l’image, on voit à peine quelques nébulosités diffuses et pâles sur le ciel. Près de l’étoile, aucune trace non plus d’une quelconque activité tel un jet ou des chocs comme on en voit près de certaines étoiles jeunes. L’image 2b (à droite) a été obtenue à l’aide du filtre Hα et nous révèle bien des choses ! L’une des premières qui saute aux yeux est la présence d’une grande structure en forme de jet bien défini, qui s’étend à partir de l’étoile vers le sud-est sur le ciel. On y détecte bien le grand jet observé sur l’image 1b. En plus, on peut voir un grand choc en arc plus à l’est sur le jet. Tout près de l’étoile, mais du côté opposé (au nord-ouest), on peut détecter quelques traces de l’autre partie du jet ! Celle-ci a une morphologie différente : il s’agit de quelques nœuds lumineux de petites tailles bien alignés sur l’axe du jet. On observe qu’ils s’éloignent vers le nord-ouest. En ce qui a trait à l’image 3 cidessous, on a enlevé le continuum de l’image obtenue en filtre i_G0302 à l’image obtenue en filtre Ha_G0310, pour Image 3 : Résultat de la réduction du continuum sur l’image en Hα. Image extraite de l’article « A Jet Associated with the Classical T Tauri Star RY Tauri » par St-Onge et Bastien (2008). Image 4a, réalisée avec le filtre i_G0302. produire une image qui optimise la présence des sources qui émettent en hydrogène alpha. On constate alors l’ampleur du grand jet au sud-est en bas à gauche. Celui-ci est presque fermé sur lui même, en forme de bulle, à son extrémité la plus à l’est. On peut aussi détecter un choc secondaire plus près de la nébuleuse ! Comme vous pouvez le constater, peu d’étoiles sont visibles sur cette image qui contient peu de continuum. Puis tout près de l’étoile, principalement du côté nordouest de celle-ci, on peut détecter quelques nœuds lumineux sur l’image des longues poses en filtre hydrogène alpha (voir l’image 2b). Les images 4a et 4b (ci-dessus) sont des vues rapprochées (closeup) de l’étoile RY Tauri. Il s’agit d’images en bin 2, c’est-à-dire que les pixels des CCD sont utilisés en couple, plutôt qu’à l’unité. En binant les pixels, la sensibilité des détecteurs CCD est multipliée par le même rapport au carré (ici 2 2 = 4), ce qui est très avantageux. Sur ces images, on peut voir l’étalement de l’image Image 4b, réalisée avec le filtre Ha_G0310. de l’étoile sur le détecteur (point spread function ou PSF ; « fonction d’étalement du point », en français). Notre objectif était de faire disparaitre autant que possible cet étalement important tout près de l’étoile, car il nous cache les régions les plus près de l’étoile. On a donc effectué le même type de réductions que pour l’image 3 plus haut, mais on a aussi très soigneusement aligné les patrons des PSF de chaque image et de chaque filtre. Il a donc fallu effectuer une rotation d’une image par rapport à l’autre pour soustraire le plus possible les effets instrumentaux. C’est la technique d’imagerie différentielle angulaire, Om. i Image 5 : Cette image différentielle/radiale nous montre un premier résultat : des structures alignées lumineuses en Hα, qui entrent dans la PSF de l’étoile jusqu’au cœur de l’image de l’étoile. Sur l’image Hα non soustraite par rotation différentielle (4b), on peine à détecter quelques traces pâles des structures les plus éloignées de l’étoile. Cette image est donc comparativement très révélatrice. 26 Astronomie-Québec Novembre-décembre 2012