Les disques protoplanétaires entourant les jeunes étoiles sont les embryons des systèmes planétaires. A différentes phases de leur évolution, ils peuvent subir d’importantes pertes de masse par photoévaporation : des photons énergétiques, issus de l’étoile centrale ou d’une étoile voisine, chauffe le disque qui perd en masse sous l’échappement des particules. Cependant, ce mécanisme et la physique sous-jacente n’ont que peu été contraints par les observations. Les objectifs de cette thèse sont d’étudier la photoévaporation dans le cas particulier où elle est due à des photons FUV, d’identifier les principaux paramètres physiques (densité, température) et processus (chauffage et refroidissement) impliqués, et d’estimer son impact sur l’évolution dynamique des disques. L’étude repose sur le couplage observations – modélisations des disques photoévaporés par les photons UV en provenance d’étoiles massives proches. Ces objets, appelés ”proplyds”, ont leur disque entouré d’une large enveloppe nourrie des flots de photoévaporation.
A l’aide d’un modèle 1D d’une région de photodissociation, j’ai développé un modèle pour l’émission dans l’infrarouge lointain des proplyds. Ce modèle a été utilisé pour interpréter les observations, issues principalement de Herschel, pour quatre proplyds. Il apparait que les conditions physiques en surface de leur disque sont similaires: une densité de l’ordre de 1e6 cm−3 et une température d’environ 1000 K. Cette température est maintenue par un équilibre dynamique : si la surface se refroidit, la perte de masse diminue et l’enveloppe se réduit. L’atténuation UV produite par l’enveloppe diminue alors et le disque, recevant plus de photons UV, chauffe. La majorité du disque peut s’échapper sous forme de flots de photoévaporation avec des taux de perte de masse de quelques 1e-7 M⊙ yr−1 ou plus, en accord avec les observations précédentes des traceurs du gaz ionisé.
A la suite de ce travail, j’ai développé un modèle hydrodynamique 1D pour étudier l’évolution dynamique d’un disque en photoévaporation par un champ de rayonnement externe. Le code inclut l’évolution visqueuse due à la turbulence et des prescriptions pour différents types de photoévaporation, incluant la prescription dans le cas défini par les observations et modèles décrits précédemment. Dans ce cas, deux régions du disque évoluent différemment. L’évolution dynamique du disque externe, où les flots de photoévaporation se développent, est dominée par la photoévaporation. Le disque externe se dissipe dans un temps de 1e5 ans, laissant un disque tronqué. Le disque interne, où la gravitation retient les flots, est aussi impacté en raison d’un transfert de masse vers le disque externe en photoévaporation, mais l’accroissement de la perte de masse est faible. Le disque interne, dont l’évolution est dominée par la viscosité, peut survivre quelques 1e6 ans. Finalement, j’ai effectué une étude statistique en utilisant ce modèle et montré qu’il était capable de reproduire des observations d’un grand échantillon de disques dans Orion où la photoévaporation externe est supposée modifier la fonction de masse des disques.
D’après mes résultats, la photoévaporation externe est très efficace dans le disque externe. A moins que des planètes puissent se former en moins de 1e5 ans, leur formation semble difficile ici. Le disque interne est un environnement beaucoup plus favorable. Les modèles de synthèse de populations planétaires, étudiant les impacts à l’échelle d’une grande population, sont une perspective prometteuse de ce travail car ils peuvent offrir la possibilité d’étudier l’évolution de systèmes planétaires en formation et irradiés par les étoiles massives voisines. Dans le futur proche, l’arrivée du James Webb Space Telescope et sa haute résolution spatiale dans l’infrarouge, en synergy avec ALMA dans le submillimétrique, vont permettre de sonder plus directement les propriétés des flots de photoévaporation et d’avoir une vision locale de ses effets. |
Protoplanetary disks are found around young stars, and represent the embryonic stage of planetary systems. At different phases of their evolution, disks may undergo substantial mass-loss by photoevaporation: energetic photons from the central or a nearby star heat the disk, hence particles can escape the gravitational potential and the disk looses mass. However, this mechanism, and the underlying physics regulating photoevaporation, have not been well constrained by observations so far. The aims of this thesis are to study photoevaporation, in the specific case when it is driven by far-UV photons, to identify the main physical parameters (density, temperature) and processes (gas heating and cooling mechanisms) that are involved, and to estimate its impact on the disk dynamical evolution. The study relies on coupling observations and models of disks being photoevaporated by UV photons coming from neighbouring massive star(s). Those objects, also known as ”proplyds”, appear as disks surrounded by a large cometary shaped envelope fed by the photoevaporation flows.
Using a 1D code of the photodissociation region, I developed a model for the far-IR emission of proplyds. This model was used to interpret observations, mainly obtained with the Herschel Space Observatory, of four proplyds. We found similar physical conditions at their disk surface: a density of the order of 1e6 cm−3 and a temperature about 1000 K. We found that this temperature is maintained by a dynamical equilibrium: if the disk surface cools, its mass-loss rate declines and the surrounding envelope is reduced. Consequently, the attenuation of the UV radiation field by the envelope decreases and the disk surface, receiving more UV photons, heats up. Most of the disk is thus able to escape through photoevaporation flows leading to mass-loss rates of the order of 1e-7 M⊙ yr−1 or more, in good agreement with earlier spectroscopic observations of ionised gas tracers.
Following this work, I developed a 1D hydrodynamical code to study the dynamical evolution of an externally illuminated protoplanetary disk. This code includes the viscous evolution driven by turbulence and prescriptions of different photoevaporation mechanisms, including a prescription for external photoevaporation based on the observational results and models discussed above. I found that, in this case, two regions of the disk evolve differently. The dynamical evolution of the outer disk, where escape flows can develop, is dominated by the photoevaporation. The outer disk is found to be dissipated within 1e5 years, leaving the disk truncated. The inner disk, where the gravitational field avoid photoevaporation flows, is also impacted due to a mass transfer in the outer disk that is photoevaporated, but the enhancement of mass loss is not significant. The dynamical evolution of the inner disk is rather dominated by viscosity and it may survive a few 1e6 years. Finally, I conducted a statistical analysis using this model, and showed that it is able to reproduce observations of a large sample of disks in Orion where external photoevaporation is believe to modify the disk mass function.
According to my results, external photoevaporation is very efficient in the outer disk, hence, unless planets can form in less than 1e5 years, it is unlikely that they can form there. The inner disk may be a more favorable environment since it may survive several 1e6 years. Planetary population synthesis models, that study impacts at the scale of a large population, are a promising perspective of this work since they offer the possibility to study the evolution of forming planetary systems irradiated by nearby massive stars. In the near future, the arrival of the James Webb Space Telescope and its high spatial resolution in the infrared, in synergy with ALMA in the submillimeter range, will permit to probe the properties of the photoevaporation flows more directly and to get a local view of its effects. |