Astronomy and Astrophysics – Astrophysics
Scientific paper
Jul 2000
adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-data_query?bibcode=2000phdt.........9d&link_type=abstract
PhD Thesis, Laboratoire d'Astrophysique de l'Observatoire de Grenoble, duchene@astro.ucla.edu
Astronomy and Astrophysics
Astrophysics
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Scientific paper
La fréquence élevée des systèmes binaires, tant parmi les étoiles de la séquence principale que dans les régions de formation stellaire, a été largement mise en évidence au cours des dix dernières années. Cette constatation soulève naturellement la question de la nature du processus responsable de la formation préférentielle de ces systèmes multiples. Par ailleurs, les phénomènes d'interaction entre un compagnon et l'environnement complexe d'une étoile T Tauri sont encore trèsmal compris. C'est dans ce cadre que se place le travail conduit durant cette thèse, dont les principaux objectifs sont: i) la détermination de la fraction de binaires dans différentes populations pré-séquence principale, ii) l'étude quantitative du phénomène d'accrétion dans les systèmes binaires T Tauri, et iii) l'observation directe et la modélisation de disques circumstellaires et circumbinaires. Dans le cadre d'une recherche de binaires visuelles à l'aide du système d'optique adaptative du Télescope Canada-France-Hawaii, j'ai pris part à l'observation de plusieurs centaines d'objets situés dans différents amas stellaires jeunes. Je détaille ici l'analyse et les résultats concernant deux amas âgés de moins de deux millions d'années. Lorsqu'on considère l'ensemble des populations étudiées jusqu'à présent, on constate que la proportion de binaires visuelles parmi les étoiles de type solaire est la même dans les amas stellaires que sur la séquence principale. De plus, cette propriété ne dépend pas de l'âge de l'amas, ce qui implique que la fraction de binaires n'évolue pas après le premier million d'années dans ces amas. A l'opposé, les zones de formation peu denses, qui sont toutes très jeunes, possèdent une proportion de binaires sensiblement plus élevée. Les modèles les plus à même de reproduire ces observations sont ceux selon lesquels la fraction de binaires qui résulte de l'effondrement gravitationnel est proche de 100%. Dans les amas les plus denses, cette fraction peut ensuite être rapidement réduite du fait des nombreuses interactions gravitationnelles destructrices entre systèmes proches. D'autres interprétations restent toutefois envisageables. Je m'intéresse ensuite au phénomène d'accrétion dans les binaires T Tauri par la spectroscopie visible des composantes de ces systèmes. Cette approche révèle que le phénomène d'accrétion perdure aussi longtemps sur les deux composantes d'une même binaire. De plus, la comparaison des luminosités émises dans la raie H? montre que le primaire présente généralement le taux d'accrétion le plus élevé. Une interprétation possible de ces observations est que ces binaires possèdent des réservoirs circumbinaires de matière, probablement sous la forme d'une vaste enveloppe, qui alimentent simultanément les deux disques circumstellaires. Enfin, je présente des images à haute résolution angulaire des disques circumbinaires de GG Tau et UY Aur et des disques circumstellaires de HK Tau B et HV Tau C. Ces observations, obtenues dans le visible, le proche infrarouge et le domaine radio, permettent une description fine de l'environnement de ces binaires. Je détaille également l'analyse de cartes de polarisation des deux disques circumbinaires obtenues à 1 micron. Afin de déterminer les propriétés géométriques de ces disques et celles des grains de poussière qui s'y trouvent, j'ai entrepris une modélisation de la diffusion multiple de la lumière en utilisant une approche Monte-Carlo. Cette étude indique que l'anneau circumbinaire de GG Tau est géométriquement épais (avec un rapport d'aspect h/r~0.18), qu'il comporte des grains de poussière très petits (<1 micron) et que la masse totale de poussière dans l'anneau est au moins 10-3 masses solaires. L'environnement de UY Aur apparaît beaucoup plus complexe que celui de GG Tau: le disque circumbinaire, dont l'inclinaison est ré-évaluée à environ 60 degrés, coexiste avec un filament situé à proximité mais distinct, et plusieurs "branches" semblent se détacher du disque principal, dont une s'approche des étoiles centrales. Le modèle de diffusion reproduit les observations à condition que la masse de poussière dans le disque circumbinaire soit au moins 10-3 masses solaires, afin de rendre compte de la non-détection de la face arrière du disque de 6000 Å à 2 microns.
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