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Introduction :
RY Tauri est une étoile jeune de type T Tauri classique
(CTTS) qui est à ~ 134 pc (Bertout et al. 1999), elle se situe dans la grande nébuleuse obscure du
Taureau. Des images à haute résolution spatiale de RY Tauri ont été effectuées
au télescope GEMINI-N (télescope de 8 mètres d'ouverture), en février 2005. L'échantillon
résultant par pixel en bin 2X2 px des images est de 0.145" pixel, ce qui correspond à ~19 UA
par pixel à une distance de ~ 134 parsec.
L'étoile RY Tauri est une étoile qui est notée dans la liste de Joy
(1945), il lui attribua un type spectral F5-G5, avec émission du genre de celles observées de la
chromosphère du Soleil. D'autres ont aussi estimé le type spectral de RY Tauri : Herbig (1977); Cohen
& Kuhi (1979) lui attribuent un type K1 IVe, V (Li), Cabrit et al. (1990) un type G2, Petrov et al. (1999)
un type G1 - G2 IV, Mora et al. (2001) un type F8 III, Bastien et al (2005) un type KI IV-V. Comme on le voit,
l'étoile à sa maturité devrait être une étoile de près d'une masse solaire.
Quoique certains soupçonnent qu'il peut s'agir d'un système d'étoile double, la nouvelle estimation
de Bertout et al. (1999), à partir des datas du satellite Hipparcos, donne une distance minimum entre les
deux composantes de 3.17 AU sur un angle de (PA) 314° ± 34°. On aurait donc peut-être un partage
de la masse totale mesurée entre deux composantes ?
Donc bien des gens ont observé avec rigueur cet objet depuis 1945. Dans un papier
paru dans "Astronomy & Astrophysics", A. A. Schegerer et al (2008) signalent que l'on peut attribuer
les premières observations de RY Tauri à Pickering (1907). On remarque plusieurs variations dans
l'interprétation du type spectral, il semble plausible d'attribuer ces variations aux conditions qui règnent
dans la nébuleuse au niveau de l'étoile et aux propriétés physiques mêmes de
l'étoile jeune qui peuvent changer dans le temps.
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RY Tauri (CTTS)
- RY Tauri est classée comme étoile " UX Ori
" (Grimin 1993)
- (J2000.0) a :04h 21m 57.942 sec. et d : 28° 26' 34.98" (St-Onge, Bastien 2008).
- Magnitude variable irrégulière : ~mv 9.3 à ~mv 11.7, Petrov et al, (1996) tableau mv 1965
à 1997
- Polarisation, elle peut excéder 5% (Bastien 1982a, 1982b)
- Polarisation, sur un angle de ~ 20° (Bastien 1982a, 1982b)
- La distance, 134 pc, (Bertout et al. 1999)
- La masse de l'étoile, 1.69 masse solaire, (Beckwith et al. 1990)
- Âge, 6.5 ± 0.9 millions d'années, (Siess et al. 1999)
- Luminosité, 12.8 L. solaire, (Akeson et al. 2005)
- Rotation rapide de l'étoile, v sin i = 51.6 km s-1 ( Hartman & Stauffer 1989)
1) Les étoiles " UX Ori " sont des étoiles de la pré-séquence
principale qui montrent de façon irrégulière des périodes d'assombrissement éclipsées
par des matériaux circumstellaires (poussières) en relation au disque qui est probablement vu par
la tranche.
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Les images à haute résolution spatiale au télescope
GEMINI-N
Les images ont été prises le 25 février 2005, au télescope de
8 mètres d'ouverture de l'observatoire Gemini-Nord au sommet du Mauna Kea à Hawaii à 4200m
d'altitude. Le détecteur utilisé est GMOS
"Gemini Multi-Object Spectrograph"
(GMOS; Hook et al. 2004) en mode imageur. Des images en quatre filtres compatibles " Sloan, g, r, Ha et i
" ont été effectuées, les filtres correspondants sont : le "g_G0301, le r _G0303,
le Ha _G0310, et le i _G0302". Des poses très courtes dans chaque filtre ont permis d'éviter
de saturer la région près de l'étoile RY Tauri et de plus longues poses ont permis d'atteindre
les plus obscures régions de la nébuleuse associée à l'étoile jeune RY Tauri.
Donc des poses courtes de 4X1 seconde pour chaque filtre sauf en Ha qui sont des poses de 4X2 secondes. Puis des
poses plus longues de 4X60 secondes sauf pour le Ha qui sont des poses de 4X180 secondes. Le champ des images est
de ~ 5 minutes par ~ 5 minutes d'arc, les images sont en pixels binés 2X2.
Un de nos principaux objectifs en utilisant ces filtres était de tenter d'isoler
certaines propriétés spécifiques aux étoiles jeunes, soit de détecter des domaines
du spectre visible qui soient en émission, principalement la région de l'Hydrogène alpha à
~ "6563 Ä " et quelques autres régions plus subtiles comme les deux souffres interdits à
[SII] Soufre à 6717 Ä et [SII] Soufre à 6731 Ä. Les filtres " r _G0303, et le Ha _G0310
" permettaient entre autres de détecter ces domaines en émission, puis il fallait isoler ces
régions (émission) sur les images résultantes. Pour cela nous avons utilisé le filtre
" i _G0302 " qui lui est un filtre très rouge (~ proche infra-rouge) et qui ne détecte
pas de régions importantes en émission, on y voit que du continuum. On a donc pu enlever le signal
du continuum de nos images en filtres " r _G0303, et Ha _G0310 " par la soustraction adéquatement
effectuée de l'image en filtre " i _G0302 " de celles-ci. Les images résultantes montraient
le signal dominant des domaines en émission et presque plus de lumière continue (continuum).
La révélation d'un Jet détecté
pour la première fois près de RY Tauri. Il reçut le label "HH938"
(Découverte)
L'image en filtre de l'émission de " Ha " (l'Hydrogène alpha) nous
révèle dès les premiers pré-traitements de nouvelles sources très ponctuelles
juste au nord-ouest de l'étoile RY Tauri et de grandes structures en arc au sud-est de l'image. Ce sont
les marqueurs qui étaient cherchés pour confirmer la présence d'un présumé jet
qui avait été observé le 15 mai 2005 sur l'image publique couleurs qui nous a été
remise et qui était devenue disponible sur le web à cette date.
C'est à la réunion de la CASCA du 15 mai 2005 à l'Université de Montréal qu'on
nous a remis (au Club d'Astronomie de Dorval (CDADFS) (G. St-Onge et al), une superbe image couleurs montée
par le Dr. Stéphanie Côté du bureau GEMINI Canada Victoria, C.B. Cette image est une intégration
des quatre images résultantes dans les quatre filtres utilisés (Image1). Elle est devenue l'image des communiqués de presse et l'image de tous les sites web qui
parlaient du concours " Une Heure de Temps d'Imagerie sur Gemini ". Cette image fut immédiatement
analysée et on put y voir en quelques minutes apparaître la signature de quelques structures du Contre
Jet au sud-est de l'image voir (Image 2).
Les images scientifiques nous sont parvenues plus tard, c'est pourquoi on cherchait ces structures avec autant
d'énergie, question de confirmer notre découverte du 15 mai. Voir (Image 3). (Images 2 et 3 côte à côte)
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Image 1
Gemini Observatory/Club d'astronomie de Dorval/Stephanie Cote, Herzberg
Institute of Astrophysics/Travis Rector, University of Alaska, Anchorage
Gemini North image of stellar nursery RY Tau imaged by the Gemini Multi-Object Spectrograph
(GMOS) as part of a Canadian contest for amateur astronomers. Image reveals tremendous detail in the wispy remains
of the gas cloud that formed the bright star at bottom/center. This system is approximately 140 parsecs (450 light
years) away, and spans about 2/3 of a light year across. The central star is a variable star that ranges from a
visual magnitude of about 9-11 over an irregular period.
Image Technical Data : Source de l'image à :
http://www.gemini.edu/pr2005-4/index.php?option=content&task=view&id=129&Itemid=0&limit=1&limitstart=0
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Image 2
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Image 3
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L'Image 2 a été
traitée et a été ajustée de telle sorte qu'on a pu y découvrir les premières
traces du Contre Jet au sud-est de la nébuleuse secondaire sur l'image couleurs du 15 mai 2005 (en rouge
à gauche vers le bas) .
L'Image 3 est l'image scientifique
en domaine de l'hydrogène alpha, on peut y voir le Contre Jet (C Jet) pâle sur le ciel au sud-est,
et quelques nœuds du Jet (Jet) du côté opposé de l'étoile au nord-ouest.
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L'intérêt particulier du Jet près
de l'étoile jeune RY Tauri
Un fort pourcentage des étoiles jeunes comme RY Tauri et des OSJ "Objets Stellaires
Jeunes" présentent des Jets et/ou des flots bipolaires (outflows), on peut souvent y observer des nébuleuses bipolaires dans le domaine visible. Les Jets
semblent associés à des phénomènes d'accrétion, mais les mécanismes de
formation de ceux-ci sont encore fortement débattus. Ils ont été détectés pour
des objets de Class 0/1 ( Bally et al. 2007) et pour des objets de Class 2 (CTTS; Ray et al. 2007). Les modèles
suggèrent que les Jets sont accélérés et collimés à quelques U. A. de
la source, donc leur largeur et leur vélocité tout près de l'étoile sont des paramètres
importants pour tenter de comprendre le mécanisme de formation de ces Jets. Soit des vents provenant du
disque ou d'origine stellaire, ou …?
L'étoile RY Tauri est une source de Classe 2, donc une étoile en phase de se retrouver sur la série
principale, une étoile presque mature, il est donc surprenant de détecter pour cette étoile
un système de Jets aussi élaboré (au sud-est) et encore plus étonnant d'y observer
des nœuds aussi actifs, soit une série d'au moins 3 nœuds qui ont été éjectés
de la région de l'étoile il y a moins de 10 ans (2008)! Cette étoile a ~ 6.5 ± 0.9
millions d'années, (Siess et al. 1999).
Les jets près des étoiles jeunes (mécanisme)?:
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Description des instruments utilisés : (Par le Dr. Stéphanie Côté
du bureau GEMINI Canada)
L'instrument imageur GMOS
: (Utilisé pour ce projet) Chaque télescope Gemini a une suite d'une demi-douzaine d'instruments
différents à offrir aux astronomes. L'instrument qui a été utilisé à
Gemini-Nord pour obtenir les images de RY Tau est GMOS, pour 'Gemini Multi-Object Spectrograph', car cet instrument
ne prend pas seulement des images mais peut aussi décomposer la lumière (en spectres), et ce pour
une multitude d'objets du champ en même temps. GMOS a été conçu et construit en partenariat
entre le Royaume-Uni et le Canada (à l'Institut Herzberg d'Astrophysique du Conseil National de Recherchesdu
Canada, situé à Victoria). C'est l'instrument le plus utilisé sur Gemini par les astronomes
de tous les pays, et celui qui a conduit au plus grand nombre de découvertes sur ce Télescope.
Télescopes GEMINI : Les Télescopes
Gemini sont les plus grands Télescopes auxquels les astronomes canadiens ont accès. Il s'agit de
deux Télescopes jumeaux, situés sur deux des meilleurs sites d'observation de la planète,
Gemini-Nord au sommet du Mauna Kea à Hawaii à 4200m d'altitude, et Gemini-Sud à 2700m dans
les Andes du Chili. Ils ont été construits en collaboration avec six autres pays (Etats-Unis, Royaume-Uni,
Australie, Chili, Brésil et Argentine), et le Canada reçoit 15% du temps d'observation. Leur miroir,
fait d'une seule pièce, a plus de 8 mètres de diamètre. Par contre leur épaisseur est
de seulement 20 cm. Sous le miroir 120 actuateurs le poussent légèrement pour lui donner la forme
précise désirée, avec une précision d'un millième de l'épaisseur d'un
cheveu. Gemini utilise également la technologie d'optique adaptative pour corriger les distorsions de la
lumière des étoiles causées par l'atmosphère terrestre. Ceci permet de produire des
images parmi les plus précises jamais obtenues de notre Univers. Les astronomes canadiens étudient,
grâce à Gemini, une vaste gamme d'objets telles de jeunes planètes orbitant des étoiles
proches, des étoiles en formation dans des nuages interstellaires, et les jeunes galaxies aux confins de
l'Univers.
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Les jets près des étoiles jeunes (mécanisme)?:
Les étoiles jeunes développent souvent un
disque tout près de l'étoile sur le plan équatorial (perpendiculaire à l'axe de rotation).
Ces disques sont dus à certains mécanismes de formation de l'étoile dont la conservation du
moment cinétique (le nuage moléculaire parent est en rotation …). Donc on observe généralement
un disque plus important près des étoiles plus jeunes. Ces disques (plus denses que la nébuleuse
environnante) sont en partie accrétés par les étoiles tout au long de leur formation, les
disques disparaissent graduellement alors que l'étoile atteint sa maturité. Les matériaux
du disque qui ne sont pas accrétés par l'étoile lors de ce processus sont dispersés
par des vents stellaires importants. Des planètes peuvent se former dans ces disques…
Un des modèles propose que les disques perdent
des matériaux qui leur sont arrachés par l'étoile (accrétion), une certaine quantité
de ces matériaux tombe sur l'étoile, mais le reste serait rejeté à grande vélocité
sur les directions polaires (perpendiculaires au disque). Ces matériaux évacués par les pôles
(bipolaires) sont probablement rapidement collimés à quelques Unités Astronomiques de l'étoile
(modèle récent). Ils sont donc concentrés dans un espace ~ cylindrique où ils se déplacent
à des vélocités pouvant atteindre des centaines de KM/s, un "jet" est alors né.
Un autre modèle propose que les jets sont créés directement à partir des disques… (Il
pourrait peut-être y avoir contribution des deux mécanismes, des vents qui proviennent de l'étoile
et ou du disque???…) Quoi qu'il en soit, ces régions très actives (les jets) sont généralement
détectables en lumière "Hydrogène alpha", puisqu'il s'agit de régions très
ionisées.
Des nœuds sont souvent observés, comme HH 938 (Herbig-Haro 938), le long des jets.
On croit qu'ils peuvent être causés par l'interaction des matériaux de certaines régions
du jet avec un milieu de densité différente (propriétés). Soit parce que le jet traverse
un médium de densité particulière à cet endroit, ce qui peut créer des chocs
en arc, ou parce qu'il se produit un croisement des matériaux à l'intérieur même du
corps du jet ? Les matériaux seraient réfléchis sur les parois (membranes) à l'intérieur
même du jet puis se recroiseraient à l'intérieur de celui-ci. Là où les matériaux
se croisent on peut observer des nœuds lumineux.
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