Table des matières : #1 L'étoile jeune R Monoceros et NGC 2261 nous dévoilent un jet #1 L'étoile jeune R Monoceros et NGC 2261 #1B ; Des traces de JET près de la nébuleuse NGC 2261 !!! #1C "Le contrepartie du jet de NGC 2261 révélée" #2 Une vue d'ensemble Les objets stellaires jeunes #2A ; La formation d'un (OSJ) Objet Stellaire Jeune #2B ; Discussion au sujet de ces images de Messier 42 Visible et en proche IR #2C ; Les nuages moléculaires #2D ; Le rôle des étoiles dans ces grands nuages #2E ; Les disques Proto Planétaires #2F ; Les disques sont la cause des excès en UV et IR des étoiles jeunes #2G ; Un alignement aux champs magnétiques #2H ; Les références et suggestions de lecture

#1 : L'étoile jeune R Monoceros et NGC 2261 Résumé : Les étoiles jeunes comme R. Monoceros sont souvent associées à une nébuleuse qui les enveloppe, de part et d'autre de l'étoile. Ce sont des nébuleuses bipolaires souvent observables dans le domaine du visible. Ces nébuleuses sont aussi appelées lobes bipolaires, et elles ont un lien étroit avec l'étoile jeune qu'elles côtoient. On croit que l'origine de ces lobes est due à un mécanisme d'accrétion de matériaux (atomes, molécules, poussières). Le mouvement des matériaux du disque, près de l'étoile jeune, favoriserait par friction et…, des processus d'accrétion magnétique par les lignes du champ magnétique de l'objet stellaire jeune. Ceci favoriserait la projection de matériaux vers l'extérieur du système, le long des lignes du champ environnant, qui est lui de part et d'autre de l'étoile, favorisant donc la formation des lobes bipolaires. Les nébuleuses ainsi formées sont l'éjection de matériaux (flot moléculaire) de l'objet stellaire jeune à des vélocités de quelques dizaines de km/s. Ces lobes (nébuleuses) sont plus denses sur leurs parois externes et moins denses en leur intérieur. Un peu comme une coupe à vin, ils ont des cavités à l'intérieur. À l'intérieur de ces nébuleuses (lobes), on observe souvent des jets de matière ionisée. Ces jets sont éjectés à grande vélocité, à des centaines de km/s dans des champs à haut taux de collimation. Ces jets peuvent atteindre la dimension de l'année-lumière. Ces jets peuvent atteindre des températures de 10 000K et des densités de 100 atomes par cm3.

La nébuleuse NGC 2261 NGC 2261 est une nébuleuse associée à la jeune étoile R Monoceros. Cette nébuleuse éclairée par R Mon présente, optiquement, une forme cométaire ; elle se situe à près de 700 pc, sa magnitude varie de façon irrégulière de 10 à 13 environ. Cet objet mystérieux se situe, pour l'an 2000, à A.D. 6h 39.1 et Déc. 8° 43'. Il s'agit d'une toute petite nébuleuse (dans le visible), de dimensions variables, autour de 60" par 80" d'arc pour la masse principale lors des maximums de luminosité. Cet objet a été abondamment photographié dans le passé. En feuilletant des livres on peut trouver des images datant au moins de 1908 jusqu'à nos jours. Mon intérêt pour NGC 2261 est dû en partie à ces changements rapides de forme et de luminosité observés en lumière visible. (Les mécanismes en cause sont mal connus même de nos jours). Mais on sait maintenant depuis peu que R Mon a une étoile compagnon. (Ce serait une étoile double) ! Des études de polarisation de la lumière de cet objet ont été aussi assez abondantes, puisque la polarisation lumineuse de l'étoile R Mon est importante et variable dans le temps. C'est d'ailleurs en partie ces études polarimétriques qui ont permis de développer des modèles pouvant peut-être expliquer certains mécanismes de cet objet.

- À gauche NGC 2261 en visible, de St-Onge et Morin. - À droite une carte de polarisation de NGC2261 en filtre "V" (1) - Voir le dossier : (2) , La bonne interprétation des cartes de polarisation des étoiles jeunes Par Pierre Bastien -Voir le dossier : (3) , L'observation de NGC 2261, 1990-1999 Par Gilbert St-Onge et Lorraine Morin

Les images qui suivent montrent la trace de la contrepartie du jet qui s'échappe du système de l'étoile jeune R Monoceros vers le sud de NGC 2261. Le jet est perpendiculaire au disque près de l'étoile enfouie à l'intérieur de la nébuleuse. Le disque serait incliné ~75° sur le plan du ciel, ce qui semble en accordance avec la trajectoire un peu inclinée du jet que l'on peut observer sur ces images CCD du 5 février 2000. Les images sont prises au C11 par G. St-Onge et L. Morin, aucun filtre n'est utilisé. La première image est à contraste normale, les deux autres sont exagérées!

# Voir aussi sur DSS, NGC 2261 en filtres bleu et rouge, on y voit bien le contre jet !!! (4)

# Un autre document :

Une étude des nébuleuses bipolaires associées aux étoiles jeunes (5)

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#2 : Une vue d'ensemble
Les objets stellaires jeunes

#2A : La formation d'un (OSJ) Objet Stellaire Jeune Dans l'univers on observe de grandes nébuleuses, des nébuleuses comme Messier 42, la grande nébuleuse de la constellation de Orion, ou la Tête de Cheval qui, comme un nuage sombre, cache une partie d'une nébuleuse à émission derrière elle. La région de Orion est une grande pouponnière d'étoiles. C'est donc dans des régions comme celle de Orion que l'on observe les étoiles en formation. Messier 42 de l'observatoire du mont Mégantic Commentaires : Les deux images de M42 ont été prises à l'observatoire astronomique du mont Mégantic. Cet observatoire astronomique est affilié à l'Université de Montréal et l'Université Laval de Québec. Les images sont le fruit de l'équipe OPIOMM (Obscur Projet d'Imagerie de l'Observatoire du Mont-Mégantic). Il faut tenir compte que ces deux images ne sont pas à la même échelle. Les images du groupe OPIOMM (6)

Messier 42 en lumière visible, filtres (B, V, R)

Les filtres "B,V,R" utilisés par l'équipe de OPIOMM

#filtre

l

Dl

filtre B	4370	900
filtre V	5500	900
filtreR	6420	1100

Les filtres Proche InfraRouge utilisés par l'équipe de OPIOMM

#filtre

Lambda_low (microns)

Lambda_high (microns)

Transmission

filtre I (bleu)	0.763	0.953	0.90
filtre J (vert)	1.1779	1.3288	0.85
filtreK (rouge)	1.9920	2.3065	0.92

	M42 en filtres "I,J,K" (Proche InfraRouge) de OPIOMM à http://www.astro.umontreal.ca/~opiomm
L'image de Messier 42 en lumière visible est au télescope de 1,6m à F8, le 30 janvier 2003. Cette image en filtres BVR nous montre une vue de M42 dans le domaine du visible. On voit les structures de gaz dominer l'image et nous voiler les étoiles jeunes à l'intérieur de la nébuleuse M42. (6)	- L'image de Messier 42 en filtres " I, J, K " nous montre le domaine du proche infrarouge. Cette image nous révèle des gaz beaucoup plus transparents, qui laissent voir un grand nombre d'étoiles dans la nébuleuse. On peut aussi voir la structure (morphologie) des gaz de la nébuleuse qui est un peu différente de l'image en visible. (6)

#2B : Discussion au sujet de ces images de Messier 42 Visible et en proche IR

M42 en visible du groupe OPIOMM L'image en filtres "BVR" nous présente l'aspect habituel de la nébuleuse d'Orion. Sa couleur dominante ~ rouge, les étoiles dominantes sont celles du trapèze, Theta1 (A,B,C,D) Orion, en plein coeur de la nébulosité principale. Les étoiles du trapèze sont responsables d'une grande animation dans cette nébuleuse; ces étoiles d'une masse importante de type spectral "O et B" influencent leur milieu par des vents stellaires très importants. Elles causent une dispersion du milieu (qui forme une cavité) par laquelle on peut voir la nébuleuse. Leur lumière très énergétique (UV) ionise les gaz de la région, ce qui les rend observables dans le visible. C'est par un processus de thermalisation (rougissement) de cette lumière UV, qui interagit avec les gaz et les poussières de la nébuleuse, (absorption de photons UV et diffusion des photons à répétition, ils deviennent ~ visibles) que celle-ci devient observable dans le visible. Après le trapèze, on peut bien voir le mur d'ondes de chocs dominer l'image au sud du trapèze, dans la nébulosité principale (en bas sur la gauche). Ce sont des matériaux qui se heurtent à un milieu de densité différente (ceux-ci reçoivent et/ou échangent de l'énergie par collision et friction, ils sont donc en émission). Ces matériaux sont accélérés à grande vitesse par l'action d'étoiles massives, (vents stellaires, photo évaporation et autre). Allez voir le document Un portrait de M42 La nébuleuse de Orion (6.5) , pour une image en Hydrogène alpha de la nébuleuse principale de M42. Pour aller directement à l'image Ha de M42, elle est dans la deuxième partie du document, l'image est M42 filtre Ha 2 ,on y voit très bien le mur d'ondes de chocs ionisé. M42 en proche InfraRouge, filtres " I, J ,K" du groupe OPIOMM Pour cette image, un code couleur a dû être appliqué, puisque l'oeil humain n'est pas sensible à ces longueurs d'ondes. Le code va du bleu pour la longueur d'onde la plus courte (le filtre I), suivi du vert pour la longueur d'onde suivante (le filtre J), et du rouge pour la plus longue (le filtre K). On peut donc, en examinant l'image, présumer que ce qui y est bleu est plus en surface de la nébuleuse, et que ce qui y est rouge est plus en profondeur dans la nébuleuse. Puisque plus la longueur d'onde d'observation est longue plus elle traverse efficacement les poussières et les nébulosités de l'objet visé. Ce qui présume que les étoiles les plus blanches/bleues de cette image sont plus près de la surface que les étoiles plus rouges. La principale région rouge en haut (NNE du trapèze), est un secteur de formation d'étoiles, dont la lumière est dominante en filtre K (rouge). On y trouve KL (The Kleinmann-Low nebula) qui est un amas de source infrarouge, et BN (Becklin-Neugebauer object), qui est à peine visible sur cette image, il est un petit point de couleur orangée, il baigne dans la nébulosité rouge. Plus haut on voit bien la source orangée et compacte IRc9 (Infrared Compact Source 9). Messier 42 du groupe OPIOMM Image V2 (Visible) Image IR2 (Proche IR). Ces deux images ont été ajustées et filtrées, pour mettre en évidence quelques-uns de leur aspect respectif Discussion des deux images de Messier 42, V2 et IR2. Ces manipulations mettent bien en évidence les différences entre l'image de M42 en lumière visible (à gauche V2) et celle en proche infrarouge (à droite IR2). Sur l'image en Visible V2 (filtres B,V,R), les étoiles du trapèze et leurs environs (à l'ouest) dominent la nébulosité principale de M42. Puis suit le mur d'ondes de chocs au sud du trapèze et les étoiles les plus éloignées à l'extérieur de la nébulosité principale comme théta 2. Pour l'image en proche infrarouge IR2 (filtres I,J,K), cela nous permet de constater que le trapèze n'est plus la seule région dominante du cœur de la nébuleuse. Au NO du trapèze, les nébuleuses source infrarouge, visibles en rouge sur l'image couleur, sont dominantes. On peut y voir deux principales régions très intenses. On peut déduire qu'elles sont principalement visibles en filtre K (puisqu'elles sont rouges). Cet ajustement permet aussi d'apprécier les structures filamenteuses de la nébulosité principale, visible dans ce domaine. Et une grande quantité d'étoiles deviennent visibles à l'intérieur de la nébuleuse.

#2C : Les nuages moléculaires : Ce sont de larges condensations de gaz froids, Température : 10 K à 100 K; Densité : 1 000 à 10 000 (et plus) de molécules d'hydrogène/cm3, masse jusqu'à 106 masses solaires. C'est dans ces grands nuages que se forment les étoiles! Ces régions sont si denses que les poussières et les gaz arrêtent la lumière des étoiles derrière eux. (Nébuleuse obscure). Ces nuages moléculaires n'occupent que 1% du volume de l'espace mais contiennent près de 50% de la masse totale de la MIS. (Medium Inter Stellaire). Les poussières : La plupart des éléments et des matières plus lourds que l'hélium viennent sous forme de petites particules ±solides, la poussière interstellaire aurait une dimension de ~0,5 micron. Ces poussières absorbent la lumière des étoiles et la polarisent. Les observations suggèrent des grains allongés faits de carbone sous forme de graphite ou suie carbonique amorphe ou de magnésium simple et silicate de fer, plusieurs types de poussières semblent être observés. Ces poussières viendraient pour la plupart des étoiles géantes rouges dont les couches externes sont assez froides pour que la matière solide se condense directement du gaz. La poussière est éjectée de l'étoile par la pression radiative qui transporte aussi les gaz. Les régions de gaz très denses sont aussi des régions de poussière très denses. http://www.astro.umontreal.ca/~opiomm ### Barnard 33(La Tête de Cheval) : Dans la constellation de Orion Cette image est un très bel exemple d'une masse dense (obscure) qui cache une nébuleuse à émission derrière elle. Un grand nuage sombre qui a la forme d'une tête de cheval. En plus en bonus, une étoile jeune qui émerge de ce nuage par photo évaporation. Cette étoile se situe dans la partie en haut du nuage obscur, à l'extrémité droite de celui-ci sur l'image, elle touche à la nébuleuse sombre (Tête de Cheval). Puis une image du HST qui montre très bien l'étoile qui émerge de la nébuleuse Bernard 33 (7) et Bernard 33 en domaine InfraRouge (8)

#2D : Le rôle des étoiles dans ces grands nuages Cette première approche nous permet de croire que les étoiles baignent dans un univers en constant changement; les étoiles y jouent un rôle de premier plan : par leur énergie, elles déséquilibrent des régions de la MIS (Milieu Inter Stellaire) et forcent un perpétuel changement ou une évolution constante. En plus, il paraît évident que les étoiles jeunes créées par ces nuages baignent dans des milieux denses qui les rendent plus difficiles à observer. Dans ces grands nuages, une certaine instabilité peut provoquer l'effondrement d'une région de celui-ci. Le passage d'une étoile près de cette région peut suffire à la rendre instable. L'onde de choc d'une supernova, ou simplement la rencontre avec un autre médium inter stellaire dans son déplacement dans la galaxie etc… . Plusieurs raisons peuvent provoquer une instabilité locale qui peut être à la base d'un effondrement gravitationnel, ou d'une fragmentation locale du nuage nécessaire à la formation d'un objet stellaire. L'effondrement et la fragmentation du nuage moléculaire en rotation peuvent favoriser la formation d'un globule (enveloppe) en rotation. Si les conditions sont réunies (densité du nuage suffisante, mouvement du nuage favorable, temps etc.), il y aura formation d'un OSJ. Au début le globule (enveloppe) augmentera sa masse par gravité, puis plus sa masse devient importante, plus sa dimension diminue, et son mouvement s'accroît (conservation de l'énergie de mouvement, tel une patineuse qui ferme les bras en tournant voit sa rotation accélérer). Donc la force centrifuge peut alors créer une déformation du globule sur son plan équatorial du mouvement, c'est le disque qui est après naître.

Dans Messier 42, des OSJ, des images du HST : (des disques) (9)

#2E : Les disques Proto Planétaires Les disques Proto Planétaires (Proplyds) seraient généralement orientés perpendiculairement au champ magnétique du système (du nuage parent). Les lignes du champ bien encrées aux matériaux du disque seraient compressées par la diminution du volume du disque sous l'effet de la gravité, les lignes pourraient atteindre une déformation près de celle des nébuleuses bipolaires paraboliques. (Une forme généralement décrite comme celle d'un sablier). Il est important de signaler que les observations semblent indiquer qu'il y a une proportion ~ égale d'étoiles jeunes qui ont un disque et qui n'en n'ont pas! (peut-être que les disques on déjà été diffusés par le processus de formation de l'étoile) ? Les disques Les disques sont un rouage important du mécanisme proto stellaire, ils sont probablement draînés par l'étoile. Des matériaux et des grains de poussières spiralent du disque vers l'étoile. Le disque pourrait déposer sur la protoétoile des quantités de matériaux de l'ordre de ~ 1/1 000 000 de masse solaire par année. Le disque serait responsable de certaines variations dans le spectre des étoiles T Tauri; leur spectre varie en quelques heures et plus. Ce qui peut suggérer que la quantité de matériel qui tombe sur l'étoile varie dans le temps! Peut-être le disque n'est-il pas uniforme et que les matériaux arrivent sur l'étoile de façon irrégulière, en paquets, puis re-diminuent. Ou peut-être que le champ magnétique de l'étoile n'est pas constant sur sa surface. Ces disques sont perpendiculaires aux axes de jets bipolaires, et de dimensions pouvant aller de quelques dizaines d'unités astronomiques (1 U.A.= 150 x 106 KM) à peut-être 1 000 U.A. Les lignes du champ du nuage parent influencent peut-être l'aspect bipolaire des OSJ. Allez voir : Une nébuleuse créée par une jeune étoile, " Star Forming Region S106 ", un OSJ à comparer avec le modèle. (10) L'étoile jeune HH 34 ou HH30; elle nous permet de voir des jets bipolaires spectaculaires. (11) =============== La McNeil's Nebula La nébuleuse nouvellement aperçue (le 2004/01/23), dans M78, la McNeil's Nebula (12) ===============

#2F : Les disques sont la cause des excès en UV et IR des étoiles jeunes Les excès infrarouge et Ultra Violet des disques près des étoiles jeunes. L'excès Ultra Violet Dans le domaine Ultra Violet, on présume que l'excès observé est dû à des chocs causés par des matériaux du disque qui tombent à la surface de l'étoile, dans des régions de l'étoile moins couvertes par le disque. À des latitudes où le disque ne cause pas d'obstacles majeurs à la lumière de l'étoile. Les excès infrarouge des disques près des étoiles jeunes. Les disques sont détectables dans la lumière des OSJ, par un excès dans le domaine de l'infrarouge moyen et de l'infrarouge profond. Pas de trace significative d'un excès dans l'infrarouge proche. Ceci présume que les disques nous donnent un signal dominant, dans des domaines moins énergétiques, donc plus froids et plus loin de l'étoile jeune. On peut présumer que près de l'étoile, là où il devrait y avoir les matières les plus chaudes, observables en proche infrarouge, il y aurait peut-être des zones beaucoup moins denses. Peut-être que la formation de planètes y serait pour quelque chose; elles auraient utilisé les matériaux du disque à cet endroit? Il faut aussi signaler que les vents stellaires et la radiation (photo évaporation et…), provenant de l'étoile jeune balaient leurs milieux immédiats. (Il y a aussi des émissions importantes en Hydrogène alpha qui sont en partie tout au moins attribuables à des matériaux qui tombent à grande vitesse vers la surface de l'étoile jeune. Ceux-ci sont en provenance du disque et sont accélérés à de grandes vélocités par la masse importante de l'étoile. Lorsqu'ils rencontrent un milieu plus dense ou atteignent la couche limite ou la surface de l'étoile, ils émettent dans certains domaines dont le Ha.)??? Comme exemple voyons les principaux éléments en émission de l'étoile jeune RY Tauri, d'après une étude de : P.P. Petrov, G.V. Zajtseva, Yu.S. Efimov, R. Duemmler, I.V.Ilyin, I. Tuominen, et V.A. Shcherbakov. Brightening of the T Tauri star RY Tauri in 1996. Parue dans Astronomy and Astrophysics, 341,553-559(1999). - Les principales lignes d'émission pour l'étoile jeune RY Tauri sont : Ha (Hydrogène alpha) et les triplets du CaII. - Les émissions plus faibles sont : H , He I à 5876A, et Na I D. - Les éléments interdits : Un seul, soit le [O I] à 6300A.

#2G : Un alignement aux champs magnétiques : Les lignes du champ des étoiles jeunes qui, par leur contact avec les disques, jouent certainement un rôle de premier ordre. Des matériaux du disque sont canalisés par celles-ci, vers les pôle magnétique de l'étoile. Les étoiles jeunes ont des champs magnétiques très puissants (leur rotation est très rapide et elles baignent dans leur disque), des centaines de fois plus importants que les étoiles matures comme le Soleil. Les lobes bipolaires et les jets sont sûrement influencés par ce mécanisme d'accrétion magnétique du champ des étoiles jeunes. Allez voir (5) Une étude des nébuleuses bipolaires associées aux étoiles jeunes Par Gilbert St-Onge (collaboration Pierre Bastien) 1996-1997, Dans la section 1, "DESCRIPTION PAR COMPOSANTE du mécanisme d'un objet stellaire jeune", voir Le mécanisme du champ magnétique et Les flots stellaires. En plus les observations semblent indiquer qu'en général les flots moléculaires et les jets ioniques sont alignés dans la direction des lignes du champ magnétique qui dominent la région du nuage dans lequel ils sont. Ceci semble indiquer la contribution probable du champ magnétique environnant (du nuage moléculaire parent). Ce champ local influencerait l'aspect et l'orientation des lobes bipolaires et des jets bipolaires. Les particules du disque, chargées, pourraient s'attacher aux lignes du champ, et les suivre, un peu comme les particules chargées qui proviennent du Soleil suivent les lignes du champ terrestre, pour être canalisées vers les pôles de celui-ci. Ce qui cause les aurores boréales et australes en haute atmosphère.

#2H : Les références et suggestions de lecture : - (1) Une carte de polarisation de NGC2261 en filtre "V" de S.M. Scarrott, P.W. Draper, R.F. Warren-Smith 1988. - (2) La bonne interprétation des cartes de polarisation des étoiles jeunes Par Pierre Bastien. -(3) L'observation de NGC 2261 1990-1999 Par Gilbert St-Onge et Lorraine Morin - (4) http://skyview.gsfc.nasa.gov/cgi-bin/nnskcall.pl AD, Dec. 06 39 8, 08 43.8 Dans Optical DSS RED et DSS BLUE - (5) Une étude des nébuleuses bipolaires associées aux étoiles jeunes St-Onge, Gilbert, (collaboration Pierre Bastien), 1996-1997 - (6) http://www.astro.umontreal.ca/~opiomm Certaines images sont le fruit de l'équipe OPIOMM (Obscur Projet d'Imagerie de l'Observatoire du Mont-Mégantic). Les images du groupe OPIOMM - (6.5) Un portrait de M42 La nébuleuse de Orion Par G. St-Onge & L. Morin CDADFS (Club d'Astronomie de Dorval) et la SAM Janvier 2003 - (7) http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap010426.html La nébuleuse Bernard 33 - (8) http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap010224.html La nébuleuse Bernard 33 en domaine InfraRouge - (9) http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap961207.html Dans Messier 42, des OSJ, des images du HST : (des disques) - (10) http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap010220.html " Star Forming Region S106 ", un OSJ à comparer avec le modèle. - (11) http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap991129.html L'étoile jeune HH 34 - (12) La nébuleuse nouvellement aperçue (le 2004/01/23), dans M78, la McNeil's Nebula La McNeil's Nebula découverte en 2004 - http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap040219.html et http://spiff.rit.edu/classes/phys440/lectures/new_star/new_star.html La McNeil's Nebula découverte en 2004 - La revue Pour la Science (édition française de Scientific American), Le dossier hors série: Vie et Mœurs des étoiles, paru en Janvier 2001. - Ray, Thomas P., Of Youth Early Days in the Life of a Star, Dans la revue Scientific American de août 2000, page 43. - Petrov, P.P., Zajtseva, G.V., Efimov, Yu.S., Duemmler, R., Ilyin, I.V., Tuominen, I., et Shcherbakov, V.A. Brightening of the T Tauri star RY Tauri in 1996. Paru dans Astronomy and Astrophysics, 341,553-559 (1999). - Le Calendrier 2004 Éphémérides, OMM, OPIOMM, Jean-Pierre Urbain - Henbest, Nigel, and Marten, Michael, The new Astronomy, second edition, Cambridge University Press, 1996 - Pasachoff, Jay M., From the Earth to the Universe, Fourth Edition, by Saunders College Publishing, a division of Holt, Rinehart and Winston, Inc.,1991

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