Interfromtrie millimtrique et Disques Proto-PlantairesA.Dutrey & S.Guilloteau(ci aprs DG ou GD)

et dautres collgues dont tout particulirement M.Simon, E.Dartois, V.Pitu

Les Disques Existent ils ?Pas de rsultat concluant en lumire diffuse avant 1996HL Tau (Sargent & Beckwith, 1990, OVRO): pas convaincant (rotation pas claire, continuum non rsolu)Simon & Guilloteau rsolvent le continuum de GG Tau (1992, IRAM-PdBI)13CO(1-0) dans GM Aur (Koerner et al 1993, OVRO) montre pour la premire fois de la rotation

GG TauDG & Simon 1994 rsolvent le continuum et dmontrent la rotation Kplerienne du disquePremire vidence flagrante dun disque Keplerien, mais circumbinaireRoddier et al 1996 dtectent le disque en lumire diffuseGD & Simon 1999 affinent les mesures initiales de DGS94

GG Tau: les effets de mare

GG Tau: les effets de mare

Les vrais protoplantairesDtection, avec le 30-m, de la signature caractristique de rotation (double pic) autour de DM Tau (GD 1994) Dutrey et al 1996 rsolvent lmission continuum de quelques T Tauri, dont GM AurGD 1998 dterminent les paramtres physiques du disque de DM Tau, grce 12CO(1-0)Dutrey et al 1998 appliquent la mme mthode pour le 12CO(2-1) dans GM Aur, et montrent pour la premire fois que continuum et CO proviennent du mme disque

aModle de disque proto-plantaire en rotation KeplrienneObservations de DM Tau (en haut)Modle (au milieu)Rsidus (en bas)GD 1998

Qua-t-on appris ?Ils existentLes plus brillants sont grands (800 AU) (DM Tau, GM Aur, GG Tau, LkCa 15, MWC 480), beaucoup plus grands que lon ne pensait, sans relation entre taille et masse (du disque ou de ltoile)Mais il en existe des petits (BP Tau, DG & Simon 2003)On a pu mesurer les masses stellaires (Simon & DG 2000) contraignant ainsi les modles dvolution pre-squence principaleLes effets de mare sont parfois importants, et en bon accord avec les modlesPas de disque (dtectable) autour des wTTs (Duvert et al 2000)

Qua-t-on appris ?Il existe un gradient de temprature radial (DG 1998) mais aussi vertical (Dartois & DG 2003) mesur en comparant les isotopes de CO. Il est en bon accord avec les modles de chauffage par ltoile (Pitu & DG 2005)Le CO est sous-abondantTypiquement 10 fois moins que dans le Taureau Parfois considrablement moins, e.g. BP Tau > 160Mais pas dans les HAeBe (Pitu & DG 2005) condensation sur les grains Les disques sont plus grands en 12CO quen 13CO et C18O photo-dissociation au bord du disque

Que fallait-il ?Haute rsolution angulaire (0.5 2)Un interfromtrePour la cinmatique, une bonne rsolution spectrale observer des molculesUne sensibilit suffisanteLe Plateau de Buredes mthodes intelligentesEt un peu de chance

Quelles surprises ?Un disque non Kplerien: AB Aur (Pietu & GD 2005)Structure spirale (continuum et molcules)V(r) = V0 (r/r0)-0.41+/-0.01Mais non-autogravitantUn disque trs jeune ? Revoir modle dvolution stellaire

Que reste-t-il faire ?Les autres molcules que CO: comprendre la chimieMesurer la masse des disques:La distribution du continuum (loi de densit surfacique) est trs mal connue.Modle cur disque diffus (GD et al 2005)Plus haute rsolution angulaire souhaiteLes proprits des poussires sont mal connues en fonction du rayonContraintes provenant de lexcitation des molculesRapport gaz / poussiresStratificationALMA Et bien sur voir les (proto)-plantesALMA

Dcouvertes des molcules simples (HCO+, CN, HCN, C2H, H2CO, HNC (?) au 30-m par GD & Gulin 1997, dans DM Tau et GG Tau analyse des gradients dabondance par Pitu & GD 2005 partir dimages du PdBI problme complexe (chimie, excitation) La Chimie

Voir les (proto-)plantes