Une étude des nébuleuses bipolaires associées aux étoiles jeunes

Par Gilbert St-Onge (collaboration Pierre Bastien)
1996-1997

Préface de Pierre Bastien

Préface

Les astronomes amateurs ont contribué dans le passé de nombreuses façons à l'avancement de l'Astronomie. Ils ont ainsi été des alliés très utiles, et en fait essentiels, des astronomes professionnels. On pense par exemple à la recherche de nouvelles comètes et au suivi régulier des étoiles variables. Avec l'avènement des CCD, plusieurs amateurs - dont Gilbert - ont contribué aussi de cette façon. Par contre, le travail que présente ici Gilbert est d'un autre type: l'analyse quantitative de données sur les étoiles jeunes.

Le projet demandait de numériser des images d'étoiles jeunes entourées de nébulosités, de mesurer des positions, de "fitter" des courbes théoriques aux positions mesurées, puis de faire des comparaisons. La classification qui est proposée ici est nouvelle et doit être exploitée plus en profondeur. Ce n'est pas un travail facile, et je crois qu'il a bien réussi à relever le défi. Et vous, qu'en pensez-vous?

Pierre Bastien Directeur, Observatoire Astronomique du Mont-Mégantic

- Introduction

- SECTION #1: Considérations théoriques sur les nébuleuses bipolaires

- Milieu interstellaire

- DESCRIPTION PAR COMPOSANTE du mécanisme d'un objet stellaire jeune.

- Les flots stellaires


- SECTION #2 Les mesures et les équations

- Analyse des données des graphiques

- TABLE 1. Résultats des ajustements

- SECTION #3 Discussion de la morphologie observée des nébuleuses bipolaires sélectionnées pour ce projet.

- LE MODÈLE BASTIEN & MÉNARD GRAPHIQUEMENT

- CES OBJETS SEMBLENT ASYMÉTRIQUES dans le visible!

- MORPHOLOGIE OBSERVÉE DE CES NÉBULEUSES BIPOLAIRES dans le visible.

- Tableau qui nous renseigne sur les objets sélectionnés.

- Les objets classifiés selon l'étude:

- Le taux de collimation dans le visible comparé au taux de collimation dans le radio.

Introduction

Une étude des nébuleuses bipolaires associées aux étoiles jeunes

Les astrophysiciens d'aujourd'hui, tel Pierre Bastien de l'Université de Montréal, sont à mettre au point des modèles qui pourraient représenter les mécanismes qui gèrent les objets stellaires jeunes. C'est un domaine de recherche d'actualité en pleine expansion.

Il semble clair que les étoiles jeunes s'observent généralement dans les grands nuages moléculaires que l'on trouve dans la Voie lactée. Les étoiles naissent de l'effondrement gravitationnel de certaines régions de ces nuages qui se contractent en des masses importantes de matière desquelles surgissent des étoiles si les conditions y sont favorables.

Donc les étoiles jeunes se trouvent surtout sur le plan du disque des galaxies dans les régions les plus denses, soit les bras des galaxies spirales, entre autres. Mais quels phénomènes favorisent la formation d'étoiles?

- Dans les galaxies spirales, les chercheurs G. Bertin & C.C. Lin ont mis au point un modèle nommé l'onde de densité. Ces mécanismes agiraient comme des ondes de compression qui formeraient les bras des galaxies, et favoriseraient dans ceux-ci les situations de formation d'étoiles. Qu'ils aient raison ou non, les étoiles jeunes sont observées en grand nombre dans les bras des galaxies spirales.

- De manière plus locale, des supernovae (étoiles qui éjectent violemment une partie importante de leur masse) créent des ondes de choc importantes qui peuvent agir sur les nuages moléculaires environnants et éventuellement favoriser la formation d'étoiles.

Les passages d'étoiles à travers les nuages moléculaires du disque des galaxies, dans leur périple autour du noyau de celles-ci, doivent aussi être considérés. Mais que dire de l'interaction des galaxies qui se traversent mutuellement? Le télescope spatial HST nous a montré la riche création stellaire observable dans les galaxies des antennes NGC 4038 & NGC 4039.

À quoi peut ressembler un objet stellaire jeune?

Le tout semble commencer par un effondrement gravitationnel de certaines régions de nuages moléculaires. Ces régions deviennent des globules de matière très denses, qui sont l'ensemble de la masse de gaz et de poussière disponible pour chacune des futures étoiles. Après des centaines de milliers d'années, l'étoile est éveillée de son sommeil par les premières apparitions de fusion nucléaire en son coeur. La fusion nucléaire est la principale source de rayonnement des étoiles. Si la masse des globules n'est pas suffisante pour permettre la fusion nucléaire, alors on aura la formation d'une planète géante ou d'une étoile inachevée, peut-être une naine brune?

SECTION #1: Considérations théoriques sur les nébuleuses bipolaires

Cette section :

  1. Contient une description du milieu interstellaire qui nous familiarise avec les matériaux connus à l'origine des étoiles, là où s'observent les protoétoiles.

  2. Nous renseigne sur les différents aspects des objets stellaires jeunes tels qu'identifiés aujourd'hui.

On y traite aussi de certains mécanismes qui sont probablement parmi les responsables de l'existence des lobes bipolaires des étoiles jeunes. Il existe deux grandes lignes de modèles qui y sont résumées.

Milieu interstellaire

Dans les galaxies, là où se trouvent la plupart des étoiles, l'espace entre les étoiles n'est pas vide en soi, il est occupé par des gaz et des poussières et tous les matériaux de l'univers local! La composition de la matière du milieu interstellaire (MIS) est comme suit:


pour 1 000 atomes d'hydrogène, on a

~ 85 atomes d'hélium,

 

 

pour 10 000 atomes d'hydrogène on a

~ 6,5 atomes d'oxygène,

 

~ 3,5 atomes de carbone,

 

~ 0,5 atome de fer.


La masse combinée de tous les atomes plus lourds que l'hélium est proche de 1% de la masse totale de l'hydrogène. La densité moyenne est de ~ 1 atome H par cm3 (des variations importantes de densité existent, de 0,001 à 10 000 atomes H/cm3), les températures y varient aussi fortement, de 5 à 1 000 000K. La MIS est en grande partie gazeuse.

Les différentes composantes de la MIS (dans la Voie lactée) :

Les nuages atomiques froids : Densité de 10 à 20 atomes/cm3; Température moyenne de 50 K L'hydrogène y est sous forme atomique.

Le gaz atomique diffus chaud : Densité : 0,1 atome/cm3; Température : 5 000 K.

Les gaz de la couronne (coronal gas) :
Densité : 0,001 atome/cm
3. Température: près de 1 000 000K. Ces gaz ionisés sont probablement le résultat des supernovae qui, par leurs ondes de choc, ont brisé les grains de poussière en leurs composantes atomiques, en plus d'ioniser le tout.

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/cm
3; 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.

Les régions HII (hydrogène ionisé) :
Ces régions entourent les étoiles chaudes : l’effet (UV) de fluorescence arrache l'électron de son orbite; Température: 10 000 K; Densité : quelques centaines à quelques milliers d'ions/cm
3. Ces régions sont presque toujours associées à un nuage moléculaire froid. Les régions HII ne sont pas en équilibre de pression; elles sont chaudes et en expansion. En quelques millions d'années, les gaz se dissipent dans la MIS.

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.

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 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.

DESCRIPTION PAR COMPOSANTE du mécanisme d'un objet stellaire jeune.

Les disques
Les disques sont un rouage important du mécanisme protostellaire, ils sont probablement drainés par l'étoile. Des atomes et des grains de poussière 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. 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..

Le mécanisme du champ magnétique
Des gaz chauds qui se déplacent et la rotation rapide de l'étoile en quelques jours sont des éléments pouvant donner des champs magnétiques des centaines de fois plus importants que celui du Soleil.

Selon plusieurs astronomes, le disque de certaines étoiles T Tauri (les WTTS) ne toucherait pas à l'étoile, il y aurait une zone libre de quelques fois le diamètre de l'étoile entre celle-ci et le disque. Ce phénomène serait causé par la présence d'un fort champ magnétique. Les T Tauri classiques (CTTS) auraient, elles, un disque en contact avec la surface équatoriale de l'étoile; cette zone de contact est appelée la couche limite (Boundary Layer).

On pourrait modéliser le champ magnétique d'objets stellaires jeunes, comme étant fait de lignes de force qui se connectent à des pôles magnétiques sur l'étoile. À un certain rayon dans le disque, la matière se déplacerait en harmonie avec les lignes de force du champ magnétique, ce qui permettrait aux lignes de force de prendre des gaz et des poussières du disque et de les canaliser jusqu'à la surface de l'étoile (accrétion magnétosphérique). Les particules sont accélérées dans le champ magnétique en chemin vers l'étoile. La matière est donc canalisée par les lignes de force du champ magnétique vers les pôles, là où les lignes du champ magnétique entrent en contact avec l'étoile. Selon certains modèles, à ces points, incapables de se déplacer plus près de l'étoile, ces matériaux seraient projetés en jets bipolaires très importants; il s'agit de matière ionisée à plus de 10 000 K qui se déplace à des vitesses pouvant atteindre 400 km/s. D'immenses lobes bipolaires se développent autour de ces jets. Ces lobes moins denses en leur intérieur seraient des matériaux plus froids et moins rapides que les jets. Il serait plutôt question de flots moléculaires à des températures de 50 K qui se déplacent de 20 à 50 km/s.

Deux catégories de modèles ont été proposés pour expliquer ces flots et les jets bipolaires. Un premier qui suggère que les matières du disque passent par la surface de l'étoile et sont éjectées dans les lobes et les jets, selon leur état plus ou moins énergétique à ce moment. L'autre type de modèle dit que la matière des lobes bipolaires est émise directement du disque et que les jets eux viennent de matière éjectée par l'étoile. Le débat continue toujours pour savoir quelle catégorie de modèle est la bonne.

Modèle Bastien Ménard Département de physique de l'Université de Montréal
Ils ont développé un modèle informatique qui permet d'interpréter les cartes de polarisation lumineuse des nébuleuses bipolaires. Ces cartes de polarisation seront fort utilisées dans ce projet pour l'interprétation de la morphologie des nébuleuses bipolaires. (La section #3 traite de ce modèle)


Les flots stellaires
Le flot externe qui est le débit total des matériaux ejectés par les jets et les lobes bipolaires, peut être de l'ordre de 10
-6 masses solaires par année, ce qui influence de façon significative la luminosité de l'étoile. Une relation semble s'établir entre l'importance du disque et la présence de jets bipolaires. Des mesures indiqueraient que l'intensité du flot externe est proportionnelle à l'importance du disque. On croit que le champ magnétique serait un des responsables qui canalise la matière dans les jets bipolaires (outflow). Modèle d'objet stellaire jeune

Références utilisées pour ce résumé:
Frank, Adam. 1996.
Starmaker the new story of stellar birth. ASTRONOMY, juil. 1996, p. 52.
Stephens, Sally. 1996.
The excesses of youth. ASTRONOMY, sept. 1996, p. 36.
Monsieur Pierre Bastien, observatoire du mont Mégantic et Département de physique de l'Université de Montréal.

Je me suis permis de fabriquer un petit modèle d'objet stellaire jeune; celui-ci serait vu sur la tranche. Il est compatible au modèle dont les lobes bipolaires sont évacués par les pôles magnétiques de l'étoile avec les jets bipolaires. On y voit le disque (vert) qui entoure l'étoile, et les lignes de force du champ magnétique (bleu foncé) qui baignent dans le disque environnant. Aux pôles magnétiques opposés l'un à l'autre, les lobes bipolaires (bleu pâle) qui entourent les jets (jaune) qui s'en échappent très loin à des vitesses de centaines de KM/s. Pour représenter l'autre modèle il faudrait que les lobes bipolaires s'échappent du disque qui entoure l'étoile.

Une étude des nébuleuses bipolaires associées aux étoiles jeunes telles qu'observées dans le visible.

Quelques buts: Une étude de la morphologie générale des nébuleuses bipolaires.
- Estimer le taux de collimation de ces nébuleuses bipolaires dans le visible.
- Construire une classification des nébuleuses bipolaires dans le visible.

Les candidates: Elles doivent être de dimensions suffisantes.
- Elles doivent être le plus possible perpendiculaires à l'axe d'observation.
- Il doit y en avoir des cartes en isophotes et de polarisation dans le visible.

SECTION #2

Les mesures et les équations

Dans cette section je discute des tableaux obtenus à partir des mesures effectuées sur les images des nébuleuses sélectionnées, puis du développement des estimations des taux de collimation et finalement une compilation des données du projet cataloguées par objet y est présentée.

Ce travail commença par des mesures sur deux axes perpendiculaires l'un à l'autre de ces nébuleuses, ce qui permit d'estimer le taux de collimation et la morphologie générale de ces objets dans le visible. Les résultats nous permettent de constater qu'en lumière visible ces nébuleuses sont asymétriques et d'ouverture (collimation) variable de part et d'autre d'une bissectrice coupant le grand axe de ces nébuleuses.

L'utilisation d'un logiciel qui permet d'entrer les données des mesures effectuées en pixels sur les images, pour leur attribuer le meilleur ajustement (fit) possible afin de déterminer: 1) quel type de figure (de courbe) convient le mieux à la morphologie de chacun des objets mesurés, 2) le taux de collimation (ouverture) des lobes de ces objets, 3) s'il y a symétrie ou asymétrie d'un côté et de l'autre de la bissectrice dans ces nébuleuses. MorphologieLes deux équations utilisées pour ce travail nous révèlent les éléments qui nous permettront de quantifier les taux de collimation de ces objets, soit le coefficient de la première équation (c) de Y=a+bXc, et le coefficient du terme en X2 pour la deuxième équation Y=a+bX2 (parabole)!

Les mesures en (X) et (Y) sont en PIXELS sur le tableau; elles ne sont pas converties en secondes d'arc. J'ai toujours considéré les valeurs en (X) de la courbe isophote la plus à l'extérieur de la nébuleuse comme étant les limites extérieures de ces nébuleuses. J'ai donc effectué des séries de mesures pour chaque objet, en échelonnant à tous les 5 pixels sur l'axe des Y les mesures en X, ce qui me donne une quantité acceptable de mesures pour trouver par des régressions (fit) une courbe sur les contours de ces objets et ainsi vérifier s’il s'agit de paraboles tel que suggéré. Dans certains cas, j'ai pu améliorer les ajustements en éliminant les mesures considérées comme trop éloignées des paramètres recherchés. Parfois il m'a fallu considérer seulement les mesures près de l'étoile, ce qui restreint considérablement la précision des ajustements! Donc les AJUSTEMENTS nous permettent d'uniformiser les contours des nébuleuses, et ainsi de développer par des équations simples les paramètres nous intéressant.

Dans le tableau des équations qui suit, R est le coefficient de corrélation, et S est l'écart-type.

Les équations sont toujours dans l'ordre suivant:

  1. y1 = a1+b1xc1 (polynomiale)
  2. y2 = a2+b2x2 (parabolique)
  3. y3 = a3+b3x+c3x2 (quadratique)


Objet

a1

b1

c1

R/S

a2

b2

R/S

a3

b3

c3

R/S

NGC2261
est (68)

64,31

0,019

1,87

0,977
7,49

-57,54

0,01

0,979
7,15

178,5

-4,77

0,033

0,993
4,26

NGC2261
ouest (60)

-82,18

3,62

0,82

0,995
4,09

2,67

0,0069

0,982
7,5

-71,99

1,69

-0,0018

0,995
4,1

NGC2261
est (31)

29,75

0,002

2,20

0,99
1,31

35,47

0,007

0,99
1,34

 

Bien sûr ce n'est qu'un exemple qui nous montre les résultats pour l'objet NGC 2261, les autres objets sont traités de la même façon dans ce grand tableau.

Le fait qu'il y a asymétrie pour toutes les nébuleuses nous force à considérer les deux côtés des lobes. Je peux donc retenir le côté qui me montre l'ouverture maximale comme étant probablement l'angle sous lequel le lobe peut être considéré. Les autres ouvertures (secondaires) peuvent être considérées comme déformées par des masses de matière dense qui modifient leur morphologie et leurs dimensions. Ou accepter une asymétrie physique de ces objets et ainsi convenir de deux ouvertures moyennes par lobe, une de chaque côté de l'axe de symétrie utilisé pour les mesures du lobe!

Pour déterminer l'incertitude globale des mesures effectuées sous forme d'ajustements, j'ai procédé comme suit: pour une interprétation acceptable de l'erreur attribuable aux mesures, il faudrait évaluer l'écart pour chacune des mesures de chaque série, et en faire le somme et la moyenne pour chaque côté des lobes.

Dans le cadre de ce travail, je considère injustifiée une telle précision, alors je m'en tiens aux évaluations données par le programme informatique utilisé.

Les rapports développés à partir du logiciel nous renseignent sur deux points importants du niveau de précision de chacun de nos ajustements: soit le (S) ou écart-type et le (R) coefficient de corrélation.

    S, est l'erreur moyenne évaluée à partir de l'ensemble des données, donc l'écart moyen des données de part et d'autre de l'ajustement. Plus l'ensemble des mesures est près de l'ajustement, plus S est petit.

    Puis viens R, qui lui est l'estimation du degré de précision de l'ajustement dans l'ensemble des mesures. Celui-ci vaut 1 si l'ajustement passe par tous les points des mesures et diminue en proportion du degré d'imprécision de l'ajustement; un très bon ajustement est près de 0,99 et un très mauvais est de l'ordre de 0,90 et moins. (C'est le coefficient de régression).

Analyse des données des graphiques :

L'analyse des données s'est effectuée en la présence de Pierre Bastien.

Il nous faut interpréter les résultats des équations des ajustements pour chacune des nébuleuses visées par ce projet. Il faut d'abord estimer quelle est l'équation qui convient pour nos besoins! Il serait intéressant de pouvoir comparer directement les facteurs de collimation dans le visible et dans le radio, tenter de ramener ces deux mesures à une même échelle d'estimation.

Dans le radio, l'équation utilisée est (Rc = Y/X cotg2)

Les équations utilisées pour exécuter nos ajustements sont: (Y = A+BXc), (Y = A+BX2), (Y = A+BX+CX2). Les deux premières sont les plus utilisables pour tenter d'interpréter nos résultats. pour l'équation (Y= A+BXc), lorsque le coefficient (c) est près de 2, alors on a une parabole. Les valeurs de ce coefficient vont comme suit :

Ca est le coefficient de l'ajustement de la première équation

Ca près de 1 représente un cercle; Ca près de 2, une parabole; Ca près de 4, une hyperbole; Ca près de 6, une droite sur l'axe des (X). Donc plus Ca est petit, plus le lobe bipolaire est mince (collimé). À partir de ces constatations, je peux d'un coup d'oeil au tableau repérer les lobes des nébuleuses qui correspondent à des paraboles. Et même avoir une classification sommaire des formes représentant le mieux chacune des nébuleuses mesurées.

Puis, après avoir sélectionné les nébuleuses qui correspondent aux critères d'une figure ~ parabolique (Ca à peu près 2), je peux à partir du coefficient (B) de l'équation #2 (Y = A+BX2), estimer le facteur de collimation en lumière visible (Rv) de ces nébuleuses, soit l'ouverture des lobes.

Pour trouver la valeur de (R) à partir du visible je me base sur la parabole:

(Y=BX2): soit

X= 1 , 2 , 3

 

pour B=1 ,

Y= 1 , 4 , 9

pour B=2 ,

Y= 2 , 8 , 18

pour B=3 ,

Y= 3 , 12, 27

(voir le graphique).

Il est alors possible de dire R = Y/X = BX2/X = BX.

Ceci nous donne le facteur de collimation du rayon de la nébuleuse mesurée; pour la collimation totale il faut dire (Rv) visible = (2BX), où la valeur de X est la dernière mesure en X sur les points du graphique. Bien sûr il est possible de choisir la valeur de (X) sur les points mesurés, au besoin, pour le meilleur ajustement possible.

Dans l'équation (Rv = 2BX), (Rv) est le facteur de collimation dans le visible, (B) est le facteur Bb de la table 1 (Bastien St-Onge); (B) à partir de mes mesures de l'équation #2 (Y=BX2), (X) est la dernière valeur en X (pixels) des points de la liste de mes mesures pour un objet donné.

Se rapporter à la "Table 1: résultats des ajustements" qui suit!
Exemple: L1551-SUD (Rv=2BX) = 2 x 0,012 x 124= 2,98
Dans ces cas (Bb) de (A+BX
2): plus la valeur de (Bb) est grande, plus la parabole est fermée, et donc plus la valeur de (Bb) est petite, plus la parabole est ouverte.

TABLE 1. Résultats des ajustements (St-Onge & Bastien 21-08-96)
(COMPILATION DES ÉLÉMENTS IMPORTANTS À CE TRAVAIL)

Objet

Ca=a1

Bb=b2
(B)

Rc

X(pixels)

Rv
(Rv=2BX)

Id

Commentaire

L1551 IRS 5 Nord

1,51

0,020

5,2

86

3,44

plus de 80°

parabole (32 mesures)

Nord (-11 à 18)

1,91

0,023

 

86

3,95

 

(- 8 mesures sur 32)

L1551 IRS 5 Sud
(-22 dernières)

1,69

0,012

 

124

2,48

 

parabole (39 mesures)

L1551 NE- Nord
(-4 premières)

0,41

0,02

 

85

3,4

 

irrégulière 21 mesures,
de 5 à 25 = parabole

L1551 NE- Sud

1,99

0,01

 

114

2,28

 

(sur l'ensemble)

Sud

1,39

0,005

 

109

1,09

 

parabole (1 à 18)?

HH83 IRS Nord

0,97

-----

-----

-----

-----

-----

droite (21 mesures)

HH83 IRS Sud

1,37

0,006

 

119

1,43

 

parabole (17 mesures)

IRAS 05329
-0505 Nord

1,56

0,05

 

67

6,7

75

(44 mesures) (droite)

Nord

2,53

0,07

 

67

9,38

 

(-14 à 26)

IRAS 05329
-0505 Sud

1,46

0,011

 

86

1,72

 

(15 mesures) par. (4 à 18)

NGC 2261 Est

 

0,010

 

128

2,56

75

parabole (62 mesures)

Est

2,20

0,007

 

111,5

1,56

 

(31 mesures)

NGC 2261 Ouest

0,82

 

 

 

 

 

droite

HH46 IRS Nord-Ouest

3,07

0,028

 

63

3,78

80

(21 mesures)

HH46 IRS Sud-Est

4,95

0,52

 

 

 

 

irrégulière

CHA IR nebula Nord

1,50

0,020

 

90

3,6

85

(39 mesures)

Nord

 

0,020

 

95

3,8

 

(35 mesures)

CHA IR nebula Sud

1,07

0,07

 

48

6,72

 

droite

RCRA Nord

1,95

0,05

 

68

6,8

55

-24 à 37 (33 mesures)

Nord

2,06

0,03

 

59

3,5

 

±  parabole. (22 sur 48)?

RCRA Sud

2,68

0,01

 

57

1,14

 

10 mes. = parabole tout = irr.

T CRA

 

 

 

 

85

 

 

Parsamyan 21 Est

0,24

 

 

 

80

 

irrégulière

Parsamyan 21) Ouest

3,52

0,03

 

72

4,32

 

parabole (1 à 15)?

Ouest

1,52

0,018

 

58

2,09

 

(1 à 17)

Notes:

 

Objet:

Nom des nébuleuses.

Ca:

Coefficient de l'ajustement de la première équation. Une valeur près de 2,0 indique que la parabole donne une bonne représentation des données.

Bb:

Coefficient du terme en X2 pour une parabole.

Rc:

Facteur de collimation basé sur les données radio obtenues en CO (Références: Rc, facteur de collimation, Lada 1985 ARAA 23, 267.).

X:

En unité de pixels est la dernière valeur de X retenue dans mes mesures d'ajustement.

RV:

Facteur de collimation dans le visible où (Rv=2BX).

Id:

Inclinaison du disque par rapport à la ligne de visée telle que déterminée à partir des cartes de polarisation dans le visible/proche infrarouge (inclin., Bastien & Ménard 1990 ApJ 264, 232.).

Certains objets comme L1551 IRS 5-NORD sont des paraboles qui traversent une série de mesures très houleuse, dans un milieu plutôt irrégulier, qui excède de part et d'autre de façon assez importante la courbe tracée par l'ajustement de la parabole, lorsque je prends l'ensemble des mesures pour calculer mon ajustement. Les objets suivants présentent ces irrégularités:
L1551 IRS 5 côté nord, IRAS côté nord, L1551 NE côté sud, et PAR 21 côté ouest.

SECTION #3

Discussion de la morphologie observée des nébuleuses bipolaires sélectionnées pour ce projet.

Discutons d'abord du modèle attribué aux nébuleuses bipolaires associées aux étoiles jeunes par Pierre Bastien et Francois Ménard de l'Observatoire du Mont Mégantic et Département de Physique, Université de Montréal (mai 1990). François Ménard est maintenant à l'Observatoire de Grenoble.

Ces chercheurs ont développé un modèle informatique permettant d'expliquer les cartes de polarisation de la lumière tirées d'observations des nébuleuses bipolaires. La polarisation de la lumière d'un tel objet nous renseigne sur certains aspects physiques de ces objets, par exemple l'inclinaison du disque. Dans ce travail, les cartes de polarisation des objets étudiés sont très importantes pour émettre certaines classifications.

NOTIONS DE POLARIMÉTRIE (A)

La lumière non polarisée vibre dans toutes les directions perpendiculaires à sa direction de propagation. Une lumière polarisée linéairement vibre dans un plan préférentiel. En astronomie on mesure l'angle de position de la polarisation à partir du nord en allant vers l'est, comme pour déterminer l'angle de position des systèmes d'étoiles doubles.

Les cartes de polarisation sont obtenues par un détecteur CCD placé derrière un polariseur installé sur un télescope. Ces cartes nous renseignent sur la magnitude et l'angle des vecteurs de polarisation (voir modèle Bastien Ménard plus bas). La polarisation de la lumière est causée par la présence de grains de poussières de dimension de l'ordre de 0,1 micron dans la nébuleuse autour de la protoétoile.

Quel est le mécanisme qui permet d'expliquer les cartes de polarisation des objets stellaires jeunes? Certains auteurs ont prétendu que les patrons de vecteurs alignés sur les cartes polarimétriques sont causés par l'extinction préférentielle de la lumière perpendiculaire aux vecteurs observés, par des grains non-sphériques alignés. Il s'agit d'un phénomène souvent observé dans le milieu interstellaire général. Ce mécanisme se remarque sur le plan de la galaxie où les grains sont alignés par le champ magnétique de la galaxie, généralement parallèle au plan de celle-ci. Ce mécanisme a été adapté pour tenter d'expliquer les vecteurs alignés trouvés près des étoiles jeunes. Mais cette explication se heurte à plusieurs problèmes.

Des variations dans la polarisation de ces objets en quelques jours : les grains de poussières n'auraient pas le temps de modifier leur alignement en si peu de temps à cause des dimensions trop importantes de ces disques près des étoiles, qui auraient probablement des dimensions de plusieurs dizaines à des centaines d'unités astronomiques.

L'alignement des grains par le champ magnétique des galaxies prend sûrement des millions d'années à se concrétiser. Alors que les étoiles jeunes et leur environnement ont au plus quelques centaines de milliers à un million d'années d'existence. Ce disque polarise la lumière de l'étoile d'un facteur de 10% à 20% tout près de l'étoile. En les comparant avec le milieu interstellaire, les polarisations observées sont beaucoup plus faibles; elles dépassent rarement 5% de polarisation!

Pour interpréter les cartes de polarisation, le modèle de base parle de grains de poussière alignés qui favoriseraient un plan de vibration préférentiel!

Bastien et ses collaborateurs proposent autre chose. Ils proposent un mécanisme qui tient compte des aspects importants des objets étudiés.


MODÈLE (B.M.) (BASTIEN ET MÉNARD)

La lumière nous parvient de l'étoile enfouie dans la nébuleuse. Cette lumière est diffusée par les grains de poussière dans l'environnement de l'étoile. Cet environnement comprend un disque dans le plan équatorial et un lobe de chaque côté du disque. Ces deux lobes bipolaires sont en fait deux cavités évacuées par des vents en provenance soit de l'étoile ou du disque. L'origine des vents n'est pas encore bien établie. Dans la cavité la densité est plus faible que dans l'environnement de l'étoile. L'ensemble défini par cette géométrie correspond aux nébuleuses par réflexion qu'on observe fréquemment.

La propagation de la lumière dans un milieu est souvent décrite par la profondeur optique. Plus le milieu est dense plus la profondeur optique est grande, c'est-à-dire que la lumière a plus de difficulté à se propager. Plus la profondeur optique est grande, plus la lumière qui se propage dans une direction donnée sera diffusée dans d'autres directions par les grains de poussière. La lumière diffusée par un grain de poussière est polarisée perpendiculairement au plan de diffusion.

Dans un milieu où la profondeur optique est faible, donc un milieu transparent, cela donne un patron de vecteurs centrosymétriques sur les cartes de polarisation. C'est-à-dire que les vecteurs sont tangents à des cercles concentriques centrés sur l'étoile. (Voir dans les lobes sur la figure plus bas). Il s'agit de diffusions simples de la lumière par les grains de poussière.

Dans le disque la profondeur optique est grande et les photons seront diffusés plusieurs fois par tous les grains de poussière. Un calcul détaillé de la propagation des photons dans le milieu défini par cette géométrie (disque et lobes bipolaires produisent des cartes de polarisation comme celle du modèle Bastien & Ménard défini en dessous). Selon ce modèle la dernière diffusion se produit dans un plan perpendiculaire au disque. Cela donne des vecteurs de polarisation parallèles au plan du disque.


LE MODÈLE BASTIEN & MÉNARD GRAPHIQUEMENT (étoile simple)

Voici le modèle de base de notre classification: soit le modèle informatique Bastien et Ménard. La figure présente les aspects que le modèle prévoit pour des inclinaisons du disque de 90°, 85°et 60° par rapport à la ligne de visée.On voit les vecteurs de polarisation pour les lobes bipolaires (a) et pour le disque (b), pour les différents angles d'inclinaison.

Quel que soit l'angle qu'on prend comme référence, le modèle nous montre toujours des lobes paraboliques bipolaires. Des lobes coniques sont souvent observés en lumière visible. En ondes radio, les observations semblent parfois en accord avec l'aspect conique symétrique et bipolaire de ces lobes.

Ce modèle met en évidence l'aspect du disque près de l'étoile sous différents angles. Plus l'angle d'inclinaison est faible, plus le disque occupe un espace important mais il ne cache plus l'étoile avec une grande efficacité, et son opacité est amoindrie. L'aspect des vecteurs de polarisation change selon l'angle observé. Par exemple, prenons l'angle de 90° sur la figure : le disque est couvert de vecteurs alignés. Puis dans les lobes bipolaires, les vecteurs de polarisation suivent des arcs relativement ouverts (centrosymétriques) jusqu'à devenir, plus loin de l'étoile, presque linéaires.

L'autre angle que nous décrirons est l'inclinaison de 60°. Cette fois-ci l'étoile est très peu couverte par le disque, celui-ci semble plutôt en anneau autour de l'étoile. On en voit une signature circulaire large et de faible intensité. Près de l'étoile, dans les lobes bipolaires, les vecteurs de polarisation décrivent des arcs de cercle de plus faibles rayons.

Dans notre étude, les objets sélectionnés ont pour la plupart des inclinaisons estimées par (Bastien & Ménard 1990 Apj 264,232), de l'ordre de 75° à 85° sauf pour R CrA qui serait incliné de 55°. Donc, si on se reporte à nos modèles, on devrait observer des lobes bipolaires d'ouverture assez semblable et de morphologie symétrique s'approchant d'une parabole (conique).

Des variations de polarisation ont été observées dans les disques et pourraient être dues à des éjections de matière (flares) près de l'étoile, ou à des taches importantes du type tache solaire à la surface de l'étoile en rotation.


L'aspect des lobes change selon la longueur d'onde utilisée. Par exemple la lumière ultraviolette est plus affectée par la présence du disque que la lumière visible. L'ultraviolet est pratiquement tout arrêté par les poussières du disque, celui-ci sera alors presqu'uniquement détectable dans les régions au-dessus ou en-dessous du disque. La majorité des photons détectables au niveau du disque seront d'énergie moins importante, soit de lumière visible, infrarouge, etc...

On sait aujourd'hui qu'un grand nombre d'étoiles font partie de systèmes d'étoiles doubles ou multiples; il est important de signaler que cette étude porte exclusivement sur des cas d'étoiles présumées simples. Je n'ai pas vraiment idée de ce que peut avoir l'air une nébuleuse associée à un système d'étoiles multiples serrées (?)


Comparaison entre:

  1. Le modèle standard de nébuleuses bipolaires (N.B.) complété par le modèle de polarisation Bastien & Ménard (B.M.).
  2. Et les données que j'ai recueillies dans le visible.

N.B. : Les lobes sont symétriques.
Visible : Les lobes sont parfois asymétriques.

N.B. : Les lobes sont des paraboles.
Visible : Les lobes sont de formes variées. (Souvent de forme conique)


N.B. : Les lobes sont bipolaires.
Visible : Les lobes sont généralement unipolaires.

N.B. : Le taux de collimation des lobes varie selon l'angle d'inclinaison.
Visible : Le taux de collimation varie sans relation absolue avec l'angle d'inclinaison connu de ces objets. Pour un même angle d'inclinaison deux objets peuvent avoir des taux de collimation très différents.

N.B. (+B.M.) : Les séries de vecteurs de polarisation sont très symétriques.
Visible : Dans certains cas il y a asymétrie dans les séries de vecteurs de polarisation, selon le type d'objet. (Les types 1 et 1b présentent des patrons de vecteurs alignés très semblables sur toute la surface de ces objets et le type 2 présente des patrons variés à la surface de ces objets.)
Voir la définition des types plus loin.


CES OBJETS SEMBLENT ASYMÉTRIQUES dans le visible!

L'asymétrie semble générale en lumière visible. D'un côté du flot moléculaire, on trouve parfois une parabole et de l'autre côté du même flot on trouve une forme irrégulière ou une droite! Pourtant en considérant que ces objets sont vus par la tranche, sur un angle peu incliné, on devrait s'attendre à ce que leurs contours soient plutôt symétriques. Ce n'est pas le cas en visible.

Qu'est-ce qui peut causer ces asymétries? Un mécanisme physique naturel mal connu? La présence de forces agissant sur les parois de ces objets en les déformant? La présence plus importante de matériaux denses du nuage moléculaire, devant et à proximité des extrémités de la nébuleuse se traduit par un masquage des côtés de la nébuleuse. Donc, dans le visible, on voit les contours d'une nébuleuse déformée par le nuage moléculaire dans lequel elle baigne. Pour le type #2, on peut tracer une parabole près de l'étoile à cause de la diffusion majeure de la lumière de l'étoile dans ce secteur, puis s'en éloignant, la nébuleuse devient rapidement irrégulière.Dans les deux cas, soit les types #1 et #2, les nébuleuses semblent subir des déformations en s'éloignant de la position des étoiles. Ces déformations seraient peut-être en partie le résultat des forces rencontrées dans le milieu ambiant, par interaction avec ce milieu. Donc loin de l'étoile, le milieu peut interagir sur les flots moléculaires en drainant une partie de son énergie

Des cartes de polarisation ont servi à la classification de ces objets et leur inclinaison. Ces cartes ont la signature des structures du disque qui se présentent par une série de vecteurs alignés près de l'étoile. L'importance de ces vecteurs nous renseigne sur les dimensions de ce disque, et il s'agit d'un marqueur nous donnant la position probable de l'étoile responsable de cette diffusion lumineuse. Donc on a pu associer à notre classification ces éléments importants.


MORPHOLOGIE OBSERVÉE DE CES NÉBULEUSES BIPOLAIRES dans le visible.

Équations utilisées (ajustements (fit))
#1= Y= a+bx
c
#2= Y= a+bx
2

Ce tableau montre une interprétation textuelle des morphologies pour représenter chacun des objets mesurés; d'autres tableaux présentent les paramètres.


NGC2261 EST

équations 1&2

parabole

NGC2261 OUEST

équations 1&2

linéaire (± droite)

CHA-NORD

équations 1&2

± parabole

CHA-SUD

équations 1&2

linéaire (droite)

HH46-NORD

équations 1&2

± parabole (conique)

HH46-SUD

équation 2

irrégulière

HH83-NORD

équations 1&2

droite

HH83-SUD

équations 1&2

± parabole

IRAS-NORD

équations 1&2

irrégulière (parabole très ouverte sur l'ensemble)

IRAS-SUD

équations 1&2

± parabole (parabole sur 12 des 43 mesures, les mesures #5 à 17!) (PAS SIGNIFICATIF)??

l1551-NORD

équations 1&2

une parabole sur l'ensemble des mesures, mais il s'agit d'un ajustement qui a un écart important de part et d'autre de la ligne des mesures, peut-on le considérer?

l1551-SUD

équations 1&2

parabole

L1551N-NORD

équations 1&2

courbe négative?

L1551N-SUD

équations 1&2

conique, les 18 premières mesures de 52 montrent une parabole? (PAS très SIGNIFICATIF)??

PAR21-EST

équations 1&2

irrégulière

PAR21-OUEST

équations 1&2

parabole sur les 17 premières mesures de 35? (± significatif) puisqu'il s'agit de lumière diffusée par l'étoile?

RCRA-NORD

équations 1&2

plutôt irrégulière (s'approche d'une parabole sur 22 des 48 mesures)?

RCRA-SUD

équation 2

irrégulière

TCRA

 

impossible à mesurer, la diffusion de l'étoile domine cette carte?

Une section très importante de mon travail consiste en une classification des nébuleuses bipolaires. En voici les grandes lignes. J'ai réuni les objets qui semblaient montrer des caractéristiques semblables dans un même type. J'ai utilisé les morphologies observées à partir des cartes d'isophotes et de leurs cartes de polarisation en lumière visible. La classification se base sur deux grands types d'objets, dont la première catégorie est séparée en deux classes d'objets.

Voici un tableau qui nous renseigne sur les objets sélectionnés.

Nébuleuses

Inclinaison du disque.

Notre classification

Coordonnées (1950)

Ascension droite

Déclinaison

CHA IR Nebula

(I=85°)

Type #1

11 07 15.1

-77 27 37

HH46 IRS

(I=80°)

Type #1

08 24 16.5

-50 50 43

NGC 2261 ( 2000 )

(I=75°)

Type #1

06 39 10.0

08 43 00

IRAS 05329-0505

(I=75°)

Type #1

05 32 59.0

-05 05 49

L1551 NE

---------

Type #1 B

04 18 10.0

+18 02 06

L1551 IRS 5

(I=80°)

Type #1 B

04 28 40.2

+18 01 41

HH83 IRS

---------

Type #1 B

05 31 06.4

-06 31 48

PARSAMYAN 21

(I=80°)

Type #2

19 26 37.5

+09 32 24

RCrA

(I=55°)

Type #2

18 58 31.7

-37 01 30

TCrA

(I=85°)

Type #2

18 58 36.5

-37 02 10

Et maintenant les objets classifiés selon l'étude:

TYPE 1= NGC2261 (I=75°), IRAS 05329 -0505 (I=75°), HH46 (I=80°, CHA ir (I=85°), voir l'image qui suit. (Où I est l'inclinaison de l'objet sur la ligne d'observation. (I=90° lorsque perpendiculaire à l'axe d'observation)).

Le type #1 est caractérisé par un disque vu par la tranche et qui cache bien l'étoile.

Regardez les vecteurs alignés sur la largeur de la nébuleuse au niveau de l'étoile, ceux-ci sont la signature du disque. Les vecteurs de polarisation dans les nébuleuses sont aussi caractéristiques à ce type #1. J'ai identifié la position des étoiles sur les cartes de courbes d'intensité, avec des croix pour éviter de s'y méprendre.

NGC2261 de St-Onge et Morin 1996

Puis le type #1B de la même famille que le type #1, mais dont l'étoile n'est pas dans la nébuleuse; elle est en périphérie extérieure de la nébuleuse observable dans le visible. TYPE #1B comprend les objets suivants: L1551NE(---), HH83(---), L1551(I >80°)..

Pour bien positionner l'étoile, une croix indique son emplacement. Ces deux premiers types sont très semblables et montrent régulièrement des lobes dont une extrémité est à peu près parabolique dans l'ensemble. Ce sont des objets vus probablement par la tranche.

Je peux donc définir les types #1 et #1B, comme étant des nébuleuses bien résolues sur les images de contours d'intensité. Elles nous montrent un nombre de lignes de contours important, suggérant plusieurs niveaux de structures lumineuses à leur surface.

Par contre ces même objets (types #1 et #1B), nous présentent généralement des cartes de polarisation sur lesquelles les vecteurs de polarisation sont tous bien alignés en des motifs uniformes, ce qui donne une symétrie à la polarisation de toute la surface de ces nébuleuses.

L'image de L1551 NE est de Lenzen 1987, A&A Beichman
and Harris 1981 L1551/IRS5. (Un objet de type 1B)

LE TYPE #2

Ceux-ci nous montrent des cartes de courbes d'intensité moins bien définies que les types #1 et #1B. On peut déduire que la résolution est insuffisante sur les images de courbes d'intensité lumineuse du type #2. Peu de courbes y sont présentes, seules les régions près des étoiles et parfois les régions extérieures des nébuleuses semblent découpées de quelques niveaux d'intensité lumineuse. Par contre si on regarde les cartes de polarisation, on y voit des vecteurs par séquences qui occupent des régions de différentes surfaces. Ceci se traduit par des groupes de vecteurs de polarisation locaux; ceux-ci se présentent par différents champs à la surface des nébuleuses. Donc des vecteurs qui montrent des angles de polarisation et des magnitudes variant d'une région à une autre à la surface de ces nébuleuses.


Ceci peut peut-être s'interpréter comme des variations importantes de la nature des matériaux responsables de la polarisation de la lumière des surfaces de ces objets ou par une très bonne résolution spatiale de ces nébuleuses en polarimétrie (?) J'opterais pour la première option, puisque sur les cartes de contours, ces objets semblent mal résolus?
Et en regardent près des étoiles de ces objets, on remarque la présence de vecteurs disposés en un disque de forme ovaloïde qui entoure la position de ces étoiles. Le disque n'empêche pas l'étoile d'émettre exagérément sa lumière.(surexposition)!

On a donc: 

 

Le type #1: 

des cartes de courbes d'intensité très bonnes!

et #1B: 

des cartes de polarisation très symétriques!

 

 

Le type #2: 

des cartes de courbes d'intensité à faible résolution!

#2: 

des cartes de polarisation asymétriques qui montrent une bonne résolution!

Objets du type #2: Ces objets plus rebelles dont l'étoile semble diffuser tellement de lumière parasite que le taux de collimation des nébuleuses n'est pas mesurable avec un niveau de certitude acceptable. Ce type comprend: PAR 21 (I=80°, R CrA (I=55°), T CrA (I=85°).



Les images de PAR 21, R CrA & T CrA
sont de
Wart-Thomson et al. 1985 MN.

Pour les types 2, les vecteurs de polarisation associés à la région où se situe l'étoile sont disposés circulairement autour de cette étoile. Et les cartes isophotes sont bien larges et surexposées aux endroits où se situent les étoiles. Dans les nébuleuses on note des variations importantes dans les motifs faits par les vecteurs de polarisation, indiquant peut-être des irrégularités importantes dans les surfaces de ces nébuleuses. On peut se demander si certains de ces objets (type 2) n'ont pas tout simplement été surexposés lors des prises des images au télescope.

Le taux de collimation dans le visible comparé au taux de collimation dans le radio.

Il est très dommage qu'il n'y ait qu'un objet parmi ceux choisis dont le taux de collimation ait été mesuré dans le radio, il s'agit de L1551 IRS5. Cette situation me force donc à comparer mes résultats avec les résultats d'autres nébuleuses obtenus en radio. Ceci nous permet quand même de comparer l'ensemble de mes mesures avec un ensemble de mesures sélectionnées dans le radio.

Pour cet exercice je vais me servir de tous les objets de mon travail dans le visible, et certains objets dont le taux de collimation dans le radio a été estimé par Charles J. Lada, du Steward Observatory, University of Arizona 1985. Je me sers de deux paramètres communs connus, qui me semblent importants, soit l'angle sous lequel on observe ces nébuleuses (I), (un facteur qui peut peut-être servir à des comparaisons), et les taux de collimation estimés par Lada en radio et par moi en visible, j'ajoute aussi le type d'objet de ma classification lorsque connu.

Noms

Inclinaison (I)

Collimation (RC)
RADIO
(Lada)

Collimation (V)
VISIBLE
(RV=2BX)

Commentaire

L1551 IRS

> 80°

5,2

3,95

type 1B

L1551 ne

 

 

3,4

type 1B

HH83

 

 

1,43

type 1B

IRAS 05329 -0505

75°

 

6,7

type 1

NGC 2261

75°

 

2,56

type 1

HH46

80°

 

3,78

type 1

CHA ir

85°

 

6,72

type 1

RCRA

55°

 

6,8

type 2

TCRA

85°

 

-------

type 2

PAR21

80°

 

4,32

type 2


Puis des objets dans le domaine radio ont été mesurés par Charles J. Lada 1985...

Noms

Inclinaison (I)

Collimation (RC)
RADIO

Collimation (V)
VISIBLE
(RV=2BX)

Commentaire

HH7-11

30°

1,9

 

bipolaire

Orion A

10°

1,0

 

bipolaire

NGC2071

50°

3,7

 

bipolaire

S140

10°

1,0

 

isotrope (jet bleu + fort)

L723

50°

4,1

 

bipolaire

B335

82°

2,8

 

bipolaire

HH24

>75°

1,0

 

bipolaire

PV Cep

>60°

3,5

 

bipolaire

Cep A

 

6,2

 

bipolaire

Un petit examen des tableaux:

À première vue, les valeurs obtenues dans le radio et dans le visible semblent compatibles. On trouve des valeurs de 1 à 7 dans les deux systèmes. De plus les deux systèmes préconisent qu'une valeur du taux de collimation plus grande correspond à une collimation plus forte (plus fermée). Si on regarde le seul objet qui a été mesuré dans les deux systèmes, soit L1551 IRS5, on constate qu'en radio son taux de collimation est de 5,2 et qu'en visible il est de 3,95. Ce qui suggère que, si les mesures sont compatibles dans le visible et le radio, la morphologie de cet objet est plus ouverte dans le visible qu'en radio? Il semble très plausible que la morphologie de ces objets soit différente lorsqu'observés dans différentes longueurs d'onde, donc le taux de collimation peut varier dans un même ordre?

Mais quels facteurs peuvent influer sur les morphologies des nébuleuses dans le radio ou dans le visible? Dans le radio, les observations pénètrent davantage dans les masses moléculaires et de poussière de ces objets, il semble être possible d'y détecter les deux composantes de lobes bipolaires. Donc une certaine symétrie serait plus probable en radio qu'en visible. Et les taux de collimation eux sont probablement plus représentatifs en radio du fait qu'il y a moins de déformations de l'objet causées par des matières opaques à la lumière visible qui sont plus transparentes en radio.

Une petite constatation intéressante: dans le tableau du visible, il semble y avoir une relation entre le type d'objet développé dans ce travail et le taux de collimation (RV) mesuré dans ce travail:

Les objets de type 1 nous montrent, dans le visible, des taux de collimation variant d'ouverts 2,56 à très fermés 6,72

Les objets de type 1B eux semblent tous être plutôt ouverts, de 3,95 à 1,43

Les objets de type 2 par contre semblent très fermés, de 3,2 à 6,8.

Y a-t-il une relation mesurable entre le taux de collimation et l'angle sous lequel on voit les objets stellaires jeunes? Le tableau en lumière visible ne semble pas nous permettre de déterminer une relation de ce genre puisque des objets vus sous le même angle et qui sont de même type nous montrent des taux de collimation très différents.

Un examen du tableau dans le radio lui semble nous montrer une certaine relation:

Deux objets à 10° d'inclinaison nous montrent des taux de 1

Deux autres à 50° d'inclinaison montrent un taux de 3,7 et 4,1

Puis un autre près de 60° d'inclinaison à un taux de 3,5.

Ces objets semblent donc montrer une relation entre l'angle sous lequel on voit ces nébuleuses et leur taux de collimation observé. Sur les huit objets du tableau en radio, cinq montrent des liens entre l'angle et la collimation des lobes.

En conclusion voici quelques points que ce projet a permis de développer:

I : La mise au point d'une méthode d'évaluation des taux de collimation des lobes bipolaires ±compatibles aux évaluations dans le domaine radio : une méthode à raffiner ou à corriger avec le temps.

II : Assemblage de toutes les données connues pour chaque objet.

III : Le constat d'asymétrie des lobes bipolaires tels qu'observés dans le visible.

IV : Les morphologies globales des nébuleuses bipolaires en lumière visible ne sont pas nécessairement des paraboles.

V : Une classification y est suggérée. Attribuant à cette classification des composantes observées sur des cartes isophotes de ces nébuleuses en lumière visible, et certains paramètres des cartes de polarisation, trois principaux types y sont classifiés. Soient les types 1 et 1B qui sont très semblables et qui présentent souvent au moins une extrémité parabolique. Puis le type 2 qui lui est plutôt de morphologie irrégulière (inutilisable).

VI : Un lien entre l'aspect des cartes de contours de ces objets dans le visible et les informations enregistrées sur les cartes de polarisation de ceux-ci semble s'établir.

VII : Il faut signaler la contribution significative des résultats d'observations de la polarisation de la lumière visible qui ont servi à déterminer plusieurs aspects de la morphologie des nébuleuses bipolaires. Ce qui montre l'importance de ce domaine d'observation, et à la fois l'importance de connaître le plus possible les composantes de ces objets dans tous les domaines observables, dont le visible.

VIII: Une possible relation entre le type d'objet tel que développé dans ce projet et le taux de collimation de celui-ci dans le visible?

# (A) : Dans La section Archives

Les Saisons du Ciel

La bonne interprétation des cartes de polarisation des étoiles jeunes
Par Pierre Bastien
Observatoire du mont Mégantic et du Département de physique de l'Université de Montréal

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Je tiens à remercier M. Pierre Bastien, Lorraine Morin, et Patrice Gérin-Roze sans qui ce projet n'aurait pas été de tout repos.

Bibliographie

Articles

Bastien, Pierre, Observatoire du Mont Mégantic, and Département de Physique, Université de Montréal, La bonne interprétation des cartes de polarisation des étoiles jeunes, 1990, 13 pages.

Bastien, Pierre et Ménard, François, Observatoire du Mont Mégantic, and Département de Physique, Université de Montréal, Parameters of disks around young stellar objects from polarization observations, 1990, 10 pages, publié dans The Astronomical Journal, 1990/11/20.

Bastien, Pierre et Ménard, François, Observatoire du Mont Mégantic, and Département de Physique, Université de Montréal, On the interpretation of polarization maps of young stellar objects, 1987, 5 pages, publié dans The Astrophysical Journal, 1988/03/01.

Cabrit, Sylvie, Institut d'Astrophysique de Paris; and École Normale Supérieure, Paris

Bertout, Claude, Institut d'Astrophysique de Paris; and Laboratoire d'Astrophysique Théorique du Collège de FranceCO Line formation in bipolar flows. I. Accelerated outflows, 1985, 11 pages, publié dans The Astrophysical Journal, 1986/08/01.

Cabrit, Sylvie et Bertout, Claude, Institut d'Astrophysique de Paris, CO Line formation in bipolar flows. II. Deceleration outflow case and summary of results, 1989, 12 pages, publié dans The Astrophysical Journal, 1990/01/10.

Cabrit, Sylvie and Bertout, Claude, Institut d'Astrophysique de Paris; Observatoire de Grenoble, CO Line formation in bipolar flows. III. The energetics of molecular flows and ionized winds, 1992, 11 pages, publié dans Astronomy and Astrophysics 261, 1992

Joy, Alfred H., T Tauri Variable Stars, 1945, 10 pages, publié dans The Astrophysical Journal 102.

Lada, Charles J., Steward Observatory, University of Arizona, Cold outflows, energetic winds, and enigmatic jets around young stellar objects, 1985, 51 pages, publié dans Astronomy and Astrophysics, 1985.

Ménard, F., Bastien, P. and Robert, Carmelle, Observatoire du Mont Mégantic and Département de Physique, Université de Montréal, Detection of circular polarization in R Monocerotis and NGC 2261: implications for the polarization mechanism, 1988, 5 pages, publié dans The Astrophysical Journal, 1988/12/01.

Scarrott, S.M., Draper, P.W. and Warren-Smith, R.F., Physics Department, University of Durham, The origin of the 'polarization disk' in NGC2261/R.Mon, 1988, 14 pages.

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FIN

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