Observation and modelling of disks about young stars with ALMA : implication for planetary formation
Observation et modélisation des disques de gaz et de poussières autour des étoiles jeunes avec ALMA : implication pour la formation planétaire
Résumé
The star formation process usually proceeds with protoplanetary disks. These disks contain a mixture of gas, accounting for 99 % of the disk mass, and of solid particles called dust grains (1 % of the disk mass). These grains, initially at sub-micro metric sizes, gradually coagulate, grow, and potentially allow for the formation of planets about the star.The study of the dust and molecular composition of young disks is fundamental to constraint the physical and chemical initial conditions of planetary formation and the origins of the chemical composition of the planetary cores.The goal of this thesis was to build state-of-the-art models of typical young disks consisting of gas and of a population of grains of multiple sizes, then, in a new approach, to test with the use of numerical simulations the implication of the size and temperature distributions on the chemical evolution of disks.To achieve this, we have coupled the 3D Monte-Carlo radiative transfer code POLARIS to the time-dependent gas-grain code NAUTILUS. The radiative transfer code allowed us to finely compute the grain temperature as a function of the size and location as well as the UV flux within the disk. The gas-grain code was able to simulate the evolution of the chemical abundances in our disk models. Moreover, the computation of the UV flux by POLARIS coupled to a set of molecular cross-sections extracted from a comprehensive database allowed us to compute as a function of the frequency the rates of molecular photoabsorption, photodissociation, and photoionization.
La formation des étoiles s’accompagne généralement de la formation d'undisque où peuvent se former les planètes. Ces disques protoplanétaires contiennent un mélange de 99 % de gaz et de 1 % de particules solides appelées grains de poussière. Initialement de taille sub-micrométrique, ces grains vont progressivement s’agglomérer, grossir, et potentiellement permettre la formation de planètes autour de l’étoile.L’étude de la composition en molécules et en grains des disques jeunes est fondamentale pour contraindre les conditions physico-chimiques initiales de la formation planétaire et l’origine de la composition chimique des planètes.L’objectif de la thèse a été de construire des modèles sophistiqués de disques jeunes typiques constitués de gaz et d’une population de grains de différentes tailles puis, de manière inédite, de tester par simulations numériques l’implication de cette distribution en taille et en température sur l’évolution chimique.Pour ce faire, nous avons couplé le code de transfert radiatif 3D Monte-Carlo POLARIS au code de simulation gaz-grain dépendant du temps NAUTILUS. Le code de transfert radiatif nous a permis de calculer finement la température des grains en fonction de leur taille et de leur position ainsi que le flux UV au sein du disque. Le code gaz-grain, quant à lui, a ensuite pu simuler l’évolution des abondances chimiques dans nos modèles de disques. De plus, le calcul du flux UV effectué par POLARIS couplé à l’utilisation de section efficaces moléculaires provenant de bases de données a permis le calcul en fonction de la fréquence des taux de photoabsorption, de photodissociation et de photoionisation des molécules.
Origine : Version validée par le jury (STAR)