Historique de Marseille
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le 18/05/19
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L’actualité du LAM | Le cours à l’Observatoire Historique de Marseille |
| Mis à jour le 18/05/19 |
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| Etoiles T Tauri | |||||||
T Tauri a été découverte en octobre 1852 par Hind. Il s’agissait d’une étoile variable dont la courbe de lumière montrait une irrégularité qui ne permettait pas de la classer dans un type de variables connu. L’étoile est donc le prototype d’un nouveau genre.
Proche de cette étoile, une nébuleuse par réflexion a été detectée, puis a disparu (avec les moyens de l’époque), puis a réapparu… En fait, la visibilité de la nébuleuse dépend de l’émission de lumière par l’étoile. Celle-ci étant variable, la nébuleuse l’est aussi.
En 1890, Burnham a observé une faible nébuleuse entourant l’étoile elle-même. La densité irrégulière de cette nébuleuse explique la visibilité variable de l’étoile (en partie au moins), et de la nébuleuse qu’elle illumine.
Plus tard, on a découvert une faible nébulosité un peu plus loin. C’est la nébuleuse de Hind, qui est éclairée par T Tauri, et qui subit donc les variations d’éclat de celle-ci.
T Tauri est un système triple. T Tauri a subi un changement d’orbite en passant à proximité de l’une des deux autes étoiles. Il n’est pas exclu qu’elle ait été éjectée du système, car un système triple est dynamiquement instable.
T Tauri varie de 9,6 à 13,5 ; son type spectral est G5.
T Tauri dans son nuage Photo : C. & F. Roddier (IfA, Hawaii), CFHT
Cette photo montre le nuage qui entoure l’étoile T Tauri. On y voit en haut (occultée pour éviter la saturation) T Tauri nord, et juste au-dessous, le point brillant est T Tauri sud. Les deux parties brillantes du nuage en haut et à gauche de T Tauri nord, et en bas et à sa droite, sont probablement deux jets émis par l’étoile (vent stellaire).
Les étoiles T Tauri :
| sont associées à des nébulosités souvent obscures ; | une partie du nuage qui lui a donné naissance. |
| sont entourées d’un disque d’accrétion ; | reste du nuage de formation, aplati par la rotation et la viscosité. La masse de ce disque est estimée entre 0,001 et 1 masse solaire, et son diamètre entre 100 et 1.000 masses solaires. Le taux d’accrétion est de l’ordre de 10-7 masses solaires par an. |
| présentent les raies d’absorption du lithium ; | le lithium étant détruit au-dessous de 4 millions de kelvins, ceci prouve que ces étoiles sont très jeunes, n’ayant pas encore allumé la fusion de l’hydrogène. |
| présentent les raies d’émission de l’hydrogène (série de Balmer), et H et K du calcium ionisé ; | Elles proviennent du disque circumstellaire, pas de l'étoile elle-même. |
| présentent les raies d’absorption d’une étoile de la Séquence Principale de type avancé, G ou K ; | |
| montrent un excès de luminosité dans l’infrarouge et l’ultraviolet ; | l’excès d’infrarouge est dû au disque d’accrétion : éclairé par le rayonnement de l’étoile, il l’absorbe et le réémet en IR ; mais il est aussi chauffé par sa chute vers l’étoile. |
| sont variables, apériodiques (bien que certaines montrent une périodicité, due sans doute à la présence de taches) ; | l’étoile n’a pas encore atteint son équilibre. |
| les variations se montrent dans toutes les longueurs d’onde, depuis l’infrarouge jusqu’aux rayons X ; | |
| ces variations se retrouvent dans l’intensité et la largeur des raies ; | |
| sont de faible masse, typiquement inférieure à 2 ou 3 masses solaires |
On sépare les T Tauri en deux classes, selon l’intensité de la raie Hα :
Elles se différencient par la largeur des raies d’émission : dans les T Tauri à faibles raies, la largeur de la raie Hα est très faible. Ceci est le moyen quantifiable de les distinguer. Mais on observe également un très faible excès en IR, et pas du tout en UV.
Ce schéma montre une étoile T Tauri telle qu’on la conçoit actuellement. L’étoile elle-même, au centre en jaune, est encore deux ou trois fois plus grosse que lorsqu’elle sera sur la Séquence Principale. Elle est entourée par un disque d’accrétion, reste du nuage qui lui a donné naissance (en bleu, vu par la tranche).
Les premiers modèles supposaient que le disque touchait l’étoile, et l’alimentaient ainsi en matière. Il était en orbite képlérienne autour de l’étoile. Mais ces modèles se heurtaient à une difficulté majeure : en tombant, la matière communique du moment angulaire de rotation à l’étoile, et celle-ci devrait tourner à une vitesse linéaire de 120 km/s, ce qui est loin d’être observé : la vitesse réelle est de l’ordre de 20 km/s.
Il est assez normal de penser que l’étoile possède un champ magnétique, puisqu’elle est en rotation, et constituée de particules chargées. Alors, ce champ magnétique avec le vent stellaire très fort, produit un vide dans le disque, qui se trouve donc éloigné de l’étoile. Le disque se trouve dans le plan équatorial de l’étoile, et le champ magnétique est un champ dipolaire, orienté grossièrement selon l’axe de rotation.
Alors, la matière ionisée tombant vers l’étoile, est canalisée par les lignes de champ et perd une grande partie de son moment de rotation.
Enfin, le vent stellaire très violent qui s’échappe de l’étoile, ne peut réellement s’éloigner que dans les régions polaires, là où la densité de matière le lui permet. Cette fuite est d’ailleurs facilitée par le champ magnétique, et produit deux jets polaires, symétriques par rapport à l’étoile et à son disque d’accrétion. Il est de l’ordre de 10-7 M / an, mais de courte durée. De ce fait, la masse perdue se limite à 0,1 M.
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