Les variables T Tauri

Catégorie: Etoiles, Exoplanètes, Naines brunes

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En répertoriant les étoiles variables de ma base de données, j’ai remarqué que beaucoup d’entre elles étaient des variables de type T Tauri. Pourtant les étoiles variables rendent la découverte d’exoplanètes difficile. Rien d’étonnant pour ce cas en particulier,  puisque ce sont des étoiles très jeunes c’est autour d’elles qu’il est le plus facile de chercher des planètes tout aussi jeunes et assez chaudes pour être vues dans l’infrarouge par exemple.

Vue personnelle d'une variable T Tauri.

Vue personnelle d’une variable T Tauri.

Les étoiles variables de type T Tauri tirent leur nom de l’étoile portant le même nom et située dans le nuage moléculaire du Taureau. Elles présentent des variations brusques et imprévisibles de leur luminosité, ce sont aussi des sources de rayons X et radio 1000 fois plus intenses que le Soleil. Ces variations peuvent être dues à des tâches stellaires, sombres ou brillantes, à des éruptions ou à des interactions avec un disque protoplanétaire que beaucoup d’entre elles arborent. Ce sont des étoiles extrêmement jeunes. Certaines jeunes naines brunes de type M et L présentent aussi les caractéristiques des étoiles T Tauri.

T Tauri, une jeune étoile variable encore entourée d’un nuage de gaz et de poussières à partir duquel elle s’est formée. Elle a donné son nom à toute une catégorie d’étoiles dont notre Soleil a fait partie dans un lointain passé. Source: NOAO/AURA/NSF

Cette catégorie d’étoiles peut être divisée en deux sous catégories: les T Tauri classiques (CTT) possédant un disque d’accrétion et des raies d’émission larges et les T Tauri à raies fines (WLTT)  (dont les T Tauri nues ou NTTS) dont le disque d’accrétion est très tenu voir inexistant et dont les raies d’émission sont fines. La logique voudrait que les secondes soient l’évolution des premières, avec une durée de vie (déduite des abondances relatives des deux types) de quelques millions d’années pour les CTT et en dizaines de millions d’années pour les WLTT. Le problème est que certaines étoiles sont passées de l’une à l’autre beaucoup trop vite (en quelques années seulement) et dans le sens inverse! Quant aux variables de type FU Orionis peuvent être vues comme des T Tauri expérimentant une éruption hors du commun pouvant passer au cours de l’événement de l’apparence d’une naine froide (de type spectral K) à celle d’une géante blanche (de type spectral F). L’éruption dure généralement quelques mois à quelques années puis la luminosité redescend pendant des décennies. T Tauri et FU Orionis sont parfois appelées variables de type Orion de façon plus générale.

Les variables T Tauri pèsent moins de deux masses solaires, selon la classification de Morgan–Keenan leurs spectres peuvent aller du M (rouge) pour les moins massives à F (blanc-jaune) pour les plus massives.  Si elles ont la même couleur (et donc la même température) que les étoiles de la séquence principale, elles sont plus lumineuses car elles sont plus larges. Si elles sont si larges c’est parce qu’elles n’ont pas terminé de se contracter, de ce fait, la température et la pression dans leur cœur n’est pas encore suffisante pour amorcer la réaction de fusion nucléaire de l’hydrogène qui fait briller les étoiles comme le Soleil. A la place les étoiles T Tauri rayonnent l’énergie libérée par leur contraction puis pour les plus âgées, de la destruction du lithium.

Evolution

Les étoiles de type Tauri sont le résultat immédiat de la formation des étoiles. Lorsqu’une proto-étoile de moins de deux masses solaires cesse de grossir et commence à illuminer son environnement, elle devient une variable T Tauri qui va suivre le chemin de Hyashi puis celui de Henyey pour les plus massives jusqu’à amorcer les réactions de fusion nucléaire et rejoindre la séquence principale. Toutes les étoiles de moins de deux masses solaires sont passées par ces étapes. Les étoiles de moins de la moitié de la masse du Soleil vont suivre le chemin de Hyashi.

Leur température de surface va rester froide (rouge ou orange) alors qu’elles vont se contracter et perdre en luminosité. Sur le diagramme HR cela se traduit par un mouvement vertical à température constante. Pendant ce temps la température et la pression au cœur de l’étoile augmentent jusqu’à permettre la fusion de l’hydrogène:  l’étoile est devenue une naine rouge ou une naine orange, selon sa masse.

Déplacement des étoiles sur le diagramme HR de leur naissance à leur arrivée sur la séquence principale. Seul le bas du diagramme concerne les étoiles de type T Tauri. L’age de l’étoile est indiquée en années (puissances de 10).

Les étoiles plus massives, comme le Soleil dans sa prime jeunesse, vont quitter le chemin de Hyashi pour suivre celui de Henyey. A mesure que l’étoile va se contracter sa luminosité va rester constante, ce qui va se traduire par une augmentation de sa température de surface et un décalage de sa couleur du rouge vers le jaune et le blanc. Là aussi la température et la pression au cœur de l’étoile augmentent jusqu’à permettre la fusion de l’hydrogène:  l’étoile est devenue une naine jaune (comme le Soleil) ou une naine jaune-blanche, selon sa masse.

Cette évolution est d’autant plus rapide que l’étoile est massive. alors qu’une naine rouge (M) peut mettre un milliard d’années à atteindre la séquence principale, une naine jaune blanche (F) mettra dix fois moins de temps à le faire.

Disques protoplanétaires et jets bipolaires

Au moins la moitié des variables de type T Tauri sont entourées de disques de gaz et de poussières. Ces disques peuvent être appelés disques d’accrétion (parce que le disque spirale vers l’étoile centrale) ou disque protoplanétaire (parce qu’on pense qu’il va donner naissance à un cortège de planètes). Ces disques peuvent être détectables directement pour les plus opaques ou seulement en infrarouge pour les plus tenus. Lorsque le disque est visible en ombre chinoise sur le fond lumineux d’une nébuleuse on l’appelle proplyd (PROtoPLanetarY Disc).

Exemples de proplyds au sein de la grande nébuleuse d’Orion. Source: NASA/ESA et L. Ricci (ESO)

Ces disques sont sculptés par divers phénomènes: l’accrétion par l’étoile centrale, l’évaporation due aux radiations de l’étoile centrale et/ou d’une étoile proche plus lumineuses, la formation de planètes ou encore des effets de résonance gravitationnelles entre deux étoiles.

Beaucoup de T Tauri présentent des jets bipolaires. Le mécanisme qui les produit est encore inconnu, ils pourraient être produits par le déplacement de matière le long des lignes de champ magnétique de l’étoile ou du disque lui même. Lorsque ces jets entrent en collision avec le gaz et les poussières environnantes il se forme des nébulosités appelées objets de Herbig-Haro. Ces nébulosités font partie des objets de grande taille évoluant le plus rapidement.

Exoplanètes

Ce n’est pas autour d’étoiles de type T Tauri que l’on trouvera facilement des exoplanètes par les méthodes indirectes ou semi directes comme la méthode des vitesses radiales ou la méthode des transits. Les larges tâches stellaires plus froides et plus sombres que le reste de la surface de l’étoile peuvent mimer les changements de vitesse radiale dus à une planètes ou un transit. L’élargissement des raies spectrales par la rotation rapide de l’astre ainsi que les changements imprévisibles de la luminosité n’aident pas non plus. C’est donc par d’autres méthodes que l’on ira chercher les planètes.

La première est l’imagerie directe. En effet les étoiles T Tauri étant très jeunes, les planètes les orbitant le sont tout autant. Et qui dit planète jeune, dit aussi planète chaude! Dans les infrarouges, le contraste entre une planète à peine formée et son étoile est beaucoup moins important que dans le spectre visible. Mais les planètes que l’on découvre ainsi sont assez différentes de celles que l’on découvre par d’autres méthodes. En effet ces astres sont souvent très massifs (souvent ce sont des naine brunes) et situés très loin de leur étoile, au delà du disque protoplanétaire ou là où il est trop pauvre pour former quoi que ce soit. Le mode de formation de ces monstres est encore mal compris, peut être se forment ils comme des étoiles par effondrement d’une globulette? Pour rajouter de l’étrangeté, certaines de ces « planètes » sont elles mêmes entourées de disques d’accrétion.

Une autre méthode est de bien regarder la morphologie du disque protoplanétaire entourant l’étoile. Si celui ci est évidé en son centre, c’est qu’un système planétaire s’est formé, s’il y a un anneau vide c’est qu’une planète isolée l’a creusé. Il faut néanmoins faire attention, cette méthode permet de prédire la présence d’une exoplanète mais pas de la découvrir, car d’autres phénomènes peuvent sculpter les disques protoplanétaires de la même façon!

T Tauri remarquables

Certaines étoiles de type T Tauri ont naturellement leur place dans mon catalogue puisqu’elles abritent très souvent des disques protoplanétaires et parfois des planètes.

Le disque protoplanétaire de TW Hydrae imagé grâce au télescope spatial Hubble.

TW Hydrae est l’étoile de type T Tauri la plus proche du système solaire et c’est également l’une des plus étudiées. Son disque protoplanétaire est évidée en son centre, peut être par une ou des planètes en formation. On pensait avoir détecté en 2007 l’une de ces planètes par la méthode des vitesses radiales, mais les variations mesurées sont aujourd’hui mieux expliquées par la présence de tâches stellaires.  En juin 2013 on a découvert une rainure dans le disque entourant l’étoile. Cette rainure a pu être formée par la course d’une planète de la masse de Neptune a une distance deux fois supérieure à celle séparant Pluton du Soleil. Malheureusement ce n’est pas suffisant pour confirmer l’existence de la planète, ce n’est encore qu’un indice.

Vue d’artiste de UX Tauri et de son hypothétique système planétaire. Crédit: NASA/JPL-Caltech/T. Pyle (SSC)

UX Tauri, appartenant à la même association d’étoiles que T Tauri elle même possède elle aussi un disque protoplanétaire évidé en son centre, sans doutes par un système en formation, jusqu’à 56 fois la distance Terre-Soleil, ce qui est à peu près la taille de notre propre système solaire! De la même façon une planète est suspectée autour de GM Aurigae. Quand à AA Tauri une planète massive ou une naine brune la transite peut être tout les 8 jours.

Le disque protoplanétaire évidé et la protoplanète de LkCa 15. Crédit: Kraus & Ireland 2011.

LkCa15 est une étoile de la même formation, avec le même disque protoplanétaire évidé, sauf que dans ce système un nouveau type d’interféromètre a permis d’observer une planète en pleine formation. Du moins, c’est l’immense disque de matériaux l’entourant et le bras de gaz qui l’alimente qui ont été imagés. Des planètes étranges sont également trouvées sur des orbites plus éloignées des T Tauri, comme les massives FW Tauri b et DH TauriFU Tauri est une naine brune binaire dont le second membre est parfois considéré comme une planète.

J1407 b, la « Saturne sous stéroïdes ». Crédit: Michael Osadciw/University of Rochester

Dans le nuage moléculaire Scorpion Centaure on peut trouver un système très intéressant: J1407. L’étoile ne semble pas possèder de disque protoplanétaire, par contre elle a été transitée par un astre mystérieux entouré de plusieurs immenses anneaux opaques, peut être une petite étoile entourée de planètes en formations… Ou peut être une planète géante entourée de lunes en formation! La petite naine brune  imagée autour de GSC 06214-00210, comme l’astre mystérieux transitant J1407  semble être entourée d’un disque de matière. Quand à PDS 70, elle possède aussi un disque évidé.

Dans le nuage moléculaire rho Ophiuchii on peut trouver SR 12 AB, une T Tauri binaire accompagnée d’une planète ou d’une naine brune. Dans celui du Loup plusieurs planètes sont suspectées d’après des mesures de vitesses radiales, c’est le cas autour des étoiles RU Lupi et EX Lupi.  Quant à GQ Lupi elle abrite une petite naine brune détectée par imagerie. Le complexe moléculaire d’Orion est lui aussi riche en étoiles de type T Tauri, notamment les proplyds présents dans la grande nébuleuse d’Orion qui sont tous suspectés d’abriter un jeune étoile variable. Mais on mettra une mention spéciale à PTFO 8-8695, l’unique étoile de ce type autour de laquelle une planète a bel et bien été détectée par la méthode des transits.

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