V 960 Monocerotis : instabilités gravitationnelles du disque

Après un très long voyage interstellaire, imaginons que nous arrivons devant l’étoile V 960 Monocerotis et son énorme disque protoplanétaire, composé d’immenses bras spiraux de plusieurs centaines d’unités astronomiques. Le spectacle nous laisse sans voix !

La luminosité de V960 Mon a continuellement décru après le sursaut détecté en novembre 2014. Des observations spectroscopiques de V960 Mon durant la phase précoce du sursaut ont démontré les caractéristiques typiques des Fuors.

Le télescope Nayuta de l’Observatoire Astronomique Nishi-Harima a été utilisé pour le suivi. Des spectres de V960 Mon ont été collectés durant 53 nuits entre le 27 janvier 2015 et le 31 janvier 2017. La profondeur de pic des raies du Fe I et du Ca I s’est intensifiée.

Philipp Weber : Spirales et amas dans V960 Mon : Signes de formation de planètes par instabilité gravitationnelle autour d’une étoile FU Ori :

[La formation des planètes géantes est traditionnellement divisée en deux étapes : l’accrétion du noyau et l’instabilité gravitationnelle.]

[Dans cette étude, nous présentons les observations de SPERE/IRDIS du VLT en lumière polarisée du jeune objet éruptif V960 Mon. L’image révèle, à travers la lumière diffusée, une vaste structure de forme complexe avec plusieurs bras spiraux.]

Découvrons sur l’œuvre les immenses bras spiraux en coloris ocre et roux, ils partent de l’étoile centrale et s’étendent sur des centaines d’unités astronomiques.

[Dans ces données, nous découvrons plusieurs amas et nous interprétons leur émission localisée comme des fragments formés à partir de bras spiraux, par effondrements gravitationnels. En suggérant que la masse des solides à l’intérieur de ces amas est de plusieurs masses terrestres, nous estimons que cette observation est la première preuve d’une instabilité gravitationnelle se produisant à l’échelle planétaire.]

Sur l’œuvre, les instabilités gravitationnelles, notées « Gravitational Instability » sont symbolisées par de petits grains de poussière qui tournoient et s’effondrent pour donner naissance à une planète.

1. Introduction :

[Les mécanismes physiques sous-jacents qui conduisent à la formation de planètes géantes gazeuses par instabilité gravitationnelle dans les disques circumstellaires peuvent également être responsables des évènements d’accrétion épisodiques observés dans les jeunes objets stellaires
(Armitage et al. 2001 ; Fischer et al. 2022). Selon ce modèle, les proto-étoiles subissent des phases d’accrétion intermittentes et transitoire, mais très efficaces, connues sous le nom « d’évènements FUor ». Ces évènements sont caractérisés par une augmentation importante de luminosité se produisant sur des échelles de temps annuelles. Les objets FUor constituent un excellent laboratoire pour l’étude de la formation des planètes, car l’augmentation soudaine de la luminosité de la source centrale éclaire et chauffe le milieu environnant. V960 Mon est un bel exemple d’objet FUor (Conneley et Reipurth 2018 ; Cruz-Saeng de Miera et al. 2023) qui se trouve dans un état éruptif depuis 2014 (Machara et al. 2014).]

3. Resultats :

[Grâce à l’instrument SPERE/IRDIS, l’image montre une vaste structure de lumière diffusée en forme de S, s’étendant le long d’un axe nord-sud. Les parties nord et sud sont constituées d’au moins deux bras spiraux adjacents chacune.]

[Nous confirmons la présence d’un compagnon stellaire proche au sud-est du coronographe. Nous avons mesuré que le compagnon se trouve à une distance de 237 mas (milliarcs/seconde) et à un PA de 136,7° par rapport à la primaire.]

Sur l’œuvre imaginons que nous traversons l’immense disque circumstellaire : la forme en « S » apparaît clairement dans l’axe nord-sud et nous découvrons le compagnon stellaire à gauche sous l’étoile.

[La détection du compagnon implique la présence de petits grains de poussière dans son voisinage immédiat ou indique une diffusion importante le long de la ligne de vue.][Les contours des structures observées révèlent de façon remarquable de multiples fragments répartis dans l’espace.] …[Ces amas coïncident à peu près avec la structure méridionale en spirale observée en lumière diffusée.]…[Un alignement parfait n’est pas attendu car l’image en lumière diffusée montre la surface éclairée des structures, tandis que les images en continuum d’ALMA retracent l’émission de la poussière dans les amas froids et denses, vraisemblablement optiquement denses en proche infrarouge (NIR).]..[En émission continue à 1.3 mm, nous pouvons estimer la masse des amas à partir d’une température et d’une opacité de la poussière données. En considérant une opacité typique de 2.3 cm² g-1 (Beckwith et al. 1990) et une température de 50K, les amas correspondent à des masses de matériau solide allant de 3 à 10 masses planétaires, ce qui correspond à une masse de gaz de 1 à 3 masses/Jupiter, en supposant un rapport de masse gaz/poussière de 100. Il est toutefois important de noter que l’opacité et la température peuvent s’écarter considérablement de ces valeurs, en fonction des propriétés des poussières et de la thermodynamique locale. En outre, la valeur du rapport gaz/poussière peut être nettement inférieure là où la poussière s’accumule.] …

[Les masses déduites des amas pourraient être encore plus petites. Par conséquent, nous soutenons que l’émission en continuum indique effectivement l’accumulation se produisant vraisemblablement à des échelles de formation planétaire.]

Sur l’œuvre sont représentés en bas du disque, dans la partie sud en coloris orangé et ocre, les amas de poussière et la formation de planètes, noté « dust clumps, planet formation ». En remontant sur la droite du disque apparaissent d’autres amas où les grains de poussière tourbillonnent et s’accumulent pour former des planètes. Toujours en remontant sur la droite du disque et dans la partie sombre, on aperçoit à nouveau ces instabilités gravitationnelles, notées « Gravitational Instability » qui conduisent à des accumulations de poussière et à la formation de planètes. On retrouve également ces instabilités gravitationnelles en haut du disque, dans la partie nord, avec la formation de planètes en coloris ocre sur fond marron.

4.2 La fragmentation gravitationnelle :

Les scénarios de formation d’amas demeurent incertains. [Jusqu’à présent, la rotation Képlérienne n’a été détectée que dans l’optique et le proche infrarouge (Park et al. 2020), où les profils des raies moléculaires indiquent le matériau plus proche de l’étoile. Nous supposons que les spirales sont situées entre l’enveloppe interne et le disque externe, en référence aux équations de disque, sous réserve.
A notre connaissance, le seul processus pouvant expliquer la fragmentation d’un bras spiral en amas est l’instabilité gravitationnelle.]
[Lors d’une instabilité gravitationnelle, un disque doit générer des bras spiraux à grande échelle (Zhu et al. 2012) ressemblant étrangement à ceux observés en lumière diffusée autour de V960 Mon. Ces spirales doivent engendrer des ondes de choc dans l’ensemble du disque et régulent, voire empêchent, la poursuite de l’effondrement gravitationnel. Le sort final de l’effondrement gravitationnel dépend de l’efficacité du matériau à rayonner son énergie thermique, directement liée à l’échelle de temps de refroidissement (Grammie 2001 ; Rafikov 2005).
Les travaux théoriques et numériques ont prédit que si le refroidissement est suffisamment efficace, la fragmentation d’un bras spiral peut représenter la deuxième étape d’un processus d’instabilité gravitationnelle en deux temps. Elle se caractérise par un critère d’instabilité établi de Q<0.6 dans le bras spiral.]

4.3 Le destin des amas :

[La détection d’amas dans les observations d’ALMA de V960 Mon marque une étape importante en fournissant la première preuve concrète de la fragmentation d’un bras spiral. Cette découverte indique l’implication de l’instabilité gravitationnelle dans la formation des amas de masse planétaire et dans les processus d’évolution qui se produisent dans les disques protoplanétaires, au moins dans certains cas.
Qu’adviendra-t-il de ces amas à long terme ? De nombreuses études ont examiné le devenir des fragments provenant de l’instabilité gravitationnelle (Kratter et Lodato 2016.]
Une possibilité est que les amas se désintègrent peu de temps après leur formation. Cela peut être dû à des interactions avec d’autres amas, à des rencontres rapides avec des structures en spirale ou à un refroidissement insuffisant associé à la destruction des forces de marée.
De plus, Vorobyov and Basu (2015) ont découvert que les interactions entre amas peuvent conduire à une accrétion rapide sur l’étoile centrale, provoquant ainsi un sursaut lumineux par accrétion. Par voie de conséquence, un amas secondaire peut être éjecté dans le milieu interstellaire. Ces amas éjectés pourraient être les précurseurs de planètes errantes (Sumi et al. 2011) ou de naines brunes (Basu et Volobyov 2012).] …
Morobyov et Basu (2015) : La migration lente conduit à la formation d’un compagnon massif ouvrant une brèche, alors que la migration rapide conduit à la destruction par force de marée.
Nayakshin (2010) a démontré que dans le scénario de destruction par effet de marée, les composants externes, plus volatils des amas sont éliminés séquentiellement et peuvent finalement laisser un noyau solide dans la région interne (un processus appelé « tidal downsizing »).
Enfin l’intérêt pour la formation des noyaux planétaires par instabilité gravitationnelle a été ravivé par l’inclusion de matériaux solides dans le processus d’instabilité gravitationnelle (Baehr et al. 2022) : les surdensités peuvent s’effondrer et survivre pour donner naissance à des embryons planétaires.
Cela permet de réduire considérablement la durée de formation des planètes et offre une explication prometteuse à la détection de signes planétaires dans les disques extérieurs de systèmes même très jeunes (Baehr 2023).

4.4 FUor Event :
On s’attend depuis longtemps à ce que les objets FUor soient des candidats prometteurs pour la détection d’indications d’IG dans leur disque environnant.t
Vorobyov and Basu (2005) ont également établi que les amas spiralant vers l’intérieur et résultant de l’IG peuvent conduire à des épisodes d’accrétion intense, à l’image du comportement observé des objets FUor.

5. Conclusions et Implications :