PAH dans les disques de poussières autour d’étoiles Séminaire multi-échelle du 17 janvier 2006

Qui sont les PAHs (hydrocarbure aromatique polycycliques)? Molécules faites de cycle de benzène Structure planaire 2 processus de formation des PAHs: Fragmentation de grains carbonés de structure amorphe ou de charbons (Duley, 1988) Photodissociation des molécules C2H2 créées dans la matière éjéctée des étoiles riches en carbone -> radicaux qui peuvent réagir ensemble Processus d’excitation: Chauffage impulsionnel par le rayonnnement VUV des étoiles (Potentiel < 8 eV) Raie d’émission à 3.3,8.6, 11.3 et 12.7 µm (liaison C-H) et à 6.2, 7.7 µm (liaison C-C) time temperature 900 K CH3COOH hn

Détection de PAH dans les étoiles Herbig AeBe PAH sont détectés dans un grand nombre d’étoile PMS en proche et moyen IR Meeus et al. 2001: détection de PAH dans 7 sources/14 (ISO) Sloan et al 2005 L’intensité des raies n’est pas fonction de l’âge Emission résolue spatiallement : taille typique du disque Les PAH sont-ils sur la surface des disques?

Propriétés des PAHs dans les disques F7.9/ F11.3 augmente avec la taille des PAH (Draine et al. 2001) F7.9/ F11.3 augmente avec l’ionisation Rapport de raie F7.9/ F11.3 assez varié (de 7 à 25) Corrélation entre F12.7/F11.3 et F7.9/F11.3, → F12.7/F11.3 augmente avec l’ionisation. Sloan et al 2005 PAH ionisés et petits (N~40) soit PAH neutres et gros (N~100) F12.7/F11.3 < 1 et présence de la 3.3 µm

Modèle d’émission des PAH dans les disques (1/2) Deux types de géométrie de disque (Dullemond et al. 2001) Disque plat :pas de PAH Disque évasé: présence de PAH à la surface du disque PAH directement chauffés par rayons UV de l’étoile Disque en équilibre hydrostatique Gaz et poussière bien mélangés Photoévaporation: les PAH sont détruits proche de l’étoile Habart et al. 2004

Modèle d’émission des PAH dans les disques (2/2) ½ Icontinuum : R= 2-5 AU ½ IPAH : R=30 AU @ 3.3 m R=80 AU @ m PAH plus étendu que le continuum (dù aux différents processus d’excitation) PAH VSG BG Abondance 23% 10% 67% Absorption 39% 11% 50% Emission 27% 13% 60% ____ features ........ continuum

PAHs parameters +  Hydrogenation, evaporation, abs : factor 2 Template : neutral – NC=100  Positively charged 6-9 m stronger (2) 3.3 m disappears  Smaller size : NC=40 6.2-7.7 m weaker (2) 3.3 m stronger (2) Photoevaporated @ R<70 AU +  Hydrogenation, evaporation, abs : factor 2

Comparison with observations ______ Modeles + flared disks isolated/embedded stars (ISO) Dominate among detections well reproduced by flared disk models No (or weak) PAH emission detections in agreement with flat disk model predictions  no flared disks (ISO) Objects with high : 3.3 m intensities or upper limits well below the model predictions HaeBe stars , WL 16 (ground) Dissipation of the disk PAHs photoevaporation PAHs properties change in the inner disk region

Un exemple remarquable: HD97048 Etoile Ae âgée d’au moins 4 Myrs à 180 pc

Les PAH: nouveaux traceurs de la géométrie du disque Disque optiquement épais et évasé PAH tracent la surface du disque → nouveaux traceurs de la géométrie du disque → permettent de voir plus loin dans le disque h/sin(i)

Ce que nous apprennent les PAHs Première fois qu’on mesure H en fonction de R H ∞ R1.3

Perpectives PAH sont des nouveaux traceurs de la géométrie du disque: permettent de voir plus loin PAH neutres et gros (N ~100) dans les disques de poussières