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Le Contre Jet
Sur les Images 6 et 7
on peut voir le Contre Jet, on a deux principales structures en arc, ce sont des chocs en arc, le premier choc
se situe à ~ 2.8 minutes de l'étoile RY Tauri, le deuxième choc est à la limite de
l'image au sud-est à ~ 3.5 minutes de l'étoile. Il s'agit d'un "Jet" bien structuré
à bonne distance de l'étoile source (3.5') au sud-est, et d'un Jet bien actif du côté
opposé au nord-ouest de l'étoile source, puisque les nœuds les plus près de l'étoile
HaA - HaC sont très jeunes, ils ont été éjectés de la région de l'étoile
il y a probablement moins de 10 ans. Les Tables 1 et 2,
dans la colonne Age Dynamique "Dyn Age", cette mesure de l'âge dynamique
des nœuds est basée sur des estimations assumant une vélocité de propagation sur le ciel de
200km /s de ceux-ci.
- Les jets des CTTS ont des vélocités qui vont de quelques dizaines de km /s à quelques centaines
de km /s (Eislöffel & Mundt 1998; Bally et al. 200 7; Ray et al. 2007)
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Image 6
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Image 7
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Image 6, Il s'agit d'une image dont le continuum a été
extrait, c'est pourquoi la plupart des étoiles sont sombres, il ne reste plus que des régions en
émission "Ha" dont le C. Jet à gauche en bas.
L'encadré "b" (à gauche en haut) nous indique la position des nœuds
Ha6 et Ha7 sur la ligne nord-ouest de l'étoile RY Tauri.
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Image 7, Cette vue du "Contre Jet" HH 938 au
sud-est est codée en couleurs artificielles, ce qui permet d'améliorer les contrastes avec le fond
du ciel et de bien identifier les structures principales du C. Jet. On voit bien les deux principaux chocs et la
région plus près de la nébuleuse secondaire.
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Améliorer nos estimations de la vélocité
tangentielle des nœuds.
Des images de RY Tauri prises au HST datant du 3 août 1998 ont été prises
dans le "archived exposures catalog" du
HST. Sur celles-ci on a pu détecter une petite source lumineuse au nord- ouest de l'étoile, sur le
plan du jet. Considérant que ces images sont des poses courtes de ~ 200 secondes d'exposition pour les plus
longues poses, et que le HST est de petite ouverture comparé à GEMINI, on a donc pu présumer
que cette source est probablement la même que la source Ha2 que nous avons identifiée sur les images
GEMINI 2005.
Les images de GEMINI 2005 sont beaucoup plus profondes en magnitudes et en détails des structures que les
images HST 1998. N'ayant détecté aucune source correspondant à la position de celle trouvée
sur les images HST 1998 sur les images GEMINI 2005, il est donc plausible de présumer que celle-ci correspond
à la source en émission la plus importante des images GEMINI 2005, soit le nœud Ha2. Nous avons donc
pu mesurer le déplacement de cette source entre 1998 et 2005, ce qui correspond à ~1.7" d'arc
ou ~ 228 AU à la distance de RY Tauri. La vélocité tangentielle du nœud Ha2 serait donc ~165km
/s. On peut donc appliquer cette estimation de ~165km /s pour estimer l'âge dynamique des nœuds intérieurs,
par exemple pour le nœud HaC on aurait un âge dynamique de 9.7 années (2008). (Voir l'Image 8)
Les images du HST ont été prises à l'aide des filtres F675 W et F814W, ces filtres ont une
transmission qui permet de détecter plusieurs lignes d'émission, soit le Ha, [N II] à l 6548,
[S II] à l 6717 et l 6731.
Image 8
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L'image "a" est du HST 1998, la flèche indique la source lumineuse tout
près de l'étoile RY Tauri. Il s'agit d'une pile médiane des images en filtre F675 W, on voit
aussi cette source avec le filtre F814W mais elle est moins intense.
L'image "b" est une superposition des images HST et GEMINI. La flèche la
plus près de l'étoile indique la position de la source lumineuse sur l'image HST 1998, et la flèche
plus loin à droite indique la position du nœud Ha2 (que l'on présume correspondre à cette
source) sur les images GEMINI de l'époque 2005.
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Il est rare de pouvoir observer un Jet aussi actif qui nous présente
des nœuds aussi jeunes.
Ce n'est pas habituel (très rare) d'observer des nœuds aussi près de leur
étoile (CTTS) et qui ont un âge dynamique aussi jeune. Ces observations peuvent être très
utiles pour élucider certains aspects du grand débat concernant l'origine du mécanisme de
formation (d'éjection) des jets près de ces étoiles jeunes. Pour mettre en perspective notre
manque de certitude concernant les mécanismes de formation des jets, voici ce que Gómez de Castro
& Verdugo (2007) ont interprété de leurs observations de RY Tauri. Selon eux le modèle
favori "un vent centrifuge en provenance du disque" "MHD" Magnéto Hydro Dynamique, celui-ci
n'est pas compatible avec le profil des lignes de leurs observations UV. La meilleure interprétation favorise
la présence de plusieurs petits flux (outflows)
en provenance directement de l'étoile. Si cela est vrai, le Jet de l'étoile RY Tauri provient directement
de l'étoile, probablement que l'accrétion est à son origine? Ceci veut aussi dire qu'un certain
nombre de petits jets doivent se fondre en un seul grand jet bien collimé et qui s'étend sur des
centaines d'U.A. avec une vélocité pouvant atteindre quelques centaines de KM par secondes.
L'étoile RY Tauri une étoile qui montre un taux de polarisation
élevé et variable .
La polarisation de la lumière de l'étoile peut nous renseigner sur l'environnement
immédiat de l'étoile, particulièrement sur la présence d'un disque près de l'étoile
et sur certaines propriétés du milieu circumstellaire dont la distribution des poussières
dans la nébuleuse. La polarisation de RY Tauri varie beaucoup, elle peut varier de plus de 4% (Vardanian
1964 ; Serkowski 1969; Bastien & Landstreet 1979; Bastien 1982a, 1982b). On peut interpréter cela par
de grands mouvements des matériaux près de l'étoile ou par de grands changements dans l'illumination
des grains qui diffusent la lumière de l'étoile RY Tauri. Ces facteurs peuvent s'accorder avec la
présence d'un disque présumément sur la tranche tout près de l'étoile où
la polarisation peut atteindre plus de 5%.
La polarisation a permis de soupçonner fortement la présence d'un disque à peu près
perpendiculaire au Jet (Jet = P.A. ~ 295°) nouvellement observé près de l'étoile RY Tauri.
Si le disque près de l'étoile a une opacité importante, la polarisation dans le visible devrait
être parallèle au disque (grand axe du disque), ou perpendiculaire au Jet ( Bastien & Ménard
1988, 1990). Près de l'étoile les angles de polarisation moyens mesurés y sont de 21.1°
à 5900 Ä et de 18.9° à 7540 Ä ( Bastien 1982a, 1982b), il faut signaler que la polarisation
varie dans le temps de ~ 30° près de ces valeurs moyennes (voir la Table II dans Bastien 1982a, 1982b).
La polarisation de ~ 20° peut s'interpréter par la présence d'un disque vu sur la tranche tout
près de l'étoile.
Petrov et al. (1999), attribue une part importante de cette polarisation au milieu interstellaire.
Notre interprétation est plutôt que les poussières du disque et dans l'environnement de ce
disque sont responsables de la majorité de cette polarisation. Koerner & Sargent (1995) ont pu détecter
du gaz en émission CO(2 - 1) avec un rayon à mi-hauteur de 110 UA en direction de PA ~ 48°. Ils
ont aussi rapporté la présence d'un double peak
des raies du spectre, ce qui peut s'attribuer à un disque en rotation. Nos observations ont permis de mettre
en évidence particulièrement sur l'image "r - i " la présence d'une structure qui
semble venir de l'étoile, sur un angle de ~ P.A. 40°, cette structure pourrait peut-être être
reliée à la présence d'un disque?
Bouvier et al. (1999) ont trouvé pour l'étoile AA Tau un warped disk, peut-être que RY Tauri a aussi un warped disk (disque asymétrique, gauchi), puisqu'il y a plusieurs observations qui rapportent des orientations
différentes pour un disque près de l'étoile RY Tauri. Nos observations rapportent aussi que
les nœuds du côté nord-ouest de l'étoile ne sont pas parfaitement alignés, voir la Table 1 (PA), quoique ça ne semble pas avoir affecté
la direction du Jet à long terme, le Contre Jet semble bien aligné depuis des siècles. L'onde
dans le positionnement des nœuds peut être la conséquence du disque asymétrique "warped disk", ce peut être aussi dû à la contribution
d'une étoile compagnon à RY Tauri? Voir l'Image 9
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Les nœuds ne sont pas tout à fait alignés.
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Image 9
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Sources
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P. A.
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Ha1
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292°
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Ha2
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296°
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Ha3
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~296°
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Ha4
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293°
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Ha5
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297°
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Ha6
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Ha7
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Nous remercions le Canadian Gemini Office à l' Herzberg Institute of Astrophysics
du "CNRC" Conseil National de Recheche du Canada pour l'organisation du concours d'imagerie au télescope
GEMINI-N en 2004 / 2005. Nous remercions aussi le personel de GEMINI pour leur expertise aux observations. Spécialement
Stéphanie Côté pour la réduction des datas et pour avoir produit l'Image 1 en page 1 de ce document. Merci aussi pour le support
financier du Conseil de recherche en sciences naturelles et génie du Canada.
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Compléments explicatifs:
L'excès Ultra Violet
Dans le domaine Ultra Violet, on présume que l'excès observé est en partie dû à
des chocs causés par des matériaux du disque qui tombent sur 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 détection de la lumière de l'étoile.
Les excès infrarouges des disques près des étoiles jeunes.
Les disques sont peut-être détectables dans la lumière des OSJ, par un excès dans le
domaine de l'infrarouge moyen et de l'infrarouge profond. Il ne semble pas y avoir 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 dans ce domaine.
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.
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Spectre des ondes électromagnétiques :
Consultez les lois de Kirchhoff
Kirchhoff
# Spectre continu : La matière
des objets célestes (les étoiles sont des gaz sous pression élevée) peut montrer un
spectre continu de toutes les longueurs d'onde, si aucun obstacle n'altère les photons entre la source et
le détecteur.
# Spectre d'émission
: Un gaz incandescent sous faible pression émet un spectre de raies d'émission (raies lumineuses)
observables à certaines longueurs d'onde qui correspondent aux propriétés de la nature du
gaz.
# Spectre d'absorption : Une
source émettant un spectre continu dont les photons sont absorbés en traversant un gaz à faible
pression (plus froid) laisse voir des raies sombres dans son spectre. Ces raies correspondent aux longueurs d'onde
spécifiques aux propriétés du gaz absorbant. Comme une empreinte digitale correspond à
une personne spécifique.
(1) Continuum : Spectre continu (des objets célestes). Des régions du spectre
électromagnétique qui ne contiennent pas de raies d'émission ...
(2) Ha : Région du spectre électromagnétique correspondant aux sources
d'émission de l'Hydrogène alpha, observée dans la lumière des objets célestes
à 656.3nm. Bien sûr il faut tenir compte du décalage spectral de l'objet observé (Dl/l = Vr/c). Pour s'assurer que la source d'émission désirée provenant de l'objet
soit bien dans la fenêtre de transmission du filtre utilisé.
Des mécanismes qui peuvent créer de l'émission dans des nébuleuses…
(A) La photo ionisation et la recombinaison : Des étoiles très chaudes type
spectral " O " qui émettent beaucoup de photons UV dans une nébuleuse principalement d'hydrogène.
Cette lumière très énergétique ionise la matière de la nébuleuse. On
en détecte des raies d'émission, dans les régions du spectre spécifique à l'hydrogène.
Comme l'hydrogène alpha est plus rouge que les autres émissions de l'hydrogène dans le visible,
il est plus facile à détecter. Son signal traverse plus facilement les matières denses des
nébuleuses et celles du milieu interstellaire. Il est parfois préférable d'observer en Ha
un objet enfoui dans des régions denses, même si celui-ci a des émissions plus importantes
dans d'autres domaines plus bleus. Exemple en [OIII] à 495,9nm et en [OIII] à 500,7nm qui émettent
autant et même plus que le Ha à 656,3nm, dans certaines nébuleuses, mais leur signal est plus
facilement absorbé par le milieu dense de la nébuleuse que le Ha.
(B) L'excitation des raies interdites :- Les conditions physiques dans certaines nébuleuses
permettent aux électrons d'effectuer des transitions à des niveaux métastables. Les électrons
à ces niveaux sont très fragiles, le moindre choc projette l'électron hors de cet état.
Il s'agit de conditions inaccessibles sur terre. - Il faut une atmosphère raréfiée, où
il n'y a presque pas de chocs entre les éléments. L'électron sur un niveau métastable
redescend spontanément au niveau fondamental; il émet alors une raie interdite dont la signature
correspond à certains éléments, qui sont notés entre deux crochets dans les tableaux.
Un exemple : [OIII] Oxygène à 4959A et [OIII] Oxygène à 5007A, un oxygène abondant,
dans les nébuleuses planétaires particulièrement.
(C) Fluorescence :- Dans certaines nébuleuses, les atomes de celles-ci absorbent
des photons UV (Ultra Violet), puis ils les réémettent dans le domaine du visible. Ce mécanisme
peut être moins important que la photo ionisation et l'excitation des raies interdites.
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Références :
St-Onge, G., et Bastien, P., 2008, APJ, 674:1032 - 1036
Bally, J., Reipurth, B., & Davis, C. J. in 2007, Protostars and Planets V, ed. B.
Reipurth, D. Jewitt, & K. Keil ( Tucson: Univ. Arizona Press), 215
Bastien, P. 1982a, A&AS, 48, 153
Bastien, P. 1982b, A&AS, 48, 513
Bastien, P., & Landstreet, J. D. 1979, ApJ, 229, L137
Bastien, P., & Ménard, F. 1988, ApJ, 326, 334
Bastien, P., & Ménard, 1990, ApJ, 364, 232
Bertout, C., Robichon, N., & Arenou, F. 1999, A&A, 352, 574
Bouvier, J., et al. 1999, A&A, 349, 619
Cabrit, S., Edwards, S., Strom, S. E., & Strom, K. M. 1990, ApJ, 354, 687
Cohen, M., & Kuhi, L. V. 1979, ApJS, 41, 743
Eislo¨ ffel, J., & Mundt, R. 1998, AJ, 115, 1554
Gómez de Castro, A. I., & Verdugo, E. 2007, ApJ, 654, L91
Grinin, V. P. 1993, Astron. Astrophys. Trans., 3, 17
Hartman, L., & Stauffer, J. R. 1989, AJ, 97, 873
Herbig, G. 1977, ApJ, 214, 747
Hook, I., Jørgensen, I., Allington-Smith, J. R., Davies, R. L., Metcalfe, N.,
Murowinski, R. G., & Crampton, D. 2004, PASP, 116, 425
Joy, A. H. 1945, ApJ, 102, 168
Koerner, D. W., & Sargent, A. I. 1995, AJ, 109, 2138
Petrov, P. P., Zajtseva, G. V., Efimov, Yu. S., Duemmler, R., Ilyin, I. V.,
Tuominen, I., & Shcherbakov, V. A. 1999, A&A, 341, 553
Ray, T., Dougados, C., Bacciotti, F., Eislo¨ ffel, J., & Chrysostomou, A. 2007, in
Protostars and Planets V, ed. B. Reipurth, D. Jewitt, & K. Keil ( Tucson: Univ.
Arizona Press), 231
Serkowski, K. 1969, ApJ, 156, L55
Vardanian, R. A. 1964, Soobshcheniya Byurakanskio Obs., 35, 3
A. A. Schegerer,S.Wolf, Th. Ratzka, and Ch. Leinert, 2008, A&A, 478, 779-793
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