L'eau (H2O) est une molécule essentielle à l'apparition de la vie. Elle est très abondante dans le milieu interstellaire et se forme tôt dans les nuages moléculaires où se produit la formation stellaire. En outre, la molécule se désexcite en émettant des photons ce qui a pour effet de refroidir le gaz chaud et d'accélérer l'effondrement gravitationnel du nuage.
Les changements physiques qui se produisent pendant les étapes de la formation stellaire, du coeur pré-stellaire au disque proto-planétaire, induisent une modification de la chimie.
Il est important de comprendre l'évolution de l'eau puisque les différents corps formés au sein du disque (astéroïdes, comètes et planètes) seraient composés des molécules présentes lors de leur formation. Pour ce faire, le fractionnement en deutérium est un outil idéal car sensible aux conditions physiques du milieu. Son étude, par la détermination des rapports isotopiques HDO/H2O et D2O/HDO, permet de contraindre les mécanismes de formation et d'évolution de l'eau.
L'objectif est donc de comprendre pourquoi ces rapports sont différents selon les proto-étoiles et comment ils évoluent entre la phase de Classe 0 et de Classe I.
Durant cette thèse, j'ai étudié la deutération de l'eau dans deux proto-étoiles de type solaire avec des observations interférométriques issues de deux instruments différents, ALMA et NOEMA.
Dans un premier temps, je me suis intéressée à la proto-étoile de Classe I L1551 IRS5 qui est aussi connue pour être similaire à un objet FUor. A partir d'observations NOEMA de deux raies de HDO et d'une raie de H2O-18, j'ai d'abord calculé les densités de colonne de ces deux isotopologues à l'aide d'un modèle 0D à l'équilibre thermodynamique local (ETL). J'ai ensuite vérifié les résultats avec le code hors-ETL RADEX. Dans les deux cas, le rapport des densités de colonne HDO/H2O est ~ 0.0015. Ces rapports sont semblables à celui d'une autre proto-étoile de Classe I (V883 Ori) et à ceux des proto-étoiles isolées de Classe 0 (BHR71-IRS1, L483 et B335). Cette étude de L1551 IRS5 a permis de montrer un héritage chimique entre les proto-étoiles de Classe 0 et celles de Classe I (Andreu et al. 2023).
Dans un second temps, j'ai étudié la proto-étoile binaire de Classe 0 IRAS 16293-2422. Cette source est une référence pour les proto-étoiles de Classe 0 tant pour sa distance proche que pour sa chimie extrêmement riche et son fort fractionnement en deutérium. J'ai réduit des observations ALMA de 9 transitions de HDO, 3 transitions de H2O-18 et 3 transitions de D2O vers les deux sources principales, A et B. J'ai réalisé des modèles à l'ETL pour ces transitions. L'objectif est d'obtenir les rapports de deutération de l'eau HDO/H2O et D2O/HDO dans chaque source et de les comparer aux autres résultats pour les proto-étoiles de faible masse. La cohérence des modélisations ETL par rapport aux observations est discutée. |
Water (H2O) is an essential molecule for the emergence of life. It is extremely abundant in the interstellar medium and forms early in molecular clouds where star formation takes place. Furthermore, the molecule loses energy by emitting photons leading to the cooling of hot gas and triggering the gravitational collapse of the cloud. Physical variations occurring during the stages of star formation, from the prestellar core to the protoplanetary disk, drive chemical changes. It is important to understand the evolution of water since the diverse bodies formed within the disk (asteroids, comets and planets) are composed of molecules present at the time of their formation.
To this end, deuterium fractionation is an ideal tool as it is sensitive to the physical conditions of the environment. Its study, through the determination of HDO/H2O and D2O/HDO isotopic ratios, therefore constrains the mechanisms of water formation and evolution.
The aim is to understand why these ratios differ from one protostar to another, and how they evolve between the Class 0 phase and the Class I.
In this thesis, I studied water deuteration in two solar-type protostars using interferometric observations from two different instruments, ALMA and NOEMA.
As a first step, I focused on the Class I protostar L1551 IRS5 which is also known to be a FUor-like object. Based on NOEMA observations of two HDO lines and one H2O-18 line, I first derived the column densities of these two isotopologues using a 0D model at local thermodynamic equilibrium (LTE). I then verified the results with the non-LTE code RADEX. In both cases, the column density ratio HDO/H2O is ~ 0.0015. Those ratios are similar to that of another Class I protostar (V883 Ori), and to those of isolated Class 0 protostars (BHR71-IRS1, L483 and B335). This study on L1551 IRS5 supports the assumption of chemical inheritance between Class 0 and Class I protostars (Andreu et al. 2023).
As a second step, I studied the binary Class 0 protostar IRAS 16293-2422. This source is a reference for Class 0 protostars for its close distance, its extremely rich chemistry and its high deuterium fractionation. I reduced ALMA observations of 9 HDO lines, 3 H2O-18 and 3 D2O lines toward the two main sources, A and B. I performed LTE models for these transitions. The aim was to obtain water deuteration ratios HDO/H2O and D2O/HDO in each source and compare them with other results for low-mass protostars. The consistency of the LTE modeling with the observations is discussed. |