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Recipe for a planet

1er novembre 2004

The disk of dust and gas that formed our Solar System would have been much like those found surrounding any young star : most of the mass would have been present as amorphous silicates. Yet in the Solar System it is crystalline silicate that predominates. It’s not clear at what stage during planet formation the thermal and chemical conditions arise to cause this transformation. An international team of astronomers, including one researcher from Paris Observatory, recently obtained unique infrared spectra of the dust in the innermost regions of proto-planetary disks around 3 young stars, with the instrument MIDI, at the ESO-VLTI interferometer. The spectra obtained from the circumstellar disks of three Herbig Ae/Be stars, young stars still shining out of the interstellar cloud in which they formed, suggest that silicates crystallize relatively early, before any terrestrial planets are formed. This is consistent with the finding that primitive bodies such as comets are also rich in crystalline silicates.

See the ESO Press Release

The interferometer MIDI of the VLTI observed three stars surrounded of protoplanetary discs0000 between 7.5 and 13.5 microns. Using a base of 103 m separating two unit telescopes of 8.2 m of the VLT, MIDI could reach a spatial resolution of 20 milli-arcseconds (10-7 radians) translating, at the distance of these objects, to a linear resolution from 1 to 2 AU (Astronomical Unit, average distance Earth - Sun). These observations allow for the first time to study the characteristics of the dust from protoplanetary discs at distances where terrestrial planets form. The spectrum of the internal regions (1 - 2 AU) of the discs is deduced from the analysis of the interference fringes from MIDI. The spectrum of the external areas, which are completely resolved by MIDI, is obtained by difference with the total spectrum produced by traditional spectroscopic observations.

Figure 1 The spectrum of the innermost disk regions of HD 142527 compared to spectra of typical dust species. From top to bottom are plotted the observed inner-disk spectrum of HD 142527, the laboratory spectra of crystalline olivine and pyroxene, a laboratory spectrum of an IDP consisting of hydrated silicates, and the interstellar medium silicate spectrum. The main resonances of crystalline pyroxene at 9.2 Âµm and crystalline olivine at 11.3 Âµm are clearly seen in the HD 142527 spectrum. There is no significant contribution of hydrated silicates in the inner-disk regions of HD 142527, which suggests primary, rather than secondary dust.

The observations available until now were dominated by the external areas of the discs and revealed a composition rich in amorphous silica dust. The high space resolution of MIDI clearly highlights a difference in composition between the internal and external parts of the discs. For the three objects observed, the internal areas contain crystalline silicates mainly as shown for example by the comparison of the spectrum obtained for HD 142527 (Figure 1). The external areas, on the other hand, contain mainly amorphous silicates (Figure 2). For the three objects observed, crystalline dust has a composition very close to those of comets of our solar system.

Figure 2 Infrared spectra of the inner (1-2 AU) and outer (2-20 AU) disk regions of three Herbig Ae stars. The outer-disk spectrum of each source has been constructed by subtracting the correlated spectrum from the total-disk spectrum. The regions that dominate the inner- and outer-disk spectra are indicated in the schematic representation of a proto-planetary disk at the top of the figure (not to scale). The flux levels are scaled such that the sum of the inner- and outer-disk spectrum, that is, the total-disk spectrum, is normalized to unity. This allows the relative contributions of the inner and outer disk to the total spectrum to be estimated easily from this figure. The uncertainties in the spectra are indicated by the error bars in the lower left corner of each graph. The differences in shape between the inner- and outer-disk spectra are clearly visible in all three sources, indicating a difference in dust mineralogy. The broadening of the feature as seen in the inner-disk spectra indicates grain growth, whereas the resonance at 11.3 microns indicates the presence of crystalline silicates (see also Fig. 1). Also shown are the best-fit model spectra for the inner- and outer-disk regions (red lines). The model spectra reproduce the observed spectral shapes, although the fits to the inner disk spectra are less good than the fits to the outer-disk spectra. These spectra are however very similar to those from Halley’s comet (HD 163296), Levy’s comet (HD 144432) and Hale-Bopp’s one (HD 142527) which are composed of cristalline materials.

Interstellar dust from which the protoplanetary discs are formed is primarily of amorphous nature. During the process of planet formation, submicronic aggregates of grains grow and form the planetesimals which in turn by collisions will form planets. The three objects observed have discs of less than three million years, which shows that the process to form crystalline silicates is effective and fast and probably intervenes before the formation of planetesimals in the internal parts of the protoplanetary discs. It is thus the signature of the primordial elementary blocks of the planets which was detected. The external parts of the discs contain a larger fraction of crystalline silicates than the interstellar medium. These silicates had to be produced in the disc and transport phenomena from the central reservoir discovered here can explain this surabundance, as well as the crystalline composition of comets, however formed in the external parts of the discs, as in the case of the solar system. These results are a first step in studying processes of dust transformation leading to the creation of planets. The future interferometric instruments which will provide images to very high angular resolution in mid-infrared will allow their direct study.

Reference The building blocks of planets within the ’terrestrial’ region of protoplanetary disks R. Van Boekel, M. Min, Ch. Leinert, L.B.F.M. Waters, A. Richichi, O. Chesneau, C. Dominik, W. Jaffe, A. Dutrey, U. Graser, Th. Henning, J. De Jong, R. Köhler, A. De Koter, B. Lopez, F. Malbet, S. Morel, F. Paresce, G. Perrin, Th. Preibisch, F. Przygodda, M. Schöller And M. Wittkowski Nature 432, 479, 482 (2004) 25 November

Contact Guy Perrin (Observatoire de Paris, LESIA)

Dernière modification le 4 mars 2013

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Recette pour une planète

1er novembre 2004

Le disque de poussière et de gaz qui a formé notre système solaire a certainement ressemblé à ceux qui entourent n’importe quelle étoile jeune aujourd’hui : la majeure partie de la masse aurait été présente en tant que silicates amorphes. Pourtant dans le système solaire c’est un silicate cristallin qui prédomine. Il n’est pas clair à quelle étape de la formation des planètes les conditions thermiques et chimiques surviennent pour causer cette transformation. Une équipe internationale d’astronomes, comprenant un chercheur de l’Observatoire de Paris, a récemment obtenu des spectres infrarouges uniques de la poussière dans les régions les plus centrales des disques proto-planétaires autour de 3 jeunes étoiles, avec l’instrument MIDI, de l’interféromètre VLTI de l’ESO. Les spectres obtenus à partir des disques circumstellaires de trois étoiles de Herbig Ae/Be, jeunes étoiles brillant toujours au sein de leur nuage interstellaire de naissance, suggèrent que les silicates se cristallisent relativement tôt, avant que toutes les planètes terrestres ne soient formées. Ceci est cohérent avec l’observation que les corps primitifs tels que les comètes sont également riches en silicates cristallins.

Voir la Press Release de l’ESO

L’interféromètre MIDI du VLTI a observé trois étoiles entourées de disques protoplanétaires entre 7,5 et 13,5 microns. Utilisant une base de 103 m séparant deux télescopes unitaires de 8,2 m du VLT, MIDI a pu atteindre une résolution spatiale de 20 millisecondes d’angle (10-7 radians) se traduisant, à la distance de ces objets, par une résolution linéaire de 1 à 2 AU (unité astronomique, distance moyenne Terre - Soleil). Ces observations permettent pour la première fois d’étudier les caractéristiques de la poussière de disques protoplanétaires à des distances où se forment les planètes de type terrrestre. Le spectre des régions internes (1 - 2 AU) des disques est déduit de l’analyse des franges d’interférences dispersées de MIDI. Le spectre des régions externes, qui sont totalement résolues par MIDI, est obtenu par différence avec le spectre global produit par des observations spectroscopiques classiques.

Figure 1 Le spectre des rÃ©gions les plus centrales du disque de HD 142527 est comparÃ© aux spectres des espÃ¨ces typiques de la poussiÃ¨re. De haut en bas sont tracÃ©s les spectres observÃ©s du disque de HD 142527, les spectres de laboratoire de l’olivine et du pyroxÃ¨ne cristallins, un spectre de laboratoire d’un IDP composÃ© de silicates hydratÃ©s, et le spectre de silicate du milieu interstellaire. Les rÃ©sonances principales du pyroxÃ¨ne cristallin à 9.2 microns et de l’olivine cristallin à 11.3 microns sont clairement prÃ©sentes dans le spectre de HD 142527. Il n’y a aucune contribution significative des silicates hydratÃ©s dans les rÃ©gions du disque interne de HD 142527, ce qui suggÃ¨re de la poussiÃ¨re primaire, plutÃ´t que secondaire.

Les observations disponibles jusque là étaient dominées par les régions externes des disques et révélaient une composition riche en poussières de silice amorphes. La haute résolution spatiale de MIDI met clairement en évidence une différence de composition entre les parties les plus internes des disques et leurs parties externes. Pour les trois objets observés, les régions internes contiennent majoritairement des silicates cristallins comme le montre par exemple la comparaison du spectre obtenu pour HD 142527 (Figure 1). Les régions externes, en revanche, contiennent majoritairement des silicates amorphes (Figure 2). Pour les trois objets observés, les poussières cristallines ont une composition très proche de celles des comètes de notre système solaire.

Figure 2 Spectres infrarouges des rÃ©gions internes (1-2 AU) et externes (2-20 AU) du disque de trois Ã©toiles Ae de Herbig. Le spectre du disque externe de chaque source a Ã©tÃ© construit en soustrayant le spectre corrÃ©lÃ© du spectre du disque total. Les rÃ©gions qui dominent les spectres internes et externes sont indiquÃ©es dans la reprÃ©sentation schÃ©matique d’un disque proto-planÃ©taire en haut de la figure (non Ã l’Ã©chelle). Les niveaux de flux sont tels que la somme du spectre interne et externe, c.-Ã -d., le spectre du disque total, est normalisÃ©e Ã l’unitÃ©. Ceci permet d’estimer facilement Ã partir de cette figure les contributions relatives du disque interne et externe. Les incertitudes dans les spectres sont indiquÃ©es par les barres d’erreur dans le coin gauche infÃ©rieur de chaque graphique. Les diffÃ©rences de forme entre les spectres interne et externe sont clairement Ã©videntes dans chacune des trois sources, indiquant une diffÃ©rence en minÃ©ralogie de la poussiÃ¨re. L’Ã©largissement du spectre interne indique la croissance des grains, tandis que les rÃ©sonances Ã 9,2 et 11,3 microns indiquent la prÃ©sence des silicates cristallins (voir Ã©galement la fig. 1). En outre sont montrÃ©s en comparaison les meilleurs modÃ¨les pour les rÃ©gions internes et externes (lignes rouges). Les spectres modÃ¨les reproduisent les formes spectrales observÃ©es, bien que les ajustements aux spectres de disque interne soient moins bons que les ajustements aux spectres du disque externe. Ces spectres sont cependant trÃ¨s proches de ceux des comÃ¨tes de Halley (HD 163296), de Levy (HD 144432) et de la comÃ¨te Hale-Bopp (HD 142527) qui sont composÃ©es de matÃ©riaux cristallins.

La poussière interstellaire à partir de laquelle sont formés les disques protoplanétaires est essentiellement de nature amorphe. Au cours du processus de formation des planètes, des agrégats de grains sub-microniques croissent jusqu’à former des planétésimaux qui a leur tour par collisions formeront des planètes. Les trois objets observés ont des disques de moins de trois millions d’années ce qui montre que le processus de fabrication des silicates cristallins est efficace et rapide et intervient probablement avant la formation des planétésimaux dans les parties internes des disques protoplanétaires. C’est donc la signature des blocs élémentaires primordiaux des planètes qui a été détectée. Les parties externes des disques contiennent une fraction plus importante de silicates cristallins que le milieu interstellaire. Ces silicates ont dû être produits dans le disque et des phénomènes de transport à partir du réservoir central découvert peuvent expliquer cette surabondance ainsi que la composition cristalline des comètes pourtant formées dans les parties externes des disques, comme dans le cas du système solaire. Ces premiers résultats sont un premier pas dans l’étude des processus de transformation de la poussière aboutissant à la création de planètes. Les futurs instruments interférométriques qui fourniront des images à très haute résolution angulaire dans l’infrarouge moyen en permettront l’étude directe.

RefÃ©rence The building blocks of planets within the ’terrestrial’ region of protoplanetary disks R. Van Boekel, M. Min, Ch. Leinert, L.B.F.M. Waters, A. Richichi, O. Chesneau, C. Dominik, W. Jaffe, A. Dutrey, U. Graser, Th. Henning, J. De Jong, R. Köhler, A. De Koter, B. Lopez, F. Malbet, S. Morel, F. Paresce, G. Perrin, Th. Preibisch, F. Przygodda, M. Schöller And M. Wittkowski Nature 432, 479, 482 (2004) 25 November

Contact Guy Perrin (Observatoire de Paris, LESIA)

Dernière modification le 22 février 2013