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 10 6 par cm cube 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 10 -7 masse solaire par an 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. [...] / 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 loses 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 10 6 cm 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 10 -7 solar mass per year 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. [...]

L'objectif principal de cette thèse est de proposer de nouveaux mécanismes de transport de solides dans les disques protoplanétaires afin de résoudre le problème de la dérive radiale des solides causée par la friction du gaz. En effet, malgré d'importants efforts théoriques et expérimentaux, il reste difficile à expliquer comment de petites particules de poussière submillimétriques forment des blocs kilométriques dans les conditions qui règnent au sein des disques protoplanétaires. Je montre que les mécanismes de transport proposés dans cette thèse sont en mesure de résoudre ce problème de dérive et j'étudie leurs effets sur la formation des premiers solides. Dans un premier temps, je considère les effets de la photophorèse et des jets magnétiques sur le mouvement radial des grains dans les disques protoplanétaires. Le premier est dû aux effets thermiques du rayonnement stellaire sur la surface des grains, tandis que le deuxième est provoqué par les lignes de champ magnétique stellaire qui traversent le disque. Les résultats sont obtenus en résolvant les équations du mouvement des particules de façon numérique. Le transport induit par ces mécanismes a d'importantes conséquences pour la composition des météorites qui sont discutées dans le contexte de la nébuleuse solaire. Dans un deuxième temps, j'étudie la formation de pièges à particules causés par la présence de plusieurs planètes dans le disque grâce à des simulations hydrodynamiques. Ces résultats incluent la croissance des grains et sont directement comparés aux travaux similaires considérant une seule planète dans le disque. Le cas de l'étoile HD 100546, pour lequel les observations récentes suggèrent la présence de deux planètes dans le disque, est examiné en détail. L'évolution du disque en considérant différentes tailles de grain est étudiée au moyen de simulations hydrodynamiques SPH. Les distributions de la poussière et du gaz dans le disque sont particulièrement révélatrices car elles permettent de mettre à l'épreuve les différents scenarios proposés par les observations. L'étude de ces mécanismes montre que, selon leur taille et leur composition, les grains s'accumulent à différentes distances radiales dans le disque. Ces processus empêchent donc l'accrétion des solides par l'étoile et résolvent ainsi le problème de la barrière de dérive radiale. Les futures observations avec des instruments tels que ALMA, SPHERE et MATISSE permettront de mieux contraindre l'efficacité de ces mécanismes dans les disques protoplanétaires / The main goal of this work is to study new transport mechanisms of solids in protoplanetary disks and its implications for the composition of the first solids. The motion of solids inside the disk leads to the so-called radial-drift barrier caused by the gas aerodynamic drag, which is a severe problem for planet formation theory. In this context, it is hard to explain how sub-mm grains reach planetesimal sizes during the disk lifespan. First of all, I study the effects of photophoresis on the dust grains illuminated by the stellar radiation and quantify the efficiency of radial transport as a function of the particle properties. Then, I study the ejection of particles from the inner regions of the disk via the so-called stellar fountain model. Due to the stellar magnetic field which threads the disk, solid particles enter a jet that sends them outwards up to a few astronomical units. Both processes, photophoresis and jets, have important implications for the composition of meteorites which are discussed within the Solar Nebula scenario. In the last chapter, I study dust dynamics in multi-planetary systems through SPH simulations. The formation of particle traps in a disk with two planets is treated in detail and compared to previous work considering a single planet. Then I consider the case of HD 100546, a star with a disk which might harbor two planets according to recent observations, and study the disk evolution in different scenarios. By considering different grains sizes it is then possible to establish a link with interferometric observations of the system. We consider models with different planetary masses and radial distances in order to better constrain these quantities. The study of these mechanisms reveals that, according to particle size and composition, grains can pile up at different radial distances in the disk. This prevents the accretion by the central star by stopping the radial drift of solids, which shows that these mechanisms are good candidates to solve the radial-drift barrier. Future observations using ALMA, SPHERE and MATISSE will provide insights into the efficiency of these transport processes in protoplanetary disks

科学研究費補助金 研究種目:一般研究(C) 課題番号:05833001 研究代表者:渡邊 誠一郎 研究期間:1993-1994年度