PAH dans les disques de poussières autour d’étoiles

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

2. hn CH3COOH 900 K temperature time 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)

3. 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?

4. PAH ionisés et petits (N~40) soit PAH neutres et gros (N~100) 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 F12.7/F11.3 < 1 et présence de la 3.3 µm

5. 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

6. 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

7.  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 + PAHs parameters Template : neutral – NC=100 Hydrogenation, evaporation, abs : factor 2

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

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

10. 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)

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

12. 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