Le freinage des étoiles T Tauri

L’observation des régions de formation d’étoile a montré que plusieurs étoiles T Tauri sont associées à des jets collimatés (Fig. 1). Ces jets sont faits de plasma fortement accéléré, collimaté magnétiquement et qui voyage à la vitesse de plusieurs centaines de km/s, sur de longues distances. Ces jets sont généralement associés aux étoiles T Tauri classiques (CTTS), qui sont des étoiles de faible masse dans les dernières étapes de leur évolution pré-séquence principale, pour lesquelles la présence d’un disque d’accrétion semble irréfutable. Le flot semble généralement éjecté par le disque. Néanmoins une partie significative du jet, si ce n’est pas la totalité, peut provenir de l’étoile elle-même, du moins pour les étoiles T Tauri accrétant faiblement. Les observations indiquent également que la moitié des étoiles T Tauri, tournent approximativement à une vitesse de l’ordre de 10% ou moins de la vitesse de rupture. Ceci indique qu’il existe un mécanisme extrêmement efficace à l’oeuvre pour extraire du moment cinétique de ces étoiles. La nature de ce mécanisme reste controversée. La faible vitesse de rotation de ces étoiles peut être comprise en considérant les effets du jet stellaire pour emporter le moment cinétique. En particulier, notre équipe a modélisé les jets stellaires de CTTS avec un faible taux d’accrétion. Au moyen de solutions autosimilaires, l’équipe a analysé deux types de solutions de jets stellaires MHD. L’une correspond à un jet s’évasant et collimatant cylindriquement de façon graduelle, sans oscillation dans la section du jet. La seconde montre un écoulement plus étroit qui recollimate sur l’axe et oscille.

Figure 1 : Le jet de RY Tau detecté par Saint-Onge & Bastien (2008, ApJ, 674, 1032). Cliquer sur l’image pour l’agrandir

Dans la première solution le jet stellaire peut effectivement freiner l’étoile et extraire l’essentiel du moment cinétique sur une échelle de temps d’un million d’années, du moins pour les étoiles qui accrètent faiblement. Cela correspond au temps de vie typique d’une étoile dans la phase de T Tauri classique. De plus, avec ce mécanisme, l’étoile peut ralentir en un demi million d’année si le disque n’apporte pas de moment cinétique supplémentaire à l’étoile. Ce temps de freinage extrêmement court montre l’efficacité avec laquelle un vent magnétisé peut emporter du moment cinétique d’une étoile jeune en rotation rapide. Ce résultat suggère fortement que les jets stellaires peuvent expliquer à eux seuls la faible rotation de ces objets sans aucune intervention du disk-locking, c’est-à-dire du couplage magnétique avec le disque. Ce mécanisme peut être aussi complémentaire des autres mécanismes d’extraction du moment cinétique par le vent du disque ou par le vent émergeant de la zone d’interaction disque / magnétosphère (vent X). La solution reproduit bien le taux de perte de masse, la vitesse asymptotique et la rotation observés dans les jets. Les deux solutions peuvent expliquer la dichotomie de comportement entre les T Tauri classiques (CTTS) et celles à raies faibles (WTTS). Les deux pourraient avoir des jets, mais visibles seulement dans les CTTS. La connexion des CTTS avec leur disque via la magnétosphère tendrait à accroître la largeur du jet et à le rendre plus visible. Le taux de perte de masse mesuré dans les CTTS semble décroître au fur et à mesure que l’étoile évolue vers le stade de WTTS. Les étoiles T Tauri à raies faibles ont, semble-t-il, perdu la composante gazeuse du disque ou du moins n’accrètent plus de gaz. La deuxième solution MHD suggère que même si le taux de perte de masse devait être semblable, le jet de ces WTTS pourrait être invisible car trop étroit pour être résolu avec les instruments actuels. L’absence de disque d’accrétion empêcherait aussi la formation d’un vent de disque qui donnerait des taux de perte de masse plus importants. La taille plus faible du jet peut être due soit à une activité magnétique plus faible de l’étoile soit à l’absence de connexion magnétique de l’étoile avec le disque. Le temps de freinage magnétique dans ce cas serait de l’ordre de 10 millions d’années, ce qui correspond au temps de la phase WTTS de ces étoiles.

Figure 2 : Figure des lignes de champ magnétique dans le plan méridien des deux solutions avec un zoom sur la partie centrale de la première solution. Cliquer sur l’image pour l’agrandir

Les deux solutions obtenues peuvent aussi expliquer les différentes phases du jet de RY Tau. Les observations récentes indiquent que l’écoulement de plasma de cette étoile magnétisée en rotation peut présenter au moins deux phases. Durant une phase le jet est large, cylindrique sans oscillation visible sur de longues distances. Pendant l’autre phase, le jet est étroit et oscillant propice à la formation de chocs radiatifs. Ces chocs expliquent la formation de raies d’émission, comme les raies UV observées dans RY Tau. En conclusion, la modélisation suggère que les CTTS peuvent produire des jets visibles intermittents dans leur phase active qui freinent fortement l’étoile. Le champ magnétique, qui domine la dynamique dans cette phase, est alors essentiellement dipolaire près de l’étoile avec une grande zone morte ; l’extraction de moment cinétique est alors très efficace. D’un autre côté, les WTTS ont peut être aussi des jets, mais rendus invisibles parce qu’ils sont plus étroits. L’absence de connexion avec le disque d’accrétion via une zone magnétosphérique étendue rend aussi ces jets moins intenses.

Contact Christophe Sauty (Observatoire de Paris-LUTH, CNRS, Université Paris Diderot) Véronique Cayatte (Observatoire de Paris-LESIA, CNRS)

Dernière modification le 28 février 2013