Physico-chemical composition and evolution of interstellar silicates
Les silicates interstellaires : composition physico-chimique et évolution
Résumé
This PhD work is devoted to the study of the structure, composition and evolution of the physico-chemical properties of oxygen-rich interstellar dust (silicates and oxydes). This work is based on infrared spectroscopic data (2-200 µm) obtained from the Infrared Space Observatory (ISO). The interpretation of the data is carried out by the modelling of radiative transfer of the studied objects and by an experimental approach aimed to simulate the cosmic dust and the various physical processes to which it is submitted in the Interstellar Medium (MIS). The silicate dust is formed in the circumstellar shells around evolved oxygen-rich stars (AGB stars) and injected into the ISM via stellar winds. After passage through the diffuse medium where they may undergo various structural modifications, it is destroyed or incorporated into the regions around protostars and into (proto) planetary systems by the collapse of molecular clouds. The detailed study of the newly formed silicate dust, around evolved stars, and of the older dust, around protostars, shows that its composition and structure vary at the beginning and at the end of its evolutionary cycle. Indeed, the newly formed silicate grains are mainly composed of amorphous olivine and 20 to 25 % of crystalline silicates, whereas around protostars, the silicate grains are porous and composed of pyroxenes and aluminosilicates (more than 90 %) with inclusions of oxides. The results of laboratory experiments of irradiation on crystalline olivine with 4 and 10 keV He+ ions, aimed to simulate ion implantation into interstellar dust grains in shocks in the ISM, show that this irradiation mechanism may explain the observed disappearance of the crystalline silicates and the chemical change of the amorphous silicates from olivine to pyroxene in the ISM.
Cette thèse est consacrée à l'étude de la structure, de la composition et de l'évolution physico-chimique de la poussière interstellaire riche en oxygène (silicates et oxydes). Ce travail s'appuie sur les données spectroscopiques infrarouges (2-200 µm) du satellite ISO (Infrared Space Observatory). L'interprétation des données est effectuée par la modélisation des objets étudiés ainsi que par une approche expérimentale visant à simuler la poussière cosmique et les divers processus physiques auxquels elle est soumise dans le Milieu Interstellaire (MIS). La poussière silicatée est formée dans les enveloppes entourant les étoiles en fin de vie riches en oxygène (étoiles AGB). Sous l'action des vents stellaires, elle est injectée dans le MIS dans lequel elle réside la majeur partie de sa vie. Elle est finalement détruite dans le MIS ou incorporée, lors de l'effondrement gravitationnel de nuages moléculaires, dans de nouvelles étoiles et systèmes (proto-) planétaires. L'étude détaillée de la poussière silicatée à sa formation, autour des étoiles évoluées, et à la fin de son évolution, autour des objets protostellaires montre que sa composition et sa structure sont différentes au début et à la fin de son cycle d'évolution. En effet, les silicates nouvellement formées sont principalement composés d'olivine amorphe et de 20 à 25 % de silicates cristallins alors qu'autour des protoétoiles, les grains silicatés sont poreux et composés de pyroxènes et d'aluminosilicates amorphes (à plus de 90 %) ainsi que d'oxyde de fer. La disparition des silicates cristallins et le changement de composition olivine --> pyroxène mis en évidence pourraient être dus, comme le montre les expériences de simulations d'irradiation d'olivine cristalline par des ions He+ de 4 et 10 keV, à l'irradiation des grains par des ions légers accélérés dans les chocs se propageant dans le MIS à la suite de l'explosion de supernovae.
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