# FAUST XXXII. Chemically layered structures and ionisation in the disk and envelope of NGC 1333 IRAS 4C

**Authors:** Shota Notsu, Nami Sakai, Yichen Zhang, Ana Lopez-Sepulcre, Claire J. Chandler, Ziwei E. Zhang, Cecilia Ceccarelli, Claudio Codella, Yuri Aikawa, Jaime E. Pineda, Brian Svoboda, Felipe O. Alves, Nadia Balucani, Eleonora Bianchi, Mathilde Bouvier, Gemma Busquet, Paola Caselli, Emmanuel Caux, Steven Charnley, Spandan Choudhury  
**arXiv:** [2610.28795](https://arxiv.org/abs/2610.28795)  
**Date:** 2026-10-20  
**Summary page:** https://www.summarizepaper.com/fr/arxiv-id/2610.28795v1/

## Key points

- Objet : l’étude ALMA FAUST de NGC 1333 IRAS 4C, protostar de classe 0 située à 293 parsecs, révèle une stratification chimique précoce à une résolution d’environ 60 ua.
- Structure verticale : C¹⁸O se concentre près du plan médian, H₂CO à des hauteurs intermédiaires de 50–150 ua, et les hydrocarbures CCH et c-C₃H₂ dans les couches supérieures de 150–300 ua et les parois des cavités d’écoulement.
- Interprétation : le déficit d’hydrocarbures près du plan médian semble refléter une véritable variation des abondances, liée à une photochimie active en surface, plutôt qu’une simple absorption par la poussière.
- Structure radiale : les maxima d’émission se situent vers 50–100 ua pour C¹⁸O, 100–200 ua pour H¹³CO⁺ et au-delà de 300 ua pour DCO⁺.
- Ionisation : les estimations suggèrent une ionisation plus faible dans les régions internes denses, avec des taux au plus égaux à 10⁻¹⁸ s⁻¹ entre 50 et 100 ua, contre environ 10⁻¹⁷–10⁻¹⁶ s⁻¹ au-delà de 100 ua.
- Rapports moléculaires : HCO⁺/CO augmente vers l’extérieur, tandis que DCO⁺/HCO⁺ passe de moins de 0,1 % dans les régions internes à environ 0,4–0,5 % au-delà de 150 ua.
- Portée : une organisation chimiquement stratifiée pourrait apparaître dès la classe 0, et la formation du disque pourrait s’accompagner d’une diminution de l’ionisation dans ses régions internes.
- Limites : les observations ne distinguent pas clairement un disque képlérien d’une enveloppe aplatie ; l’inclinaison, les opacités et les hypothèses de calcul rendent les taux absolus d’ionisation particulièrement incertains.
- Perspectives : des observations de plusieurs transitions moléculaires et des modèles chimiques détaillés sont nécessaires pour confirmer ces conclusions.

## Summary

Cet article examine l’apparition d’une stratification chimique et les variations radiales de l’ionisation aux premiers stades de la formation des disques protoplanétaires. Ces propriétés, déterminantes pour l’évolution dynamique et la composition des futurs systèmes planétaires, restent peu documentées chez les protostars de classe 0. Les auteurs étudient NGC 1333 IRAS 4C, une protostar de faible masse située à 293 parsecs dans le nuage moléculaire de Persée, dont la luminosité bolométrique équivaut à 1,1 fois celle du Soleil. Son disque est observé presque par la tranche : son plan forme un angle estimé à 25° avec la ligne de visée, une géométrie favorable à l’étude de la distribution verticale des molécules. Les observations ont été réalisées dans le cadre du grand programme ALMA FAUST, en bande 6, entre 216 et 262 GHz. La combinaison de configurations compactes et étendues offre une résolution angulaire d’environ 0,2 seconde d’arc, soit près de 60 unités astronomiques (ua). Les auteurs comparent les émissions de C¹⁸O, H₂CO, CCH et c-C₃H₂ pour caractériser les couches verticales, puis celles de H¹³CO⁺ et DCO⁺ pour étudier la structure radiale et l’ionisation. Leur analyse repose sur des cartes d’intensité intégrée, des profils spatiaux et des diagrammes position-vitesse. Les densités de colonne sont d’abord calculées en supposant des raies optiquement minces et une température d’excitation uniforme de 50 K.

Le principal résultat est la mise en évidence d’une organisation verticale différenciée. L’émission de C¹⁸O se concentre près du plan médian, avec des maxima à une hauteur projetée d’environ 50 ua. H₂CO trace une couche intermédiaire, avec des pics entre 50 et 150 ua, tandis que CCH et c-C₃H₂ dominent les couches supérieures, entre 150 et 300 ua, ainsi que les parois des cavités d’écoulement. Le déficit de ces deux hydrocarbures près du plan médian s’étend jusqu’à des régions où le continuum de poussière est faible. Il paraît donc peu probable que l’absorption par la poussière suffise à l’expliquer. Les auteurs privilégient une véritable stratification des abondances, associée à une photochimie active dans les couches superficielles irradiées. À la différence d’IRAS 4C, la protostar de classe 0 L1527 ne présente pas ces hydrocarbures à la surface de son disque. Les profils radiaux révèlent également une séparation des émissions : les maxima de C¹⁸O se situent vers 50–100 ua, ceux de H¹³CO⁺ vers 100–200 ua et ceux de DCO⁺ au-delà de 300 ua. Le rapport des densités de colonne HCO⁺/CO passe d’environ 10⁻⁵–10⁻⁴ entre 50 et 200 ua à 10⁻⁴–2 × 10⁻⁴ au-delà de 200 ua. Pour une profondeur supposée de la structure de 60 000 ua, les taux d’ionisation estimés atteignent environ 10⁻¹⁷ à 10⁻¹⁶ s⁻¹ au-delà de 100 ua, contre au plus 10⁻¹⁸ s⁻¹ entre 50 et 100 ua. Le rapport DCO⁺/HCO⁺ augmente lui aussi, passant de moins de 0,1 % dans les régions internes à environ 0,4–0,5 % au-delà de 150 ua. Ces résultats suggèrent qu’une structure chimiquement stratifiée peut se mettre en place dès la classe 0 et que la formation du disque pourrait s’accompagner d’une diminution de l’ionisation dans ses régions internes denses. Plusieurs limites appellent toutefois à la prudence. Les observations ne permettent pas de distinguer clairement un disque képlérien d’une enveloppe aplatie. L’inclinaison entraîne une superposition des émissions provenant de différentes hauteurs, tandis que l’opacité des raies et de la poussière complique leur interprétation. Les valeurs absolues des taux d’ionisation restent particulièrement incertaines, car elles dépendent de la profondeur adoptée et de l’hypothèse selon laquelle HCO⁺ permet d’estimer la charge électronique. Une profondeur de 1 000 ua, au lieu de 60 000 ua, multiplierait ces taux par 60. Des observations de plusieurs transitions moléculaires et des modèles chimiques détaillés seront nécessaires pour consolider ces conclusions.