Astronomie Québec n°2-6 mar/avr 2014
Astronomie Québec n°2-6 mar/avr 2014
  • Prix facial : gratuit

  • Parution : n°2-6 de mar/avr 2014

  • Périodicité : bimestriel

  • Editeur : Pierre Paquette

  • Format : (216 x 279) mm

  • Nombre de pages : 42

  • Taille du fichier PDF : 3,4 Mo

  • Dans ce numéro : dossier... impossible n'est pas Fullum.

  • Prix de vente (PDF) : gratuit

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celle-ci est codée de telle sorte que l’image en hydrogène alpha (Hα) soit la composante rouge de l’image. t i i Seconde discussion L’image 4a (ci-dessous, à gauche), est une coupe de l’image 3 (ci-contre) : il s’agit de la région où le jet de matière a été détecté pour la première fois, soit au sud-est de l’étoile RY Tauri. Sur cette image d’origine, nous ne distinguons pas du premier coup d’œil la présence de ce jet, mais en isolant bien la composante rouge (Hα) de cette image, nous constatons la présence de ce jet, qui apparait en rouge sur le fond de ciel en bas à gauche de l’image 4b (ci-dessous, à droite). f ai Ci-dessus : RY Tauri (2005). Crédit : Gemini Observatory/Club d’astronomie de Dorval/Stéphanie Côté, Herzberg Institute of Astrophysics/Travis Rector, University of Alaska, Anchorage. Cette image en couleurs a été montée par la Dr Stéphanie Côté du bureau GEMINI Canada de Victoria, en Colombie-Britannique. Il s’agit d’un montage qui comprend les quatre filtres mentionnés dans le texte principal. de la lumière proche infrarouge par le filtre i (706– 850 nm). Cette image a été utilisée par l’auteur (G. St-Onge) dès sa parution le 15 mai 2005, pour mettre en évidence la présence d’un jet de matière jamais signalé près de cette étoile. Les images 4a et 4b (cidessous) montrent comment ce jet a été découvert. Il faut savoir qu’à ce moment là, nous n’avions pas encore accès aux images scientifiques ; seule cette image publique (en format TIFF) était disponible : Pour confirmer cette découverte, ou tout au moins pour vérifier rigoureusement la présence de ce qui semblait être un jet de matière non détecté jusque là, il nous fallait toutefois avoir les images scientifiques. Celles-ci nous ont été remises quelques semaines plus tard par l’équipe canadienne de Gemini Nord, dont les bureaux sont à Victoria (Colombie- Britannique). C’est là que Pierre Bastien (Université de Montréal) est entré en jeu : en s’associant à lui, nous pouvions profiter de son expertise et ainsi procéder à la validation de nos observations. Dès que les images scientifiques nous sont parvenues, le travail a commencé. Il fallait d’abord confirmer qu’il y a bel et bien un jet près de l’étoile. L’utilisation du filtre Hα était pour cela tout à fait appropriée et judicieuse, du fait que ce type de jet est souvent plus facile à détecter sur des images qui isolent la lumière émise par l’hydrogène alpha. Grâce aux images scientifiques nouvellement acquises, nous avons pu confirmer rapidement la présence de ce jet, et même effectuer une série de mesures de celui-ci avant de l’homologuer.
Troisième discussion La question demeure toutefois : Pourquoi cette section du jet n’a pas été détectée avant ? Il s’agit après tout d’une structure très étendue sur le ciel au sud-est de l’étoile… Sa luminosité est certainement faible, mais sa taille est imposante, et plusieurs observateurs ont tenté de la détecter avant nous. Les images 5 à 7 (ci-contre) nous permettent quelques explications possibles du fait que le jet au sud-est de l’étoile n’ait pas été détecté auparavant. Sur ces images de 2005, prises au télescope Gemini Nord, l’image 5 (en haut) est en filtre g, la 6 (au centre) est en filtrer, et l’image 7 (en bas) est en filtrei. Sur chaque image, nous observons la région du jet sud-est. Sur l’image 5, qui a été réalisée avec le filtre g (voir le tableau au bas à droite de la page 35), nous pouvons voir sur le ciel quelques nébulosités très pâles et allongées qui traversent le détecteur jusqu’à son extrémité. Les flèches sur cette image marquent l’étendue de celles-ci. L’image 6, en filtrer, et l’image 7, en filtrei, nous montrent aussi ces grandes structures qui occupent un large espace vers le sudest de RY Tauri. Il semble s’agir de matériaux de la nébuleuse emportés par le passage du grand jet, qui lui est détecté sur les images prises dans la raie de l’hydrogène alpha (Images 8–9). Ces matériaux, qui sont des gaz et des poussières de la nébuleuse entrainés par le jet, forment possiblement un lobe de matière qui entoure et recouvre partiellement le jet en émission Hα, ce qui contribue à restreindre la détection du jet. Nous pouvons détecter ce lobe de gaz (en forme de parabole ouverte en s’éloignant de la nébuleuse) en spectroscopie et ainsi déterminer quelques-unes de ses propriétés, dont certaines composantes de vélocité des matériaux et l’abondance des éléments présents dans le lobe, ainsi que la signature des interactions avec le jet supersonique d’ions qui semble être à son origine. Quatrième discussion L’image 8 qui suit nous révèle toute l’ampleur du grand jet sur le ciel ; là où les autres filtres nous révélaient un grand lobe de gaz (des molécules et poussières) qui s’ouvrait sur le ciel en s’éloignant de l’étoile, la lumière de l’hydrogène alpha nous dévoile un jet de gaz atomique bien étroit (« collimaté ») plus près de la nébuleuse, puis plus loin nous détectons deux grands chocs en forme d’arc, dont le plus éloigné déborde à l’extérieur du champ de l’image prise en 2005. Ce sont les propriétés physiques présentes dans ce jet atomique qui le rendent détectable en Hα ; nous y trouvons la signature d’atomes ionisés qui se déplacent à des vélocités de quelques centaines de kilomètres par seconde et qui présentent plusieurs raies d’émission, dont l’hydrogène alpha et plusieurs raies dites interdites, comme [OI], [NII] et [SII]. Les étoiles de type T Tauri présentent des jets qui ont des raies d’émission atomique, mais aussi certaines d’origine moléculaire qui sont habituellement détectées dans le domaine radio. Il ne semble pas clair quelle est l’origine des raies en émission moléculaire, mais elles ne sont pas des mêmes régions du jet que les composantes atomiques. Probablement qu’elles sont de régions moins intenses. Nous pouvons penser qu’elles peuvent provenir de molécules excitées qui sont à l’interface du jet atomique tout près dans la nébuleuse ; il peut aussi s’agir de molécules à des Ci-dessus : L’image 5 (en haut) est prise avec le filtre g_G0301. L’image 6 (au centre) est prise avec le filtre r_G0303. L’image7 (en bas) est prise avec le filtre i_G0302. Les trois montrent le contre-jet au sud-est de l’étoile RY Tauri, telle que détectée sur les images de 2005 au télescope Gemini Nord. Mars/avril 2014 astronomie-quebec.com 37



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