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Interférométrie millimétrique et Disques Proto-Planétaires A.Dutrey & S.Guilloteau (ci après DG ou GD) et dautres collègues dont tout particulièrement.

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1 Interférométrie millimétrique et Disques Proto-Planétaires A.Dutrey & S.Guilloteau (ci après DG ou GD) et dautres collègues dont tout particulièrement M.Simon, E.Dartois, V.Piétu

2 Les Disques Existent – ils ? Pas de résultat concluant en lumière diffusée avant 1996 HL Tau (Sargent & Beckwith, 1990, OVRO): pas convaincant (rotation pas claire, continuum non résolu) Simon & Guilloteau résolvent le continuum de GG Tau (1992, IRAM-PdBI) 13 CO(1-0) dans GM Aur (Koerner et al 1993, OVRO) montre pour la première fois de la rotation

3 GG Tau DG & Simon 1994 résolvent le continuum et démontrent la rotation Képlerienne du disque Première évidence flagrante dun disque Keplerien, mais circumbinaire Roddier et al 1996 détectent le disque en lumière diffusée GD & Simon 1999 affinent les mesures initiales de DGS94

4 GG Tau: les effets de marée

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6 Les « vrais » protoplanétaires Détection, avec le 30-m, de la signature caractéristique de rotation (double pic) autour de DM Tau (GD 1994) Dutrey et al 1996 résolvent lémission continuum de quelques T Tauri, dont GM Aur GD 1998 déterminent les paramètres physiques du disque de DM Tau, grâce à 12 CO(1-0) Dutrey et al 1998 appliquent la même méthode pour le 12 CO(2-1) dans GM Aur, et montrent pour la première fois que continuum et CO proviennent du même disque

7 a Modèle de disque proto-planétaire en rotation Keplérienne Observations de DM Tau (en haut) Modèle (au milieu) Résidus (en bas) GD 1998

8 Ils existent… Les plus brillants sont grands (800 AU) (DM Tau, GM Aur, GG Tau, LkCa 15, MWC 480), beaucoup plus grands que lon ne pensait, sans relation entre taille et masse (du disque ou de létoile) Mais il en existe des petits (BP Tau, DG & Simon 2003) On a pu mesurer les masses stellaires (Simon & DG 2000) contraignant ainsi les modèles dévolution pre-séquence principale Les effets de marée sont parfois importants, et en bon accord avec les modèles Pas de disque (détectable) autour des wTTs (Duvert et al 2000) Qua-t-on appris ?

9 Il existe un gradient de température radial (DG 1998) mais aussi « vertical » (Dartois & DG 2003) mesuré en comparant les isotopes de CO. Il est en bon accord avec les modèles de chauffage par létoile (Piétu & DG 2005) Le CO est sous-abondant –Typiquement 10 fois moins que dans le Taureau –Parfois considérablement moins, e.g. BP Tau > 160 –Mais pas dans les HAeBe (Piétu & DG 2005) – condensation sur les grains Les disques sont plus grands en 12 CO quen 13 CO et C 18 O – photo-dissociation au bord du disque Qua-t-on appris ?

10 Que fallait-il ? Haute résolution angulaire (0.5 – 2) –Un interféromètre Pour la cinématique, une bonne résolution spectrale observer des molécules Une sensibilité suffisante –Le Plateau de Bure des méthodes intelligentes Et un peu de chance

11 Quelles surprises ? Un disque non Képlerien: AB Aur (Pietu & GD 2005) –Structure spirale (continuum et molécules) –V(r) = V 0 (r/r 0 ) /-0.01 –Mais non-autogravitant… Un disque très jeune ? Revoir modèle dévolution stellaire…

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14 Que reste-t-il à faire ? Les autres molécules que CO: comprendre la chimie Mesurer la masse des disques: –La distribution du continuum (loi de densité surfacique) est très mal connue. Modèle « cœur – disque diffus » (GD et al 2005) Plus haute résolution angulaire souhaitée –Les propriétés des poussières sont mal connues β en fonction du rayon –Contraintes provenant de lexcitation des molécules Rapport gaz / poussières –Stratification ALMA … Et bien sur « voir » les (proto)-planètes –ALMA

15 Découvertes des molécules simples (HCO +, CN, HCN, C 2 H, H 2 CO, HNC (?) au 30-m par GD & Guélin 1997, dans DM Tau et GG Tau analyse des gradients dabondance par Piétu & GD 2005 à partir dimages du PdBI problème complexe (chimie, excitation…) La Chimie

16 Voir les (proto-)planètes


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