la région Aquila, provenant de données du sondage "Herschel Gould Belt".
Les marques noires indiquent les emplacements des régions HII chaudes.
Au milieu : la position de 446 noyaux préstellaires (triangles noirs) et 58 noyaux protostellaires plus évolués (triangles magenta) extraite du catalogue Herschel PACS (70-160 microns) et SPIRE (250-350-500 micron), sont superposés sur la carte.
A droite :' Réseaux de filaments tracés sur la carte de l'hydrogène neutre. La distribution spatiale des noyaux préstellaires est fortement corrélée avec des filaments.
L'un des principaux objectifs du sondage "Herschel Gould Belt" était l'étude de la répartition des masses préstellaires ou "fonction de masse des noyaux préstellaires". Par la comparaison de cette répartition des prto-étoiles avec la distribution en masse des étoiles formées (fonction initiale de masse stellaire), il a été possible de confirmer que les masses stellaires sont déjà déterminées dans les premiers stades de la fragmentation des filaments et nuages. La distribution spatiale des noyaux préstellaires compacts est fortement corrélée à celle des filaments plus denses, montrant que les filaments interstellaires sont l'environnement préféré pour la formation des étoiles.
La fonction de masse des noyaux compacts (CMF) de 651 noyaux sans étoiles (histogramme vert), et 446 noyaux préstellaires (histogramme bleu) dans la région Aquila. La répartition préstellaire CMF est décrite avec un ajustement de loi lognormale (courbe rouge) avec un pic à environ 0,5 masse solaire.
L'extrémité haute de la CMF est décrite par une loi de puissance, dont la pente est similaire à la célèbre pente Salpeter. La zone ombrée en bleu clair reflète les incertitudes découlant de la classification incertaine entre les objets "préstellaires", gravitationnellement liés et les objets non liés "sans étoiles".
Cette répartition de masse est comparée à la fonction de masse initiale (FMI) des étoiles simples (Kroupa 2001 e.g ..), et des étoiles multiples (Chabrier 2005), et à la distribution de masse typique des condensations de gaz CO (Kramer et al., 1998). Pour plus de détails, voir Konyves et al. (2015).
Ces résultats du satellite Herschel confirme la description selon laquelle les filaments omniprésents sont censés précéder le démarrage de la formation des étoiles. Puis, sous l'influence des forces gravitationnelles locales, les filaments les plus denses se contractent et se fragmentent en graines compactes qui sont finalement l'étape initiale de la formation des étoiles dans les nuages moléculaires du milieu interstellaire galactique. En outre, ce scénario basé sur les filaments peut conduire à des informations essentielles sur une loi plus universelle de formation d'étoiles, même sur des échelles galactiques plus grandes.
Contacts: Vera Konyves, Philippe André
Publications :
"A census of dense cores in the Taurus L1495 cloud from the Herschel Gould Belt Survey"
Marsh et al. 2016, (MNRAS 459, 342) - astro-ph/1602.03143
"A census of dense cores in the Aquila cloud complex: SPIRE/PACS observations from the Herschel Gould Belt survey",
V. Konyves et al. 2015 (A&A 584, A91) - astro-ph/1507.05926
"From Filamentary Networks to Dense Cores in Molecular Clouds: Toward a New Paradigm for Star Formation",
Ph. André et al. 2014 (Protostars and Planets VI, 27) - astro-ph/1312.6232
"From filamentary clouds to prestellar cores to the stellar IMF: Initial highlights from the Herschel Gould Belt survey",
Ph. André et al. 2010 (A&A 518, L102) - astro-ph/1005.2618
Liens:
The Herschel Gould Belt survey website (http://gouldbelt-herschel.cea.fr)
Images :
Image en couleur composite de l'Aquila Rift montrant la structure filamentaire étendue de ce nuage de formation d'étoiles.
Image en trois couleurs du filament B211 / B213 du nuage moléculaire Taurus qui combine les bandes Herschel à 160 um (bleu), 250 um (vert) et 500 um (rouge). L'image couvre environ 2 × 5 degrés.
• Structure et évolution de l'Univers › Planètes, formation et dynamique des étoiles, milieu interstellaire
• Le Département d'Astrophysique (DAp) // UMR AIM
