Figure 1 :Jet, disque, et l'écoulement dans le système protostellaire HH 211. (Haut) Une image composite montrant le système de jet. (En bas) Un zoom avant sur la région la plus interne autour de la protoétoile centrale, montrant le disque et la sortie là-bas. Des astérisques marquent la position possible de la protoétoile centrale. Les flèches grises montrent l'axe du jet. L'image orange montre le disque poussiéreux à une longueur d'onde submillimétrique obtenu avec ALMA. Les images bleues et rouges montrent les parties décalées vers le bleu et le rouge de l'écoulement sortant du disque tournant autour de l'axe du jet. Crédit :ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/Lee et al
Une équipe internationale dirigée par Chin-Fei Lee à l'Institut d'astronomie et d'astrophysique Academia Sinica (ASIAA) a découvert un très petit disque d'accrétion formé autour de l'une des plus jeunes protoétoiles, avec l'Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA). Cette découverte pose une contrainte sur la théorie actuelle de la formation des disques plus forte qu'auparavant, en poussant le temps de formation du disque par un facteur de quelques uns plus tôt. De plus, un écoulement rotatif compact a été détecté. Il peut tracer un vent de disque emportant le moment cinétique du disque et ainsi faciliter la formation du disque.
"ALMA est si puissant qu'il peut résoudre un disque d'accrétion avec un rayon aussi petit que 15 unités astronomiques (UA), " dit Chin-Fei Lee de l'ASIAA. " Étant donné que ce disque est environ quelques fois plus jeune que le disque le plus récent résolu précédemment, notre résultat a fourni une contrainte plus forte sur la théorie actuelle de la formation du disque en poussant le temps de formation du disque par un facteur de quelques uns plus tôt. De plus, avec les résultats précédents des disques plus anciens, notre résultat de disque favorise un modèle où le rayon du disque croît linéairement avec la masse protostellaire, et ainsi soutenir le "early-start, scénario de croissance lente » contre le « démarrage lent, scénario de croissance rapide pour la formation de disques d'accrétion autour des protoétoiles."
HH 211 est l'un des plus jeunes systèmes protostellaires de Persée à une distance d'environ 770 années-lumière. La protoétoile centrale n'a que 10 ans environ, 000 ans (soit environ 2 millionièmes de l'âge de notre Soleil) et une masse inférieure à 0,05 masse solaire. Il entraîne un puissant jet bipolaire et doit donc accumuler efficacement la matière.
Figure 2 :Comparaison de taille entre le disque HH 211 (gauche) et le disque HH 212 (droit, adopté de Lee et al. 2017). Notez que le disque HH 211 a été tourné pour s'aligner avec le disque HH 212 afin de faciliter la comparaison. Crédit :ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/Lee et al
Une recherche précédente à une résolution d'environ 50 UA n'a trouvé qu'un soupçon d'un petit disque poussiéreux près de la protoétoile. Maintenant avec ALMA à une résolution de 7 UA, qui est environ 7 fois plus fin, le disque poussiéreux à une longueur d'onde submillimétrique a non seulement été détecté mais également résolu spatialement. Il s'agit d'un disque d'accrétion presque par la tranche alimentant la protoétoile centrale et a un rayon d'environ 15 UA. Le disque est épais, indiquant que les grains émettant de la lumière submillimétrique n'ont pas encore atteint le plan médian. Contrairement à l'ancien disque edge-on résolu précédemment HH 212 qui apparaît comme un gros "hamburger, " ce disque plus jeune apparaît comme un petit " chignon ". Ainsi, il semble qu'un disque edge-on passera d'un petit "petit pain" à un grand "hamburger" dans une phase ultérieure. De plus, un écoulement tournant compact a été détecté, et il peut tracer un vent de disque emportant le moment angulaire du disque et ainsi faciliter la formation du disque.
Les observations ouvrent une possibilité passionnante de détecter et de caractériser directement de petits disques autour des plus jeunes protoétoiles grâce à l'imagerie haute résolution avec ALMA, ce qui fournit de fortes contraintes sur les théories de la formation des disques et donc du processus d'alimentation dans la formation des étoiles.
