L’ère des observations interférométriques mène à la nécessité d’une description de plus en plus précise de la structure physique et dynamique des régions de formation d’étoiles, des cœurs pré-stellaires aux disques proto-planétaires. L’émission du continuum de la poussière et des raies moléculaires peut être décrite grâce à plusieurs composantes physiques. Afin de comparer avec les observations, une modélisation de transfert radiatif précise et complexe de ces régions est nécessaire.
Dans ce but, j’ai développé au cours de ma thèse une application autonome appelée GASS (Generator of Astrophysical Sources Structures, Quénard et al., in prep.). Grâce à son interface, GASS permet de créer, manipuler et mélanger plusieurs composantes physiques différentes, telles que des sources sphériques, des disques et des outflows. Le code est divisé en différentes parties: l’interface, la génération de la grille, la création du modèle, ainsi que les options de post-traitement. Une analyse comparative entre la combinaison de GASS et LIME (un code non-LTE de transfert radiatif 3D, Brinch and Hogerheijde, 2010) et RATRAN (une contre-partie 1D, Hogerheijde and van der Tak, 2000) a été effectuée.
Dans cette thèse, j’ai utilisé GASS pour travailler sur différents cas astrophysiques et, parmi eux, j’ai étudié en détail l’émission de l’eau et de l’eau deutérée dans le cœur pré-stellaire L1544 et l’émission des ions dans la proto-étoile de faible masse IRAS16293-2422.
J’ai analysé l’émission de l’eau dans le cœur pré-stellaire L1544 (Quénard et al., 2016) en utilisant la combinaison de GASS et LIME. Contrairement aux études précédentes, ce nouveau travail donne un profil d’abondance de l’eau différent ainsi qu’une nouvelle estimation de l’opacité de la poussière dans le cœur. Sur la base de ce résultat, j’ai utilisé un code astrochimique gaz-grain pour reproduire le nouveau profil de l’abondance de l’eau. Le rapport HDO/H2O a été estimée à partir de cette modélisation chimique, ce qui a permis de prédire l’émission de la raie de HDO dans ce cœur. À partir de cette estimation, j’ai montré qu’il est impossible avec les instruments et les télescopes actuels (en considérant un temps d’observation réaliste) de détecter HDO dans les cœurs pré-stellaires.
Le deuxième travail que je l’ai réalisé vise à étudier l’émission des ions dans IRAS16293-2422 (Quénard et al., submitted) en utilisant également GASS et LIME. Je me suis concentré sur HCO+ et N2H+, ainsi que leurs isotopologues (fractionnés et deutérés) car ce sont les ions les plus abondants dans cette source, et considérant le fait que beaucoup de données observationelles en provenance des différents relevés spectraux sont disponibles. L’émission de HCO+ résulte principalement d’un jeune outflow, mais également de l’enveloppe tandis que l’émission de N2H+ provient seulement de cette dernière. Le code astrochimique gaz-grain Nautilus a été utilisée pour prédire le profil d’abondance de ces deux ions dans l’enveloppe et un taux d’ionisation cosmique élevé (>5x10^(17}s^{-1}) est nécessaire pour reproduire correctement l’émission des raies. Un nuage en avant-plan est également nécessaire pour reproduire correctement l’absorption et/ou l’émission de certaines transitions. |
The era of interferometric observations leads to the need of a more and more precise description of physical structure and dynamics of star-forming regions, from pre-stellar cores to proto-planetary disks. The molecular and dust continuum emission can be described with multiple physical com- ponents. To compare with the observations, a precise and complex radiative transfer modelling of these regions is required.
I have developed during my thesis a standalone application called GASS (Generator of Astrophysical Sources Structures, Quénard et al., in prep.) for this purpose. Thanks to its interface, GASS allows to create, manipulate, and mix several different physical components such as spherical sources, disks, and outflows. The code is divided into different parts: the interface, the grid generation, the model creation, and the post-treatment options. A benchmarking between the combination of GASS and LIME (a 3D non-LTE radiative transfer code, Brinch and Hogerheijde, 2010) and RATRAN (a 1D counter-part, Hogerheijde and van der Tak, 2000) has been performed.
In this thesis, I have used GASS to work on different astrophysical cases and, among them, I studied in details the water and deuterated water emission in the pre-stellar core L1544 and the emission of ions in the low-mass proto-star IRAS16293-2422.
I have analysed the water emission in the pre-stellar core L1544 (Quénard et al., 2016) using the combination of GASS and LIME. Unlike previous studies, this new work gives a different water abundance profile as well as a new dust opacity estimation in the core. Based on this result, I have used an astrochemical gas-grain code to reproduce the new water abundance profile. The HDO/H2O ratio has also been estimated from this chemical modelling, allowing to predict the line emission of HDO in this core. From this estimate, I have shown that it is not possible with current instruments and telescopes (considering a realistic observing time) to detect HDO in pre-stellar cores.
The second work I have carried out aims at studying the emission of ions in IRAS16293-2422 (Quénard et al., submitted) also using GASS and LIME. I have been focused on HCO+, N2H+, and their (fractionated and deuterated) isotopologues since they are the most abundant ions in this source, and considering that a lot of observational data are available from the spectral surveys. The HCO+ emission arise mainly from a young outflow but also from the envelope whereas the N2H+ emission is only resulting from the latter. The Nautilus gas-grain chemical code has been employed to predict the abundance profile of these two ions in the envelope and a high cosmic ionisation rate (>5x10^(17}s^{-1}) is needed to reproduce correctly the line emission. A foreground cloud is also required to correctly reproduce the absorption and/or emission of some transitions. |