Instantané d’un vent de disque magnétohydrodynamique tracé par des observations au maser à eau

- Publicité -

Une équipe internationale d’astronomes italiens et allemands, avec la contribution significative du chercheur MPIA Henrik Beuther, a pour la première fois tracé des flux de gaz émanant d’un disque d’accrétion directement vers un jet qui éjecte de la matière dans l’espace ouvert. L’étude dirigée par l’INAF confirme le scénario magnétohydrodynamique théoriquement expliqué des vents de disque émanant de disques d’accrétion autour d’objets astrophysiques tels que des trous noirs ou des étoiles nouvellement formées. Les flux de gaz du disque autour d’une étoile en formation vers le jet sont révélés en observant les émissions de maser à eau dans la nouvelle étude, publiée aujourd’hui dans Nature Astronomy.


Cette image montre le flux de gaz (point rouge central) d’une nouvelle étoile émanant d’un objet céleste étiqueté IRAS 21078+5211. L’image est une combinaison de données du télescope spatial Spitzer et du Two Micron All Sky Survey (2MASS). © Image : NASA/JPL-Caltech/2MASS/B. Whitney (SSI/Université du Wisconsin).


De nombreux objets astrophysiques, comme les trous noirs supermassifs, les étoiles et les planètes gazeuses géantes, sont entourés de disques d’accrétion et émettent de puissants jets lors de leur formation. Ces jets sont constitués de gaz ionisé focalisé le long de l’axe de rotation du disque. Le lien entre l’accrétion, le processus par lequel le gaz est dirigé vers les objets célestes, et l’éjection est essentiel à leur formation. Ils s’effondrent pendant le processus d’accumulation de gaz, entraînant des vitesses de rotation très élevées en raison de la conservation du moment cinétique. Les jets suppriment le moment cinétique de ces systèmes, provoquant une accrétion soutenue sur l’objet central.

Cette figure montre comment le positionnement du maser à eau permet de reconstruire le flux de gaz du disque d’accrétion autour d’IRAS 21078+5211 en un jet de gaz collimaté via un mécanisme de vent de disque magnétohydrodynamique. Les masers tracent à la fois un mouvement central en spirale et un flux de gaz plus large. © Image : L. Moscadelli et al. / André Oliva (Université de Tübingen) / MPIA.

Avec la nouvelle étude, des astronomes italiens et allemands ont observé pour la première fois des paquets de gaz le long de la trajectoire du flux de gaz du disque d’accrétion dans le jet. Les lignes de courant reconstruites sont cohérentes avec les prédictions d’un processus développé par les scientifiques il y a 40 ans : les vents de disque magnétohydrodynamiques. La magnétohydrodynamique décrit le mouvement du gaz ionisé, également appelé plasma, qui est influencé par un champ magnétique. Les vents de disque magnétohydrodynamiques sont le mécanisme putatif qui dévie une partie du flux d’accrétion et l’accélère le long de l’axe de rotation du disque tout en formant un jet collimaté bipolaire.

Luca Moscadelli et Alberto Sanna, tous deux de l’Institut national d’astrophysique (INAF) de Florence et Cagliari, Italie, Henrik Beuther de l’Institut Max Planck d’astronomie (MPIA), Heidelberg, André Oliva de l’Université de Tübingen et Rolf Kuiper de L’université de Duisburg-Essen, toutes trois en Allemagne, s’est penchée sur le cœur d’une étoile massive en formation. Chez les astronomes, il s’appelle IRAS 21078+5211. Grâce à l’interférométrie radio, ils ont observé une émission spécifique d’ondes radio d’une fréquence d’environ 22 GHz, soit une longueur d’onde de 1,4 centimètres.

Cette émission suggère l’existence de vapeur d’eau choquée, qui est observée dans les régions de formation d’étoiles sous la forme d’un maser naturel brillant – l’équivalent laser à micro-ondes. Comme les lasers, les masers sont des faisceaux de radiofréquence intenses et hautement focalisés. Les masers à eau tracent le mouvement du gaz, permettant à l’équipe d’observer immédiatement deux schémas de mouvement typiques d’un vent de disque magnétohydrodynamique : un mouvement hélicoïdal près de l’axe de rotation et un flux co-rotatif à de plus grandes distances.

Les astronomes ont utilisé le réseau mondial d’interférométrie à très longue base (VLBI) avec 26 radiotélescopes répartis en Europe, en Asie et aux États-Unis. Ces stations surveillent simultanément l’émission d’un maser à eau en direction de l’étoile naissante depuis 24 heures. Cette technique permet de simuler un télescope géant de diamètre comparable à celui de la Terre. Cela permet d’obtenir une résolution angulaire élevée équivalente à l’observation d’un objet de la taille d’un mètre sur la lune depuis la Terre. Cette propriété était importante pour étudier la distribution spatiale du maser à eau au voisinage de l’étoile naissante.

Diese Skizze veranschaulicht den Unterschied zwischen der Methode der Bestimmung des Geschwindigkeitsgradienten entlang der Sichtlinie (oberer Abschnitt) und der überlegenen Analyse der Positionen und Geschwindigkeiten von Wassermasern (unterer Abschnitt). Während die Sichtlinienmethode nur eine Überlagerung verschiedener Gasströme liefert, lassen sich mit Wassermasern einzelne Stromlinien von Gas unterscheiden.Ce croquis illustre la différence entre la méthode de détermination du gradient de vitesse le long de la ligne de visée (panneau supérieur) et l’analyse supérieure des positions et des vitesses du maser à eau (panneau inférieur). Alors que la méthode de la ligne de visée ne fournit qu’une superposition de divers flux de gaz, les masers à eau peuvent être utilisés pour distinguer les lignes de courant individuelles du gaz. © Image : L. Moscadelli et al. / André Oliva (Université de Tübingen) / MPIA.

Luca Moscadelli, l’auteur principal de la nouvelle étude, déclare : “Notre travail montre que l’interférométrie à très longue base des masers à eau proches des étoiles en formation peut être un outil efficace pour étudier la physique des vents de disque avec des détails sans précédent. Nous avons effectué de nouvelles observations d’émission de maser à eau en incorporant tous les télescopes disponibles dans le réseau VLBI pour simuler des interféromètres radio de nouvelle génération qui amélioreront les sensibilités actuelles de plus d’un ordre de grandeur.”

Jusqu’à présent, la meilleure preuve empirique des vents de disque magnétohydrodynamiques a été la détermination de ce que les astronomes appellent un gradient de vitesse perpendiculaire à l’axe du jet. Cependant, cette méthode est inférieure à la technique nouvellement appliquée car elle ne peut pas faire la distinction entre les trajets de gaz individuels. Au lieu de cela, tous les mouvements apparaissent superposés. Par conséquent, il ne fournit que des indices indirects et est sujet à des interprétations erronées et à des erreurs systématiques. Le tracé des lignes de courant typiques d’un vent de disque magnétohydrodynamique à travers les positions spatiales et les vitesses des masers, des paquets de gaz le long des trajets du courant, est une preuve beaucoup plus convaincante. “Bien que les scientifiques aient longtemps décrit les jets en théorie, avec ces données, nous pouvons observer et analyser en détail la distribution du gaz le long du champ magnétique pour la première fois”, explique Henrik Beuther du MPIA. “C’est formidable de voir à quel point la modélisation et l’observation fonctionnent ensemble”.

Source : Max Planck Institute of Astronomy.

Voir la publication

Luca Moscadelli, Alberto Sanna, Henrik Beuther, André Oliva, Rolf Kuiper, “Snapshot of a magnetohydrodynamic disk wind traced by water maser observations”, Nature Astronomy (2022), DOI: 10.1038/s41550-022-01754-4

Sur les mêmes sujets

-- Annonce --
Total
0
Share