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

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) 13CO(1-0) dans GM Aur (Koerner et al 1993, OVRO) montre pour la première fois de la rotation

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

GG Tau: les effets de marée

GG Tau: les effets de marée

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 l’émission continuum de quelques T Tauri, dont GM Aur GD 1998 déterminent les paramètres physiques du disque de DM Tau, grâce à 12CO(1-0) Dutrey et al 1998 appliquent la même méthode pour le 12CO(2-1) dans GM Aur, et montrent pour la première fois que continuum et CO proviennent du même disque

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

Qu’a-t-on appris ? Ils existent… Les plus brillants sont grands (800 AU) (DM Tau, GM Aur, GG Tau, LkCa 15, MWC 480), beaucoup plus grands que l’on ne pensait, sans relation entre taille et masse (du disque ou de l’étoile) 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 d’évolution 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)

Qu’a-t-on appris ? 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 l’étoile (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 12CO qu’en 13CO et C18O  photo-dissociation au bord du disque

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

Quelles surprises ? Un disque non Képlerien: AB Aur (Pietu & GD 2005) Structure spirale (continuum et molécules) V(r) = V0 (r/r0)-0.41+/-0.01 Mais non-autogravitant… Un disque très jeune ? Revoir modèle d’évolution stellaire…

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 l’excitation des molécules Rapport gaz / poussières Stratification ALMA … Et bien sur « voir » les (proto)-planètes ALMA

La Chimie Découvertes des molécules simples (HCO+, CN, HCN, C2H, H2CO, HNC (?) au 30-m par GD & Guélin 1997, dans DM Tau et GG Tau analyse des gradients d’abondance par Piétu & GD 2005 à partir d’images du PdBI problème complexe (chimie, excitation…)

Voir les (proto-)planètes