Champ magnétique et jets protostellaires Indices observationnels Catherine Dougados Laboratoire d’Astrophysique de Grenoble Contributions de: J. Ferreira.

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1 Champ magnétique et jets protostellaires Indices observationnels Catherine Dougados Laboratoire d’Astrophysique de Grenoble Contributions de: J. Ferreira (LAOG) & S. Cabrit (LERMA)

2 Plan 1- Propriétés des jets protostellaires  Signatures d’éjection  Corrélation accrétion-éjection  Collimation  Cinématique  Bilan énergétique 2- Un processus d’éjection magnéto-centrifuge 3- Indices de la présence de B dans les jet

3 1- Scénario de formation d’une étoile (de masse solaire)

4 1- Jets atomiques (Classes I-II,10 5 -10 6 ans)  Raies d’atomes faiblement ionisés: HI, [SII] [OI] [NII] [FeII] T=10 4 K (cs=10 km/s)  Vitesse = 100-500 km/s Jets Supersoniques  Extension:  pc, tdyn= qqs 10 4 ans  durée de vie phase enfouie  Jet collimaté (d < 0.1pc) Illusion d’optique ?  Emission structurée: indice d’une variation temporelle de l’éjection ? Reipurth et al 2001

5 Herbig-Haro flows around embedded sources (ages a few 10 5 yrs) Small scale jets around optically revealed T Tauri stars (ages a few 10 6 yrs) Reipurth et al 2001 Dougados et al 2000

6 1- Jets moléculaires (Classes 0-I, < 10 5 ans) Couleurs: H 2 2.12  m Contours blancs: CO J=2-1 v > 10 km/s Contours rouges: Continuum 230 GHz Gueth & Guilloteau (1999 ) H 2 (Classes 0-I) CO, SiO (Classe 0)  longueur qqs 0.1 pc, collimatés (qqs degrés)  v=10-30 km/s  Flots moléculaires moins collimatés et faibles vitesses (V < 10 km/s): milieu ambient entrainé ?

7 1- Autres signatures d’éjection oJets radio centimétriques (Classes 0, I)  Détectés à =1-10 cm (VLA) autour de toutes les sources de flots CO  Emission free-free de la base d’un jet ionisé (d < qqs 100 au) Cf revues par Rodriguez 1997 (IAU Symp. 182), Anglada 1996 (ASP Conf series) oMasers H 2 O (Classe 0 et YSO massifs)  Détectés à d < 100 au dans 40 % des Classe 0 et dans les régions de formation stellaire massive (Furuya et al. 1999,2001)  Souvent bipolaires, tracent des chocs denses à la base du jet ?

8 1- Indice d’existence d’un vent stellaire oProfils P Cygni détectés dans raies d’émission HeI IR:  Asymetries raies UA  Corrélés avec accrétion  Vus à différentes inclinaisons Vent stellaire chaud (T > 10 6 K) relié à l’accrétion sur l’étoile Edwards et al 2003 Dupree et al 2005

9 Cabrit et al. 1990 Hartigan et al. 1995 1- Corrélation accrétion-éjection Mej/Macc = 1-10 % Flux de masse dans le jet corrélé au taux d’accrétion sur l’ étoile (indépendamment de la phase d’évolution): l’accrétion est la source d’énergie principale

10  Launching radius r 0 < 10 au  Collimation scale ~ z= 50 AU  d > 50 AU: opening angle ~ Mach angle ( tan  = Cs/Vw = 1/M )  No strong evidence for evolution of collimation with age 1- Jet widths and Collimation scales Jets radio cm Masers H 2 O 10 AU Ray et al 1997

11 1- Flow velocities RW Aur [Fe II] 1.644 µm Pyo et al (2006) oAcceleration scale < 30 au oVpol, ∞ ~ 200-400 km/s  Few times x V *,break-up  Few times x Vkep (r=Rcor) Veq, * = 0.1 sqrt (G M * /R * ) ~ 10 km/s oIntrinsic flow/counterflow asymetries 200 au

12 1- Flow velocities DG Tau [Fe II] 1.644 µm oMulti-component flow ?  HVC versus LVC Pyo et al (2003) 200 au

13 1- Bilan énergétique oClasses II ( T Tauri) Lacc = G M * (dM/dt) /R *  Fw = (dMw/dt) Vw ~ 20-100 Lacc/c  Lw = ½ (dMw/dt) Vw 2 ~ 1-10 % Lacc oClasses 0, I Etude des flots moléculaires CO  Correlation de Fco avec Lbol sur plus de 5 ordres de grandeur: F jet ~ F CO = M CO V CO /t ~ 10-1000 Lbol/c Ljet ~ 0.5-50 % Lbol Avec Lbol ~ Lacc Pour plus de détails voir S.Cabrit, cours Aussois 2002 sur la Formation Stellaire

14 Plan 1- Propriétés des jets protostellaires 2- Un processus d’éjection magnéto-centrifuge  Mécanismes possibles d’éjection  Le principe de l’éjection magnéto-centrifuge  Les différentes origines possibles  Modèles et observations cf cours de Sylvie Cabrit Ecole JETSET Janvier 2006 Villard de Lans (en ligne http://www. 3- Indices de la présence de B dans les jets

15 2- Mécanismes possibles d’éjection o Pression de radiation  dMacc/dt > 3 x 10 -5 M  /yr (R/3R  ) (Ledd)  + faible efficacité: Fw = 1-10 Lbol/c oVent thermique  requière T > 10 6 K (Vesc ~ 100 km/s)  Prédit forte émission rayons X (de Campli 1981) dMw/dt < 2 x 10 -10 M  /yr  Lien avec le processus d’accrétion ? o Pression magnétique (ondes d’Alfven)  B + convection: excitation cohérente d’ondes d’Alfven (liée au processus d’accrétion)  Lw = 20 % Londes Londes ~ 5-50 % Lacc ! Cf cours de S. Cabrit école JETSET Villard de Lans Janvier 2006 (disponible site web LAOG)

16 2- Mécanismes possibles d’éjection o Accélération magnéto-centrifuge  Vent stellaire (Sauty et al., Tsinganos et al.) Veq = 0.9 Vesc, B * = 10 G Fw = 10-50 Lbol/c Vw < 100 km/s  X-wind (Shu et al.): Mej/Macc = 0.3  Disque d’accrétion : Solutions auto-similaires Ferreira et al., Casse et al. Très efficace! Lj ~ Lacc (R 0 ) (dMej/dt)/(dMacc/dt) ~ 1/ = (r 0 /r A ) 2 oInteraction disque-magnétosphère stellaire  Relaxation MHD due aux torsions de ligne de champ par rotation différentielle (non stationnaire)

17 2- Auto-collimation

18 2- Régions possibles d’éjection From Camenzind 1990 Magnétosphère Stellaire Interaction disque/magnétosphère B=1 kG B= 1 G B = 10 mG à z=30 au Vent de disque/Vent X

19 2- Origine du champ magnétique oAdvection du champ interstellaire? oChamp dynamo étoile? oEffet dynamo disque ? Pudritz 81, Brandenburg & Donner 97

20 2- Model Predictions: flow velocities Predictions from steady MHD wind models Ferreira, Dougados & Cabrit 2006 oStellar wind : requires T ~10 6 K at the base of wind Sauty et al., Tsinganos et al.  X-ray emission, Mwind ? oDisc wind/X-wind:  X-wind: r 0 = 0.07 au, =3 -6 narrow velocity range v p,   200-350 km/s. Origin of Velocities < 200 km/s ? dMej/dt = 0.3 dMacc/dt Shu et al  Disc winds: range in r 0 (0.07-0.1 au) produces a range in Vp. Moderate values required (3-20), ie warm solutions. dMej/dt ~ 1/ dMacc/dt Ferreira et al., Casse et al. Vpol  Vkep(r 0 ) x sqrt(2 -3) with ~ (r A /r 0 ) 2

21 2- Rotation signatures in T Tauri microjets Bacciotti et al. (2002) Transverse velocity shifts detected in 6 TTs microjets v φ ~ 10-15 km/s à z = 50 au et r = 20-30 au But in 2 cases (out of 4 investigated) disk rotation sense not in agreement (Cabrit et al 2006, Pety et al 2006) ! UPPER LIMITS ONLY ? HST/STIS (14 au x 50 km/s)

22 2- Rotation signatures in T Tauri microjets Anderson et al 2003, Ferreira et al (2006) Steady wind models: Disk wind Vp,   = V(r0, ) Stellar wind Vp,   = V(β, ) Observations well reproduced by steady disc wind models with = 3- 15 (warm solutions) and r 0 = 0.15-2 au but stellar winds CANNOT be excluded.

23 From models to virtual observations MHD Model V, ,B Thermal and Ionisation T,n H,xe Emissivity maps Synthetic maps Convolution Transfert + Projection

24 2- Prédictions des modèles oVents de disques auto-similaires avec = (r A /r 0 ) 2 ~ 10 reproduisent les echelles de collimation et tailles de jets observes.

25 Plan 1- Propriétés des jets protostellaires 2- Un processus d’éjection magnéto-centrifuge 3- Indices de la présence de B dans les jets  Polarisation circulaire émission radio cm  Polarisation émission sub-millimétrique  Alignement avec B grande échelle  Chocs magnétisés ?

26 3- Emission radio cm polarisée dans T Tau S oRay et al 1997 (Observations 6cm MERLIN): émission radio 6cm étendue autour de T Tau S, forte polarisation circulaire: émission gyro-synchrotron.  B a few G a une distance de la source de 10-20 AU ! oSmith et al 2003 (Observations VLBI): source non résolue compatible avec origine magnétosphère stellaire (B ~ 1.5-3 kG à 0.07 au).

27 3- Polarisation masers H 2 O oTaux de détection maser H 2 O chute rapidement avec l’âge (40 % Classe 0, 4 % Classe I) oOrigine: chocs denses (n H > 10 7 - 10 8 cm -3 ) à d= qqs 10 – qqs 100 au  interaction flot avec enveloppe/disque/nuage ? oPolarisation circulaire détectée indique B los = 15- 50 mG Mais régions de formation stellaire massives (d > 2 kpc) Sarma et al 2002

28 3- Alignement des jets avec B dans Taurus DISK / NO JET JET (+ disk) Ménard & Duchêne 2004

29 3- Alignement des Jets dans Taurus with outflow No outflow Full sample Classical T Tauri’s only! Ménard & Duchêne 2004

30 3- Sub-millimetric polarimetry oSub-mm polarimetric measurements of outflow sources  Elongated grains aligned by B  No strong evidence to date of alignement B/outflow axis  BUT Strong contamination by surrounding circumstellar environment (core/envelope) oEvidence for helicoidal field structure in HH 135-136 reported by Chrysostomou et al 2005 (PPV) from NIR imaging polarimetric imaging observations e.g. Davis et al 2000

31 3- Chocs magnétisés ? oRapports de raies à d > 1000 au compatibles avec chocs peu magnétises  Bφ  100  G (ISM) e.g. Hartigan et al 1994 oEtude des parties internes : raies IR proche de H 2 ?  e.g. Giannini et al 2004 oCompatibilité entre B faibles à gde distances et dominant à petites echelles ?  numerical simulation of velocity variable MHD disk wind by Hartigan et al. 2006 B  n 0.5 close to the disk, B  n farther out

32 Conclusion oLes propriétés des jets proto-stellaires suggèrent un processus d’accélération magnéto-centrifuge. oToutefois, pour l’instant pas de mesure DIRECTE de champ B dans les jets ! oLes vents de disques auto-similaires avec ~ 10 reproduisent: collimation, cinematique et efficacite d’ejection. o Prise en compte de la variabilite temporelle oPlusieurs composantes: vent stellaire, vent de disque, ejections de type coronal de l’interaction disque/etoile ?

33 2- The central engine ? Camenzind 90 Shu et al. 94, Shang et al. 02 Lovelace et al. 95,99 Fendt & Elstner 00 Blandford & Payne 82 Wardle & Königl 93 Ferreira & Pelletier 93,95 Casse & Ferreira 00a,b Casse & ferreira 04 Parker 58 Weber & Davis 67 Hartmann & McGregor 82 Lago 84 Sauty & Tsinganos 94,00 Stellar winds X-winds Disk winds

34 track extrapolated field lines intersecting the equator with effective gravity pointing inwards Modelling the accretion © Moira Jardine

35 Using SH assuming either: unconstrained SH potential field potential field + toroidal component  complex field  with order l > 6  toroidal component  likely, but not  certain yet unconstrained SH potential field potential field + toroidal component conventional zdi