Collaboration de Pierre Bastien (Directeur de l'observatoire astronomique du mont Mégantic)

- Un des principaux critères d'observation était de vérifier si l'étoile RY Tauri montrait des variations lumineuses et de quel ordre !
- Puis il fallait aussi observer les nébulosités qui y sont associées, dans le but de vérifier si elles montraient des variations du type de celles observées dans la nébuleuse variable NGC 2261.
- Ce projet demandait donc des conditions d'observation de qualité supérieure, puisque les nébulosités de RY Tauri sont très diffuses et de très faible magnitude.

1,2- Dans le but de vérifier si les nébuleuses qui sont associées à RY Tauri présentent des variations du type de celles observées dans NGC 2261?

Mécanisme possible
RY Tauri, étoile jeune.

Figure #1

Celle-ci baigne dans la nébuleuse, d'où elle puise les matières nécessaires à son existence. L'étoile RY Tauri est probablement côtoyée d'un disque de matière duquel se formeront peut-être des planètes. Les pôles (magnétiques?) du système laissent éjecter des matières à de grandes vitesses que l'on observe sous la forme de la nébuleuse principale (Lobe). On sait que la nébuleuse est éclairée par l'étoile et que tout comme NGC 2261 elle est trop grande pour que ce soit sa surface qui se transforme à des vitesses excessives approchant la vitesse de la lumière. Donc s'il y a des variations qui sont observées elles peuvent bien être du même type que celles observées dans NGC 2261.On s'attendait à des masses sombres qui auraient déformé temporairement et fréquemment l'apparence de la nébuleuse associée à RY Tauri.

- Dans le cas de NGC 2261 .
Pour expliquer les formes sombres en mouvement observées sur la surface de NGC 2261, il faut un mécanisme dans lequel l'étoile R Mon éclaire évidemment la nébuleuse par réflexion NGC 2261. Tout près de l'étoile, des matières de différentes opacités peuvent circuler, à des distances de quelques semaines-lumière de l'étoile. Ces matières peuvent circuler jusqu'à de hautes latitudes du plan du disque près de l'étoile. Il peut s'agir de restes de matières de la sphère d'origine protostellaire qui a évolué en un disque tel que détecté aujourd'hui, ou il s'agit peut-être de matériaux éjectés lors d'éruptions (protubérances) majeures dans l'atmosphère de l'étoile, ou même un ensemble de plusieurs mécanismes. Il peut donc rester des masses secondaires à n'importe quelle latitude dans des orbites près de l'étoile R Mon. Ces masses en se déplaçant entre la nébuleuse et l'étoile R Monoceros feraient, à l'occasion, des ombres qui sont projetées sur la surface de la nébuleuse NGC 2261, elle-même éclairée par l'étoile R Mon.

Ceci peut créer les mouvements des masses sombres observés à la surface de NGC 2261.
Étant donnée la petite distance à l'étoile, les déplacements de ces masses se font sur des orbites suffisamment rapides pour que leurs ombres couvrent les distances observées au niveau de la nébuleuse, dans des périodes de temps très courtes, sans s'approcher de la vitesse de la lumière.

Les masses ont des opacités variées, et peuvent peut-être changer de forme en un temps assez court par association à d'autres masses, ou au contraire se disloquer en s'étirant ou se diluer dans la coquille de matière. Donc leur opacité peut varier tout en circulant près de l'étoile R Mon, ce qui peut affecter l'aspect observable des ombres et rendre leur apparence variable. Il est aussi possible que les orbites de ces masses soient à des rayons variés (distances variées) de l'étoile, ce qui implique des vitesses de déplacement différentes selon l'importance de la distance du centre de la masse. (Une sphère de matériaux protostellaires d'une épaisseur importante ?).

- Dans le cas de RY Tauri, on pensait associer un tel mécanisme aux nébuleuses près de l'étoile et ainsi observer des masses sombres défiler à la surface de celle-ci, comme c'est le cas pour NGC 2261!


1,3 - L'étoile RY Tauri et les nébuleuses qui l'accompagnent.

Des études qui portaient sur l'étoile RY Tauri ont été effectuées dans le passé.
Un texte de G.H. Herbig datant de 1960 relate des instants très intéressants de la mise en évidence de la relation entre l'étoile RY Tauri et la nébuleuse à l'ouest (N-O) de l'étoile! On y traite des variations irrégulières et lentes de l'étoile RY Tauri lorsqu'elle est près d'un minimum, parfois des centaines de jours avant de percevoir des changements significatifs de l'étoile. Et au contraire plus l'étoile est lumineuse, plus des oscillations mineures et fréquentes sont observées. Kholopov (1954) l'estimait entre magnitude photométrique de 10,1 et 12,3.

L'auteur G. H. Herbig (Lick Observatory University of California) signale que le 30 décembre 1959, deux images de RY Tauri ont été prises dans un ciel de mauvaise qualité au 120 pouces.
Sur ces images, il se rendit compte pour la première fois que la nébuleuse qui s'étend vers le nord de RY Tauri était devenue très faible. Il faut signaler que l'étoile RY Tauri était à ce moment d'une magnitude près de son minimum. C'est en 1907 que Barnard mit en évidence les nébuleuses qu'il décrit comme deux queues de comètes qui s'étendent de l'étoile vers le nord, en direction des angles de position 330° et 60° .

Un fait intéressant est que la comparaison des images de 1947, 1957, 1959 et 1960 a mis en évidence que la nébuleuse au N-O est devenue aussi faible que la nébuleuse au N-E de l'étoile RY Tauri. Il devenait donc évident que cette nébuleuse est éclairée par l'étoile, un cas classique des T Tauri. Mais il me semble important de noter que la nébuleuse au N-E de l'étoile semblait elle réagir différemment, elle maintenait une luminosité plus près de sa luminosité habituelle à ce moment là. Et c'est juste au sud de cette région que nous avons nos variations les plus importantes !
Cette discussion a été réalisée a partir d'un article de 1961 Ap.J.133, 357-340
Une contribution from Lick Observatory, Ser. II, No. 108.
L'article est signé par G. H. Herbig.

- Ce qui suit est inspiré d'un papier de ; PETROV, P. P. ; ZAJTSEVA, G. V.; EFIMOV, YU. S.; DUEMMLER, R.; ILYIN, I. V.; TUOMINEN, I.; SHCHERBAKOV, V. A. qui a paru dans le Astronomy and Astrophysics, v.341, p.553-559 (1999), sous le titre Stars: Circumstellar Matter, Stars: Individual: RY Tau, Stars: Pre-main sequence.

On y dit que l'étoile RY Tauri a augmenté sa luminosité de magnitude.V. 10.6 à mag V. 9.6 en octobre-novembre 1996. Et qu'en février-mars 1997 l'étoile a diminué à une magnitude V. de 10.8 . Ce qui semble bien en accord avec les mesures photométriques que l'on peut voir sur le graphique (Z. Variable/RY Tauri) en 4,3. Les auteurs signalent qu'ils ont effectué des spectres à haute résolution de RY Tau au Nordic Optical Telescope (La Palma, Spain). Ces spectres ont été effectués alors que l'étoile était à basse luminosité et à haute luminosité; aucun changement significatif n'a été noté dans les lignes photosphériques qui sont pourtant sensibles aux changements de température et aux effets de la gravité. La polarisation de l'étoile RY Tauri dans les bandes V, R, et I, a montré une augmentation alors que l'étoile diminuait sa luminosité; elle est passée de (0,5-1,0%) à ~ 2%, et les flux en émission Ha et en IR\ion [Ca] [ii] sont restés les mêmes! Il semble donc que les variations lumineuses de l'étoile RY Tauri, observées à ces occasions, soient dues au passage de nuages de poussière circumstellaires devant l'étoile, et non pas à des changements physiques significatifs de la photosphère de l'étoile. Et les sources d'émission observée, elles, semblent se situer à l'extérieur des régions obscurcies puisqu'elles restent stables. (On s'approche du modèle de R Mon.)

- Dans un autre article de Christopher M. Johns 2, et Gibor Basri, qui a paru dans The Astronomical Journal , volume109, number 6, June 1995 dont le titre est Hamilton Echelle Spectra of Young Stars. II. Time Series Analysis of Ha Variations1.

Le graphique de l'intensité d'émission en Ha de l'étoile RY Tauri montre du côté rouge (Red-Shifted) une absorption surimposée sur l'émission rouge générale. Edwards & al (1994) ont montré que des composantes de ce type du côté décalé vers le rouge semblent associées à des accrétions observables aux fréquences correspondantes dans la série de Balmer. Ces matières sont accrétées par l'étoile d'un disque protoplanétaire. Dans une région de ce disque, au point X du disque, les matières de celui-ci ont une rotation synchronisée au moment angulaire de l'étoile, ce qui peut favoriser l'accrétion de matériaux par l'étoile.Ces matériaux seraient accrétés le long des lignes du champ magnétique de l'étoile qui creusent des couloirs vers l'étoile dans lesquels les matériaux peuvent subir des accélérations par un vent centrifuge le long des lignes de force. Les matériaux qui tombent vers l'étoile produisent aussi des raies d'émission fortes qui ne peuvent être expliquées par le modèle des vents stellaires seul; (voir Hartmann, Lee; Hewett, Robert; Calvet, Nuria. A.j. part 1 ( ISSN 0004-637X), vol. 426, no.2, p. 669-687. Parution du 05/1994)! Tout ceci nous renseigne au sujet de l'environnement immédiat de l'étoile, mais un peu plus loin que se passe-t'il?

1,4 - Surprise, à la fin de 1994 une région compacte et intense est observée! (Une émission lumineuse)?

Comme on vient de le voir, la nébuleuse du côté "est" semble réagir différemment des variations lumineuses de l'étoile RY Tauri. Il est possible que cette nébuleuse ne soit pas une nébuleuse par réflexion associée directement à l'étoile RY Tauri. Cette nébuleuse est généralement dissociée de la nébuleuse au N-O par une région sombre juste à l'est de l'étoile. Dans cette région sombre, on voit parfois une petite zone de nébulosité pâle, allongée N-E par S-O. Cette zone je la nomme Zone Variable, puisque celle-ci est aperçue à seulement quelques reprises en 1993-1994.

La Zone Variable est probablement une nébuleuse par réflexion selon moi. Puis le 4 novembre 1994, deux images CCD montrent, dans la Zone Variable, un point relativement lumineux qui en l'espace de quelques heures a semblé changer d'intensité et même de forme. À ce moment là, on pensait qu'il pouvait s'agir d'une comète, tant le point était ponctuel. Puis non convaincu qu'il s'agissait d'une comète on tente d'autres images, le 12 novembre 1994. Sur ces images on trouve un point très pâle dans le même secteur que les points très lumineux sur les images du 4 novembre. Puis il ne m'est plus possible d'effectuer d'autres images de RY Tauri avant le 19 novembre 1996. En novembre 1994, j'ai pourtant fait des demandes pour que quelqu'un tente des images de RY Tauri, mais personne n'a réussi semble-t-il. Il serait très intéressant d'obtenir des images prises en 1995, si quelqu'un en avait!!!

1,5 - Le développement de la forme d'un jet dans le temps!

Les images de 1996 et plus montrent une nébulosité large et diffuse qui recouvre le secteur où se situe la Z. Variable. Et de celle-ci, un grand Jet lumineux composé d'au moins deux noeuds espacés par des régions plus sombres prend son départ vers le sud-ouest!!!
Des mesures montrent bien que ce Jet de matière lumineuse est passé de 15" d'arc de longueur en 1993 (La Zone Variable) à 91" d'arc à sa plus grande mesure en 1998 - 1999. Je ne saurais dire si ce Jet en est un de matière éjectée d'une étoile, ou s'il en est un qui était déjà là en arrière-plan, non visible, et tout-à-coup éclairé par l'étoile RY Tauri qui atteint des magnitudes maximums ces temps-ci? Ou par une autre étoile?

1,6 - Même deux images du Digital Sky Survey, une de première génération et l'autre de deuxième génération semblent appuyer ces observations!

Sur le NET, on a accès au Palomar Sky Survey, où une image de première génération datant de 1955-10-23, montre bien l'absence de la Z. Variable et du Jet cette année-là. Puis une image de deuxième génération qui date de 1989-10-28, montre bien la présence importante de la Z. Variable et du Jet qui s'étend vers le sud-ouest. Il semble donc clair que ce n'est pas la première fois que ce Jet se pointe le nez. Puis sur nos images de 1993, 1994, on ne voit pas de trace du Jet, c'est à partir de 1996 que celui-ci est observé constamment. Ils nous faut donc considérer que ce Jet soit épisodique, et que certains segments observés de celui-ci puissent être des artéfacts d'anciennes manifestations de ce dernier. Ce qui peut peut-être expliquer les vélocités variables mesurées sur nos images de 1993 à 1999. Pour voir les deux images du Palomar Sky Survey voici l'adresse internet où vous pourrez les trouver. Clickez ici

2 - L'étoile RY Tauri : coordonnées, type spectral, nébuleuse qui l'accompagne, etc.....

L'étoile est RY de la constellation du Taureau.
HBC 34n* ; Étoile RY Tauri.
Autres désignations : BD +28° 645, HD 283571.
Sa position en coordonnées (2000) est A.D. = 4h.21m. 57,43s. et en DÉC. = 28°26' 37,9" .
Elle est une jeune étoile variable irrégulière qui va de magnitude 9,3 à 13.
Le type de variable est " INT " T. Tauri spectral type.
Sa distance serait de 140 parsecs, donc 1" d'arc vaut 140 Unités Astronomiques.
Le type spectral de l'étoile est "K1 IV, V (Li)"; ( B-V = +1,03 ).
Le Lithium à 6707 A. est bien détecté.
Location : B214

On peut la trouver dans le Uranometria 2000 sur la carte # 96; et sur le Sky Atlas 2000 = # 5.
Dans les Atlas stellaires électroniques comme MEGASTAR, on y signale la présence d'un objet
non stellaire (nonstar) # GSC 1828:129 tout près de RY Tauri. La position de # GSC 1828:129 est A.D. = 4h.21m. 57,43s. et DÉC = 28°26' 36". Cet objet serait de magnitude 10,1.

Près de l'étoile RY Tauri on trouve aussi deux nébuleuses dans le GSC et Megastar.
Une plus importante soit LBN 785, une nébuleuse diffuse dans laquelle l'étoile RY Tauri se trouve à occuper le secteur ouest. Les coordonnées 2000 de la nébuleuse sont :
A.D.= 4h.22m. 6,45s. et DÉC. = 28°27' 01,3". La dimension est de 5' X 5' d'arc.
Elle est d'une brillance de = 4 (1 = très brillant et 6 très faible).
Sa couleur = 3 ( 1= bleu et 4= rouge).

Une seconde nébuleuse, plus petite et à l'est de l'étoile, il s'agit de VDB 27.
Une nébuleuse par réflexion située à A.D. = 4h.22m. 13,37s. et à DÉC. = 28°26' 18,4" (2000).
Type = par réflexion. Brillance= 3 (1 = brillant 5 = faible)
Dimension : Bleu = 2,8' et en rouge = 4,3' d'arc.
Couleur . 6 (1 = bleu et 7 = rouge).

Image #1

Une image de RY Tauri Par Gordon Garradd. Lieu : Loomberah, NSW, Australie. Date : 17 octobre 1998. Instrument : 45 cm F/5,4 avec un CCD AP-7. Exposition : 10 X 30 sec. = 300 sec.

3 - Liste des images utilisées dans ce projet.

Comme il est signalé plus tôt, nous avons commencé à effectuer des images de RY Tauri en 1993. Donc des images de cette période à aujourd'hui sont disponibles dans la banque d'images. En plus nous avons eu l'aide d'autres amateurs qui nous ont fait parvenir des images. Ils sont : Denis Bergeron, Claude Boivin, Gordon Garradd, Larry Robinson et Denis Martel.

Dans la série d'images qui suit, on peut très bien voir l'évolution de la Z. Variable et du Jet. Les premières images de 1993 ne montrent pas de traces significatives de ceux-ci dans la portion S.-O. de la nébuleuse à l'est de l'étoile RY Tauri. Puis à partir de 1996, on trouve très évidents la Z. Variable et le Jet qui s'étend en direction S.-O. de cette nébuleuse. Voir les images aux dates correspondantes suivantes (931015 et 961019) ci-dessous pour mieux saisir l'ampleur des changements.

Table # 1

Dates	Auteurs	Correspondances
931015 931020 931112 931121 931208 940109 940110 940131 940212 940810 940903 940912 941104 941112 961019 961116 971105 971107 971127 971203 980218 981016 981017 981023 990208 990213 990214 990216 990220	St-Onge St-Onge St-Onge St-Onge St-Onge Bergeron Bergeron Bergeron Martel St-Onge St-Onge St-Onge St-Onge St-Onge St-Onge St-Onge St-Onge St-Onge St-Onge St-Onge Garradd St-Onge Garradd St-Onge Boivin St-Onge Boivin Robinson Boivin	93,79% 93,8 % 93,87% 93,89 93,94 94,25 94,25 94,08 94,12 94,61 94,67 94,7 94,84 94,87 96,8 96,88 97,85 97,85 97,91 97,92 98,13 98,79 ##### 98,81 99,11 99,12 99,12 99,13 99,14

4 - Questions à répondre.
Ce projet pose plusieurs questions concernant le comportement des nébulosités et de l'étoile du système RY Tauri.

- Quelles sont les variations de magnitude de la Z. Variable dans le temps?
- Quelles sont les variations de magnitude de l'étoile RY Tauri dans le temps?
- Y a-t-il une relation entre les variations de l'étoile RY Tauri et celles de la Z. Variable?
- À quelle vitesse évolue le Jet lumineux. (vitesse de la lumière = réflexion ou...)?
- Le Jet a-t-il une vélocité constante?
- Y a-t-il une relation entre la Z. Variable et le Jet?
- Ya-t-il une relation entre les nébuleuses associées à RY Tauri et le Jet?
- L'angle de propagation du Jet n'est pas le même que celle de la nébuleuse à l'est de l'étoile, d'où le Jet semble venir (?)
- Les noeuds observés dans le Jet se déplacent-ils?
- En tenant compte de la vélocité mesurée du Jet, y a-t-il des vides ou des matières très denses, opaques entre les noeuds du Jet?
-Le jet a-t-il des angles de propagation variable, qui nous montrent des segments de celui-ci vus très obliques, faussant ainsi les vélocités mesurées par périodes? (V = variable)?

4,1- Quelle est la magnitude de la Z Variable dans le temps?
La Z. Variable a évolué depuis 1993, elle est passée d'inexistante à une nébulosité large d'au moins 20" d'arc, elle est importante en 1997 et plus. (Voir le tableau 2 en 4,2).

4,2- Quelle est la magnitude de l'étoile RY Tauri dans le temps?
L'étoile RY Tauri semble augmenter sa luminosité depuis quelques années, elle atteint la magnitude 10 en 1999, soit un peu plus de une magnitude plus lumineuse que par le passé. (Voir le tableau qui suit). Ce tableau présente les données photométriques de la Z. Variable et de l'étoile RY Tauri.
- On y voit dans la première case l'année et le pourcentage correspondant à la date de la mesure!
- La deuxième case présente les mesures en magnitude pour la Z. Variable, à partir d'une magnitude d'ouverture standardisée pour chaque image!
- La troisième case présente l'erreur des mesures de la Z. Variable.
- La quatrième case présente la photométrie de l'étoile RY Tauri; il s'agit d'une estimation par centroïde et par photométrie de surface conjointement!
- La cinquième case présente l'erreur des mesures de l'étoile RY Tauri.

Table #2

Année %	Magnitude Zone Variable	± INC	Photométrie de l'étoile RY Tauri	± INC
93.79 93.8 93.865 93.89 93,94 94.02 94.02 94,08 94.12 94.61 94.67 94.7 94.84 94.84 94.87 96.8 96.88 97.846 97.85 97,91 98.79 98.81 99,11 99,12 99,123 99,13 99,14	16.35 16.36 16.08 15.88 15,66 16,56 16.57 16,34 15.89 15.76 15.92 15.70 15.65 15.50 15.81 15.14 15.11 14.75 15.00 15,31 15.45 15.17 15.16 14.96 15,56	0,08 0,09 0,04 0,05 0.14 0.09 0,04 0,05 0,11 0,11 0,04 0,04 0,01 0,08 0,08 0,03 0,07 0.17 0,07 0,08 0,08 0,07 0,02 0,08 0,11	10,75 10,27 11,18 11,06 10,79 11,00 11,12 10,64 10,34 11,75 11,24 11,01 11,39 10,91 11,24 10,63 9,88 10,75 11,10 11,17 10,56 10,50 9,85 10,87 11,76 9,88 9,92	0,02 0,02 0,03 0,03 0,01 0,02 0,02 0,02 0,02 0,01 0,02 0,03 0,02 0,01 0,01 0,02 0,04 0,02 0,03 0,06 0,02 0,03 0,01 0,02 0,04 0,02 0,01

4,3 - Y a-t-il une relation entre les variations de RY Tauri et la Zone Variable?

Comme on peut le constater sur le graphique qui suit, il n'est pas évident d'associer les variations de l'étoile RY Tauri et de la Z. Variable! L'étoile semble bien indépendante de la Z. Variable! (N'oubliez pas qu'une pente descendante est une augmentation de luminosité, une magnitude de 10 est plus lumineuse qu'une magnitude de 11.) On peut donc conclure que la Z. Variable présente une pente qui montre une tendance à l'augmentation lumineuse de cette région. Mais l'étoile RY Tauri, elle, a passé par plusieurs pics qui tendent à une pente beaucoup plus instable que la Z. Variable. On peut dire que sa luminosité oscille dans un couloir entre les magnitudes 10 et 12 . Donc peut-on parler d'une relation entre la luminosité de l'étoile RY Tauri et la Z. Variable? Probablement pas!

4,4 - À quelle vitesse évolue le Jet observé en % de la vitesse de la lumière et en U.A.?

La méthode utilisée pour estimer les dimensions du Jet fut très simple. J'ai d'abord selectionné deux étoiles faciles à trouver sur toutes les images CCD de RY Tauri. Ensuite, par une série de mesures, la distance qui les sépare à été déduite, soit 52,68". Bien sûr, les décimales ne sont là que pour standardiser la mesure. Donc à la prise des mesures astrométriques, sur chaque image, il fallait ajuster les paramètres pour qu'ils correspondent exactement à cette valeur référence de 52,68" d'arc entre les centroïdes des étoiles #3 et #4 de la série des étoiles étalons. (Voir le tableau référence des étoiles utilisées en 5,5)

Puis au moins cinq mesures de la dimension du Jet ont été prises pour en estimer la surface ! En admettant que l'objet stellaire jeune RY Tauri est à 140 parsecs de nous, on peut calculer les dimensions ainsi obtenues sur les bases que 1 seconde d'arc est égale à 140 Unités Astronomiques !
(1 U.A. "unité astronomique" est la distance Terre Soleil, soit 1.49597870 X 10^11 m.).

- Fiche signalitique de la présence de la Zone Variable et du Jet!

Du 930914 au 931020, on ne voit aucune trace significative de la Z. Variable, encore moins du Jet. Puis le 931112, un tache allongée très pâle occupe la Z. Variable. C'est à partir de cette date (931112 ) que l'on peut observer la Z. Variable plus fréquemment! L'année 1994 nous montre une Z. Variable à l'occasion qui se tient dans le même secteur. À la fin 1994 on y voit superposé à la masse allongée un point d'émission lumineuse venu de nulle part ! Puis pas d'image en 1995. C'est à la fin de 1996 que d'autres images furent prises, elles nous révèlent la présence de matière lumineuse de la forme d'un Jet, qui origine de la Z. Variable et pointe sud-ouest vers l'étoile #3 des étoiles étalons. Depuis cette date, le Jet est toujours là et son expansion s'est continuée jusqu'à aujourd'hui (?)

- Voici un premier tableau qui contient l'ensemble des mesures de la Z. Variable et du Jet en secondes d'arc. Les mesures totales de la dimension du jet contiennent la Z. Variable et l'extension du Jet au sud-ouest de celle-ci. La dernière colonne donne la date en jour julien.

Table #3

DATES	Zone Variable en secondes d'arc	Mesure du JET entier	Jour Julien - 2 400 000
931015 931020 931112 931121 931208 940109 940110 940131 940212 940810 940903 940912 941104 941112 961019 961116 971103 971105 971107 971127 971203 980218 981016 981017 981023 990208 990213 990214 990216 990220	-------------------- -------------------- 15 " ±0,61 19 " ±0,55 ------------------- ------------------- ------------------- ------------------- 24 " ±0,07 ------------------ 24 " ±1,97 12 " ±0,01 24 " ±1,2 et 16 "±0,38 ----------------- 37 " ±1,71 38 " ±0,91 ---------------- 40 " ±1,29 40 " ±2,49 44 " ±3,13 --------------- --------------- 43 " ±1,19 -------------- 41 " ±2 -------------- 39 " ±0,49 -------------- -------------- --------------	--------------- --------------- 15 " ±0,61 19 " ±0,55 ------------------- ------------------- ------------------- ------------------- 24 " ±0,07 ------------------ 24 " ±1,97 12 " ±0,01 24 " ±1,2 et 16 "±0,38 ----------------- 84 " ±2,12 86 " ±1,29 ----------------- 89 " ±1,7 89 " ±3,35 89 " ±2,11 ----------------- ----------------- 91 " ±0,45 ----------------- 89 " ±19 ----------------- 90 " ±1,46 -------------- -------------- --------------	--------------- --------------- 49304,65 49313,65 ------------------- ------------------- ------------------- ------------------- 49396,65 ------------------- 49599,65 49608,65 49661,65 ----------------- 50376,65 50404,65 ----------------- 50758,65 50760,65 50780,65 ---------------- ---------------- 51103,65 ---------------- 51110,65 ---------------- 51223,65 -------------- -------------- --------------

Le prochain tableau nous expose quelques correspondances entre des périodes de temps déterminées et les dimensions mesurées de la Z. Variable ou du Jet entier selon le cas.

4,5 - Le Jet a-t-il une vitesse constante?

Table #4

DATES	jour julien - 2 400 000	Mesures du Jet
931112 941104 961116 971107 981023	49304 49661 50404 50760 51110	15 " ±0,61 20 " ±0,79 86 " ±1,29 89 " ±2,11 89 " ±2,19

Les variations observées sont :

Table # 4B

A = 49661 - 49304 = 357 jours B = 50404 - 49661 = 743 jours C = 50760 - 50404 = 356 jours D = 51110 - 50760 = 350 jours

20 " - 15 " = 5 " ±1,09 86 " - 20 " = 66 " ±1,43 89 " - 86 " = 3 " ±1,7 89 " - 89 " = 0,08 " ±2,15

On peut donc dire que RY Tauri est à 140 pc. et par conséquent 1 " = 140 U.A.

Le déplacement en U.A. du Jet pour les périodes mentionnées est donc :
Table #4C

Mouvement du Jet (période)	Vélocité estimée par jour pour la période.	% de V. Lumière.
A = 700 U.A. en 357 jours B = 9240 U.A. en 743 jours C = 420 U.A. en 356 jours D = 11,2 U.A. en 350 jours	700 / 357 = 1,96 U.A. par jour. 9240 / 743 = 12,236 U.A. par jour. 400 / 356 = 1,123 U.A. par jour 0,08 / 350 = 0,0002 U.A. par jour	1,1 % de V.C. 7,2 % de V.C. 0,7 % de V.C. 0,0001 % de V.C.

Discussion des tableaux

Ces mesures nous amènent plus de questions que de réponses (?)

À partir de celles-ci on peut dire que la propagation du Jet n'est probablement pas à vitesse constante!
Ce qui nous pose des problèmes. Normalement nous nous attendions à un mouvement uniforme du Jet, dans la direction de sa propagation! Parce que nous espérions qu'il s'agisse simplement d'une région éclairée par l'étoile RY Tauri. Donc une propagation à vitesse constante et à la vitesse de la lumière aurait bien fait l'affaire!

Le Jet nous montre peut-être des régions d'interaction avec des milieux de différentes densités. Ce qui est observé par des ondes de matériaux sombres entre les quelques noeuds lumineux que possède par fois le Jet. Il faut déterminer si ces noeuds se déplacent ? Il faut le vérifier avec des images des années à venir! Il est possible qu'il s'agisse de réflexion sur des matériaux déja là mais non perceptibles sur les images en lumière visible avant 1996. Les vélocités variables et les masses sombres entre les noeuds peuvent peut-être s'expliquer par la forme, l'orientation et les matériaux qui forment le Jet observé ? Certaines sections du Jet peuvent avoir des angles, de sorte qu'on les voit obliquement. Donc elles nous diffusent la lumière de l'étoile qui refléchirait sur des surfaces observable variables vues d'ici ?

Quelques détails difficiles à expliquer!
- Le premier détail, c'est bien sûr la propagation du Jet à des vitesses très variables .
- Le second détail, ce sont les vitesses elles-mêmes! Elles sont très rapides.
Les mesures effectuées nous montrent des vitesses de propagation qui vont de 0,681 % à 7,183 % de la vitesse de la lumière. Ce qui représente des vitesses trop importantes par rapport aux jets les plus rapides. Les jets de ce type ont généralement des vélocités de 300 à 400KM/seconde. Donc le 1 % de la vitesse de la lumière mesurée représente une vélocité de 3000KM/seconde. Notre objet semble présenter à certains moments des vélocités sept fois plus importantes que cela, soit de 21 000 KM/s. !

4,55) Des images prises à l'observatoire du mont Mégantic au Québec, Canada.

Des images de RY Tauri ont été prises à l'observatoire du mont Mégantic, dans le but de vérifier s'il y a des traces d'émission dans la lumière de la Z. Variable et du Jet. Ces images ont été prises à l'aide des filtres spécialisés R et I au télescope de 1,6m. Les bandes passantes de ces filtres sont : pour le filtre R peak à ~700nm ±110 , et pour le filtre I peak à ~900nm ±120. Donc la manipulation des deux images ainsi obtenues par R*0,7-I = une bande comprise entre ~ 600nm et ~750nm. On peut présumer que les éléments qui émettent dans ces régions du spectre, et dans les conditions physiques que l'on trouve dans des jets de ce type (à ~ 10 000 K) sont : [OI] (oxygène) à 6300A, [NII] (azote+) à 6548A, HI (hydrogène) à 6563A, [NII] (azote+) à 6584A, [SII] (soufre+) à 6717A, [SII] (soufre+) à 6731A.

Ceux qui sont écrits en italique indiquent les éléments les plus probables, desquels on peut présumer voir de l'émission. Les proportions mesurables de ces éléments sont particulières au milieu, elles sont dépendantes, entre autres, des températures et des pressions de ce milieu. Il a fallu des poses de 600 secondes pour arriver à capturer sur la matrice CCD les informations désirées. Les images sont suffisamment de qualité pour permettre d'y détecter de l'émission aux endroits prévus, cela malgré un seeing très mauvais de 12" d'arc!! On peut croire avec une plus grande conviction qu'il y a de l'émission dans la Z Variable et dans le Jet. Ceci peut s'expliquer par des éléments ionisés ou excités, donc dans des conditions de mouvements et de collisions à haute vélocité avec le milieu, comme on en trouve dans les jets bipolaires associés aux étoiles jeunes !

L'image en R nous montre le plus de régions en émission, et l'image en I permet de capturer la lumière diffusée par les poussières et le continu de ces régions du spectre. En effectuant (R * 0,7 - I ) on enlève la lumière réfléchie sur les poussières dans la bande R, pour conserver uniquement l'émission. Donc les régions lumineuses qui sont observées sur l'image résultante sont des régions d'émission de lumière. Et la Z.Variable et le Jet sont bien visibles sur l'image résultante à gauche! On peut d'ailleurs déja constater sur l'image en R, que la Z.Variable est très importante dans cette région du spectre. Il est intéressant de noter une zone très importante d'émission près de l'étoile RY Tauri, juste à l'ouest de celle-ci en rouge. Sur l' image, le rouge montre les régions d'émission les plus intenses, puis le jaune, et le vert.

Cliquez ici pour voir une animation!

L'image en haut à gauche montre une superposition de l'image en filtre R et de l'émission recueillie en (0,7*R-I), ce qui nous permet d'apprécier la position relative de celle-ci dans la nébuleuse habituellement observée. À droite une animation des images du mont Mégantic, nous permet de constater les différents aspects observés de la Z. Variable.
Ce qui rend tout ceci encore plus passionnant, c'est que ce Jet en serait un tout nouveau. Une recherche exhaustive a été effectuée à l'université de Montréal, dans le but de vérifier toutes les publications où RY Tauri est mentionné, pour vérifier si personne ne signale dans une de celles-ci la présence de ce Jet près de RY Tauri. Personne ne signale ce Jet! Nous pouvons dire que c'est bien un nouveau Jet!

Dans un futur proche il faudrait refaire des images en R et en I à l'observatoire du mont Mégantic, en espérant que le ciel permette une meilleure résolution, dans le but de renforcer nos convictions d'un Jet actif. En plus il serait sûrement intéressant d'effectuer un spectre de celui-ci, pour en déterminer les éléments avec précision et leur vélocité. Mais les instruments d'amateurs restent les plus accessibles, ceux-ci peuvent effectuer plusieurs images CCD de RY Tauri à chaque mois, permettant ainsi de continuer à mesurer les aspects déja connus et d'observer l'évolution de ce Jet..

Quelques questions se rapportant au JET?

4,6- Y a-t-il une relation entre la Z. Variable et le Jet ?
4,7 - " En tenant compte de la vélocité mesurée du Jet "
- Y a-t-il des vides ou des matières très opaques entre les noeuds du Jet ?
- Le Jet a-t-il des angles de propagation variés qui nous montrent des segments de celui-ci vus très obliques, faussant ainsi les vélocités mesurées par période ? (V = variable) ?
4,8- Les noeuds observés dans le Jet se déplacent-ils ?
4,9- L'angle de propagation du Jet n'est pas le même que celui de la nébuleuse à l'est de l"étoile, d'où le Jet semble venir ?
4,91- Ya-t-il une relation entre les nébuleuses associées à RY Tauri et le Jet ?

- Les constats qui se rapportent à ces questions :

4,6- Y a-t-il une relation entre la Zone Variable et le Jet ?

Graph: #2

Il est certain que, à chaque fois que l'on observe la présence du Jet, la Z. Variable est bien là, et que sa dimension a augmenté dans les mêmes périodes de temps que les dimensions du Jet qui elles aussi ont augmenté. De cette Z. Variable semble originer le Jet; on peut croire que la Z. Variable est un indicateur de l'apparition du Jet. Voici un graphique qui montre bien l'évolution astrométrique de la Z. Variable et du Jet, on peut y constater facilement une relation entre les deux au point de vue de l'expansion de leur surface à une période précise, et d'un plafonnement continu de celle-ci!

Graph: #2B et 2C

Les graphiques #2B et 2C, nous présentent avec une plus grande précision les mesures astrométriques. Les axes sur les deux graphiques sont : l'axe des (X) correspond au jour julien et l'axe des (Y) est en secondes d'arc.

Le graphique du haut nous présente les mesures de la Z. Variable, et celui du bas les mesures du Jet. Évidemment le graphique du Jet n'est pas à la même échelle! Ici encore on peut conclure à une relation entre la Z. Variable et le Jet, il est très clair qu'au moment où l'un augmente en dimension, l'autre le suit, et puisque la Z Variable est apparue avant le Jet, il semble correct de penser qu'elle est la région qui réagit la première! J'ai donc considéré, pour les premières observations, que la Z. Variable et le Jet ne faisaient qu'un, donc les mesures astrométriques sont les mêmes sur les deux graphiques pour ces périodes, puis en 1996, la présence d'un Jet externe à la Z. Variable est observée.

Les graphiques nous indiquent que pendant la période de 1993 et 1994, la Z. Variable a été mesurée dans une phase d'expansion, puis elle a semblé plafonner à 24 " d'arc (N-E/S-O). Puis en 1996, le Jet est observé, la Z. Variable a considérablement augmenté sa surface, elle est de ~38", et elle passe à ~44" en 1997, puis redescend à ~41" en 1998 et à ~39" en début 1999.

Le Jet lui nous montre dès 1996 une surface (N-E/S-O) qui a passé de ~20" en 1994 à ~84" d'arc en 1996! Puis en 1997 il atteint ~89", et ~91" en 1998, en 1999 on mesure ~90" d'arc. Le Jet semble plafonner, même arrêter! Pourtant il est apparu avec une rapidité exceptionnelle, en l'espace de deux ans. De tout ceci il semble bien clair qu'une relation existe entre l'évolution de la surface du Jet et celle de la surface de la Z. Variable.

Clickez ici pour une animation! RY Tauri 1999 St-Onge & Morin.

Voici une autre animation de l'OSJ. RY Tauri. Celle-ci est effectuée à partir de nos images de 1993 à 1999, l'emphase est mise sur la Zone Variable (ZV) et le Jet. On peut y constater les variations fréquentes de la Z Variable avant même l'apparition du Jet (1993-1994). On peut aussi y voir quelques transformations du Jet. La qualité des images est affectée parce qu'il a fallu les agrandir considérablement et les transformer en format GIF, mais elles restent intéressantes à consulter.

4,7 - " En tenant compte de la vélocité mesurée du Jet "
- Y a-t-il des vides ou des matières très opaques entre les noeuds du Jet ?
- Le Jet a-t-il des angles de propagation variés, qui nous montrent des segments de celui-ci vus très obliques, faussant ainsi les vélocités mesurées par périodes? (V = variable)? Ce sont des questions intéressantes auxquelles il faudrait bien répondre.

- Y a-t-il des vides ou des matières très opaques entre les noeuds du Jet?
À mon avis il semble bien qu'il y ait des matériaux plus opaques à la lumière entre chacun des noeuds, ou des matériaux d'arrière-plan, la luminosité entre les noeuds étant plus importante que la luminosité du fond du ciel ! Et la simple possibilité que ce soit une réflexion sur les matériaux déja existants ne va pas contre un Jet relié de bout en bout. Il peut s'agir des restes d'un Jet qui a été actif dans le passé (?) L'image en filtre I de l'observatoire du mont Mégantic nous montre des poussières, au niveau de la Z. Variable et du début du Jet, mais rien de significatif au niveau des noeuds. On espère que la prochaine série d'images à l'observatoire permettra d'élucider cela dans un meilleur seeing.

- Le Jet a-t-il des angles de propagation variable, qui nous montrent des segments de celui-ci vus très obliques, faussant ainsi les vélocités mesurées par périodes? (V = variable) ?
Comment savoir? Nous n'en sommes qu'aux images en filtre R et I, à l'observatoire du mont Mégantic, dans l'espoir d'isoler des régions d'émission de ce Jet s'il est un jet actif, et non une réflexion? Des mesures sur le spectre et en Radio nous permettraient probablement de mesurer les vélocités de ces matériaux? (Voir la section concernant les résultats de Mégantic (# 4,55)).

4,8- Les noeuds observés dans le Jet se déplacent-ils?

Ici une petite description de la morphologie du Jet pour la période de temps où il est observé s'impose, en plus des mesures de la position des noeuds. Il faut noter que les mesures des noeuds ont comme point d'origine la petite étoile nommée (F) sur la classification, (Voir en 5,5 le tableau référence), (F) est à l'est de l'étoile RY Tauri aux coordonnées suivantes (2000) (A.D.= 4h 22'04,49" et DEC= 28°27'22,2" ). En partant de là les mesures ont toutes un point d'origine très ponctuel, dans l'espoir d'améliorer la précision des mesures.
Donc les mesures partent de l'étoile F et vont soit au début soit à la fin des noeuds; l'emplacement des mesures des noeuds est noté pour chaque mesure. C'est que certaines fois il est intéressant de noter la fin d'un noeud et le début du noeud suivant! Donc des mesures de la distance entre l'étoile "F" et les segments du Jet qui sont les noeuds.

Morphologie et Astrométrie du jet

# L'image du 961019.
- La Z. Variable montre une petite forme triangulaire lumineuse en pointe de flèche, dont la pointe est sur l'axe principal du jet.
- Le Jet : il semble large, fait de trois principaux segments. Le premier segment est très large, les deux autres sont larges mais aplatis perpendiculairement à l'axe principal du Jet (le grand axe des noeuds est N-O/S-E). Le troisième segment n'est pas tout-à-fait aligné avec les deux autres, il est un peu au nord de l'axe principal du Jet.

Les mesures partent de l'étoile "F". Pour l'image 961019 , «Trois segments dont la ZV" et deux noeuds!»
- Fin du premier noeud = 80 "± 1,2
- Fin du deuxième noeud = 93" ±0,3

# L'image du 961116.
- La Z. Variable est large et dense, elle occupe l'espace habituel.
- Le Jet : il est en trois segments larges et lumineux. Le premier segment est la Z. Variable.
Le deuxième segment est un grand noeud presqu'aussi grand que la Z. Variable, il est séparé de celle-ci par une bande mince et sombre.
Le troisième segment est un petit noeud pâle un peu en dehors de l'axe principal du Jet. Il est un peu au nord de l'axe.
Les mesures partent de l'étoile "F". Pour l'image 961116, «Trois segments dont deux noeuds».
- Fin du premier noeud = 85" ±1,56
- Fin du deuxième noeud = 108" ±1,1

# L'image 971105. (Une image de mauvaise qualité)
- La Z. Variable est très grande, lumineuse et allongée (N-E/S-O).
- Le Jet est très large orienté vers le S-O. Il est fragmenté d'un noeud aplati sur l'axe principal, un espace sombre important le sépare du reste du Jet.
Les mesures partent de l'étoile "F". Pour l'image 971105, «Deux segments, dont un noeud».
- Fin du premier segment = 86" ±2,54
- Début du noeud = 93" ±0,53
- Fin du noeud = 105" ±0,63

# L'image 971107.
- La Z. Variable est très large et allongée.
- Le Jet : Une masse sombre recouvre le début du Jet, juste au sud de la Z. Variable. Puis un autre noeud très large est aussi précédé d'une bande sombre. Le Jet est très large et fait de deux grands noeuds, dont la surface est plus grande sur l'axe perpendiculaire au grand axe du Jet, (le grand axe des noeuds est N-O/S-E).
Les mesures partent de l'étoile "F" . Pour l'image 971117, « Trois segments, dont deux noeuds».
- Fin du premier noeud = 80" ± 0,46
- Début du deuxième noeud = 85" ±0,89
- Fin du deuxième noeud = 101" ±0,44

# L'image 981016
La Z. Variable est une large zone en deux segments sur l'axe E-O.
Le Jet est large, il semble dominé d'un noeud à son extrémité S-O.
Les mesures partent de l'étoile "F" . Pour l'image 981016. «Deux segments, dont un noeud».
- Fin du noeud = 101" ±0,77

# L'image 981023.
La Z. Variable est une masse lumineuse importante allongée sur l'axe N-E/S-O.
Le Jet est très dense, il est large près de la Z. Variable, il semble y avoir deux noeuds à son extrême S-O. Le premier de ces noeuds (intérieur) semble désaligné de l'axe principal du Jet, il est au sud de cet axe. Les noeuds sont séparés par une mince bande sombre.
Les mesures partent de l'étoile "F" .Pour l'image 981023 . «Trois segments, dont deux noeuds».
- Fin du premier noeud = 91" ±0,42
- Fin du deuxième noeud = 111" ±1,17

# L'image 990213.
La Z. Variable est allongée vers le S-O, et elle est très mince.
Le Jet est très mince, on n'y voit qu'un seul petit noeud à son extrémité S-O.
Juste après la Z. Variable un petit segment courbe vers l'étoile # 24 qui se situe juste à l'est de RY Tauri.
Les mesures partent de l'étoile "F". Pour l'image 990213. «Deux segments , dont un noeud».
- Fin du premier segment = 93" ±0,92
- Fin du noeud = 105" ±1,7

Donc on peut conclure que la morphologie du Jet change dans le temps. Et que les noeuds qui sont dans ce Jet semblent se transformer et se déplacer. Les variations observées sont importantes pour les attribuer à la limite de résolution instrumentale ou atmosphérique! Alors on peut croire que la morphologie du Jet varie dans le temps, et que les noeuds du Jet se transforment avec le temps.

4,9- L'angle de propagation du Jet n'est pas le même que celui de la nébuleuse à l'est de l"étoile RY Tauri, d'où le Jet semble prendre origine?
Il est intéressant de constater que le Jet ne semble pas être dans l'angle direct de visée de la nébuleuse à l'est de l'étoile. Le Jet est incliné vers le sud par rapport à cette nébuleuse, un peu comme si le Jet avait son origine de la Z. Variable, qui est juste au sud-ouest de cette nébuleuse, et que celui-ci pointe dans un autre plan que les nébuleuses près à l'étoile RY Tauri. C'est peut-être pour cela qu'il n'est pas toujours éclairé, il faut que certaines conditions soient respectées pour qu'il le soit, dont peut-être un maximum lumineux de l'étoile? (Voir l'image en #8)

4,91- Ya-t-il une relation entre les nébuleuses associées à RY Tauri et le Jet?
Il s'agit fort probablement d'une section du grand nuage moléculaire qui a formé RY Tauri, donc toutes ces nébulosités sont probablement en relation à ce grand nuage moléculaire. Il semble que l'on a affaire à un Jet émis par une autre étoile, celle-ci pourrait bien être à l'intérieur de la nébuleuse à l'est de l'étoile RY Tauri?

5 - Présentation des méthodes photométriques utilisées (centroïde et d'ouverturre)

Il a d'abord fallu sélectionner des étoiles étalons, qui se trouvent sur toutes les images CCD.
Ces étoiles ont été selectionnées dans le GSC (Guide Star Catalogue). Pour chaque mesure, cinq étoiles étalons étaient utilisées, pour assurer une rigueur convenable. Pour les mesures de l'étoile RY Tauri, des fonctions photométriques par centroïde étaient utilisées, en plus une série de mesures de photométrie d'ouverture venaient s'ajouter au centroïde, pour normaliser autant que possible les résultats.
Dans le cas des mesures photométriques de la Z. Variable, la photométrie d'ouverture était utilisée. La taille des boîtes photométriques a été prédéterminée, et chaque image a subi un alignement préalable pour bien s'assurer que les lectures couvrent toujours le même secteur de la Z Variable. De cette façon nous pouvons estimer que les variations observées sont bien du même secteur de la nébuleuse!
Pour tenter d'améliorer les mesures, trois étoiles de standardisation ont servi à ajuster les mesures. Ceci permettait de normaliser les mesures, en tenant compte des valeurs attribuées par le logiciel à ces étoiles dont les magnitudes étaient bien établies. De cette façon il était possible d'ajuster les résultats à des valeurs probablement plus près de la réalité.

5,5 - Présentation du tableau référence.

Tableau qui montre les étoiles de références utilisées pour les mesures photométriques et astrométriques de la Z. Variable et de RY Tauri.

RY Tauri. Carte de référence astrométrique et photométrique.

Numéro d'étoile	Asc. Droite	Dec.	Magnitudes
#1 = RY-Tauri #2 = #3 = #4 = #5 = #6 = #7 = #8 = #9 = #10 = #11 = #12 = #13 = #14 = #15 = #16 = #17 = #18 = #19 = #20 = #21 = #22 = #23 = #24 = #26 = #D = #E = #F =	4h. 21m 57,43s 55,07s 22m 00,37s 03,18s 21m 47,44s 40,22s 35,66s 35,70s 36,88s 29,87s 21,01s 17,22s 27,38s 22m 05,62s 10,25s 12,90s 11,95" 21m 43,76s 37,53s 33,78s 50,40s 40,35s 53,09s 21m 57,71s 21m 59,64s 22m 03,83s 22m 00,96s 22m 04,49s	28° 26' 37,9" 00,4" 25' 00,4" 39,5" 26' 33,7" 29' 39,3" 51,1" 24,9" 24' 58,2" 25' 36,0" 24' 09,9" 23' 38,4" 22' 38,9" 21' 58,9" 23' 31,2" 25' 43,7" 29' 09,7" 25' 50,9" 28' 03,8" 27' 53,0" 24' 43,0" 23' 42,6" 57,1" 24' 46,5" 23' 43,6" 28' 56,6" 26' 59,8" 27' 22,2"	9,3 à 13 13,9 12,1 12,9 12,2 12,3 14,1 14,7 9,0 14,6 14,4 14,8 12,1 14,8 14,0 12,9 14,0 16,87 ± 0.22 16,00 ± 0.14 16,57 ± 0.19 16,95 ± 0.21 15,90 ± 0.14 16,63 ± 0.27 BL=18,6 R=17,6 BL=18,6 R=16,4 ************ ************ ************

6 - Présentation des graphiques photométriques de la Z. Variable et de RY Tauri.
Ces deux graphiques montrent les variations de ces deux objets sur la période la plus complète possible, soit de 1993 à 1999. Les courbes sur ceux-ci sont des régressions quadratiques qui montrent bien les tendances pour ces deux objets.

-A - Tableau utilisé pour les régressions des mesures photométriques
de l'étoile RYTauri.

Points	X Data (Années et fraction)	Y Data (Magnitudes RY Tau)
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27	93,79 93,80 93,865 93,89 93,94 94,02 94,02 94,08 94,12 94,61 94,67 94,70 94,84 94,84 94,87 96,80 96,88 97,846 97,85 97,91 98,79 98,81 99,11 99,12 99,123 99,13 99,14	10,75 10,27 11,18 11,06 10,79 11 11,12 10,64 10,34 11,75 11,24 11,01 11,39 10,91 11,24 10,63 9,88 10,75 11,10 11,17 10,56 10,50 9,85 10,87 11,76 9,88 9,92

-A1- Graphique de la régression quadratique des mesures photométriques de l'étoile RY Tauri

-B- Tableau utilisé pour les régressions des mesures photométriques de la Zone Variable.

Point	X Data (Années et fraction)	Y Data (Magnitude ZV).
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25	93,79 93,80 93,865 93,89 93,94 94,02 94,02 94,08 94,12 94,61 94,67 94,70 94,84 94,84 94,87 96,80 96,88 97,846 97,85 97,91 98,79 98,81 99,11 99,12 99,123	16,35 16,36 16,08 15,88 15,66 16,56 16,57 16,34 15,89 15,76 15,92 15,70 15,65 15,50 15,81 15,14 15,11 14,75 15,00 15,31 15,45 15,17 15,16 14,96 15,56

-B1- Graphique de la régression quadratique des mesures photométriques de la Zone Variable.

6,1- Discussion de ces graphiques.

-A1- L'étoile RY Tauri
Sur ce graphique on voit bien que l'étoile RY Tauri montre une magnitude qui tend à augmenter en luminosité. (Les magnitudes plus basses sont plus lumineuses). Donc la tendance de l'étoile depuis 1993 est une augmentation de sa luminosité. Ce qui peut bien s'apparenter avec la luminosité plus importante des nébuleuses qui l'accompagnent, et peut-être même que cela permet des conditions idéales pour qu'une possible nébuleuse en forme de Jet devienne apparente ? Il sera très intéressant de voir comment le Jet va se comporter lorsque la luminosité de l'étoile va diminuer. Si des régions de celui-ci sont de simples réflexions en provenance de l'étoile RY Tauri, elles devraient diminuer comme elles ont augmenté, soit au rythme de la luminosité diminuant de l'étoile RY Tauri. Les régions d'émission seront probablement encore observables même si la luminosité de l'étoile est très faible. Nous aurons alors une meilleure idée de l'origine des différents points du Jet. Ne pas oublier que les résultats obtenus, à partir des manipulations des images en filtres R et I du mont Mégantic, semblent démontrer qu'il y a de l'émission au niveau de la Z. Variable et même du Jet!

-B1- La Zone Variable.
Ce graphique nous permet de constater que la Z. Variable a eu son maximun de luminosité vers 1997,5 et que depuis elle a tendance à diminuer sa luminosité. Ceci ne semble pas tout a fait en accord avec la tendance de l'étoile RY Tauri qui est peut-être l'étoile source? Il aurait semblé correct que l'étoile diminue sa luminosité avant que la Z. Variable diminue à son tour quelque temps plus tard, le temps que la variation de luminosité de l'étoile y parvienne. Peut-on avancer qu'il n'y a peut-être pas de relation entre ces deux objets ? Sûrement pas, bien des facteurs peuvent nous échapper, ces observations sont trop récentes et elle demandent à être vérifiées par de grands télescopes. Mais une chose est certaine, il s'est passé quelque chose d'intéresssant dans les nébulosités qui accompagnent l'étoile RY Tauri.

7 - Présentation des graphiques et des tableaux astrométrique et photométrique par centroïde de la Zone Variable!

Lorsque c'était possible d'effectuer un centroïde sur la partie de la Z. Variable la plus lumineuse, des mesures photométriques et astrométriques étaient faites de ce secteur.

-C- Tableau des mesures photométriques par centroïde de la Zone Variable

Point	X Data (Dates)	Y Data (Magnitudes) Centroïde
1 2 3 4 5 6 7	94,02 94,12 94,84 94,841 96,80 97,85 98,79	18,45 16,96 17,16 17,00 15,33 15,79 15,26

-C1- Graphique quadratique sur les mesures photométriques par centroïde de la Z. Variable

-D- Tableau des mesures astrométriques par centroïde de la Z. Variable.

Dates	A.Droite (1s ~ 15")	Déclinaison
940109 940212 941104 941104B 961019 961116 971107 981016 981023	4h.22m 03s 03s 03s 03s 03s 04s 04s 04s 03s	28°26' 35" 38" 38" 37" 44" 40" 45" 42" 42"

-D1- Profil astrométrique par centroïde de la Z. Variable

7,1 - Discussion de ces graphiques.

-C1- Les mesures photométriques par centroïde des secteurs les plus lumineux de la Z. Variable sont effectuées par des centroïde dont le baricentre est de 8 X 8 pixels. Le graphique par centroïde montre bien la tendance de la Z. Variable à devenir moins lumineuse. Dans ce cas-ci, le maximum de luminosité est observé vers le début 1998. Il est donc intéressant de constater la même tendance que pour l'ensemble de la Z. Variable. Evidemment ces mesures tentent de retracer la présence du point d'émission ponctuel observé le 941104.

-D1- Le profil astrométrique par centroïde dans la Z. Variable est bien sûr les mêmes régions que sur le graphique -C1- . Ces mesures de position nous montrent que les secteurs les plus ponctuels de la Z. Variable se déplacent dans le temps sur une surface de une dizaine de secondes d'arc en déclinaison, et de un peu plus d'une seconde en ascension droite. Il faut savoir que une seconde en ascension droite est équivalent ~15" d'arc. Donc on a un secteur de 10" X ~15" d'arc qui a parfois une zone suffisamment lumineuse et ponctuelle pour des mesures précises. C'est à se demander s'il n'y a pas une étoile dans le nuage en question qui varie en arrière-plan!!!

8 - Hypothèses et modèles pouvant expliquer de tels comportements!

En supposant que le Jet était là avant les années 1990, mais qu'il était difficile à observer à cause de sa situation géographique et des conditions du milieu, on peut penser qu'il est possible que l'étoile RY Tauri puisse être la source de lumière de celui-ci? L'étoile a montré des fluctuations lumineuses à des magnitudes sous les 10 à quelques reprises depuis quelques années, ce qui peut peut-être s'associer à l'apparition du Jet?

Peut-être le Jet est-il éclairé de façon indirecte, celui-ci n'est peut-être pas sur le même angle que le grand axe de la nébuleuse à l'est de l'étoile RY Tauri d'où il semble originer. Il faut aussi mentionner qu'en géneral la Z. Variable est large et diffuse, rarement on a pu y voir une source lumineuse ponctuelle et bien définie. Peut être s'agit-il d'une lumière diffusée dans le milieu; de la source dans la Z. Variable, puis vers le Jet. Voir l'image à gauche.

Et que penser du fait que l'axe du Jet n'est pas le même que celui de la nébuleuse à l'est de RY Tauri ? Il peut y avoir des régions importantes de matériaux ou de vide entre les nébuleuses normalement observées près de RY Tauri et le Jet. Tous ces facteurs et bien d'autres peuvent participer efficacement aux phénomènes observés. (Voir la section # 4,9).

# En considérant les résultats des images en filtre R & I du mont Mégantic;

- Une autre hypothèse : dans celle-ci nous acceptons que le Jet en soit réellement un actif!
À la fin de 1994, soit le 1994-11-04, on observe, d'une présumée étoile à l'intérieur ou derrière la nébuleuse qu'est la Z. Variable, l'émission d'un Jet qui est entré en collision avec les matériaux de la Z. Variable. Cet objet lumineux a pu être observé sur les images de cette date. Il s'agissait peut-être d'une courte onde de matière ionisée d'un jet provenant d'une étoile jeune enfouie dans la nébuleuse. Nous croyons que la Z. Variable change régulièrement d'apparence, puisqu'elle semble réfléchir la lumière d'une ou de plusieurs étoiles qui auraient des variations d'intensité lumineuse. Il s'agit probablement d'une nébuleuse par réflexion, dans laquelle on peut aussi observer de l'émission, celle-ci est probablement près d'une étoile jeune. Si cette étoile éjecte des matières sous forme de jet, et que l'orientation de celui-ci est vers la Z. Variable, il semble probable que l'on puisse observer au niveau de la Z. Variable les effets du Jet, donc émission.

On peut voir l'émission sur les images (0.7 * R - I), prises à l'Observatoire du mont Mégantic. Il faut alors considérer que la Z. Variable ainsi que le Jet puissent être actifs. Donc le Jet émet la signature d'éléments excités ou ionisés, probablement par le mouvement propre des éléments à grande vélocité dans le Jet (supersonique), qui cause des interactions des éléments du Jet se frappant aux éléments du milieu dense de la nébuleuse Z. Variable.

Pour supporter l'hypothèse des éjections épisodiques, l'observation a révélé la présence de quelques noeuds de matériaux lumineux dans le corps du Jet. Donc on peut supposer que chacun de ces noeuds soit des concentrations de matière correspondant à une vague (onde) d'une éjection particulière. Les noeuds pourraient aussi correspondre aux intersections de chocs obliques dans le Jet. Il est donc possible que dans le passé, des phénomènes semblables à celui observé aujourd'hui se soient produits là près de RY Tauri!

Une chose est sûre, pour une des premières fois sinon la première, on a des observations de l'évolution d'un Jet, du point de son origine jusqu'à ce qu'il soit ralenti et même arrêté. Ce Jet n'aurait que quelques années, il est né en 1994 pour nous ici sur Terre! On ne connaît pas bien les premiers instants de l'évolution de ces jets, profitons-en, celui-ci a seulement quelques années d'existence, plus son facteur de distance de 140 pc. Il est peut-être fréquent de voir des vitesses aussi rapides et aussi saccadées à un si bas âge d'un jet, comment savoir? Nous avons là un phénomène tout neuf qui est à la pointe des recherches actuelles pour la compréhension de la formation des étoiles et de leur système planétaire. Ne l'oublions pas, il y a probablement là aussi une étoile jeune, cachée dans les nuages de gaz et de poussières, elle est à l'origine de ce Jet observé. Il faut essayer de l'observer, tout au moins de façon indirecte, en surveillant la nébuleuse et le Jet à la recherche de variations qui pourraient être des marqueurs incontestés de la présence de l'étoile. Ceux-ci pourraient peut-être nous permettre d'élaborer des paramètres physiques de l'étoile source; du genre des relations entre le flux d'émission mesurable et le type spectral de l'étoile, ou la vélocité du Jet et le type spectrale de l'étoile ...etc...

Dans les années à venir on aura probablement des réponses plus élaborées, mais pour cela il nous faut des images de RY Tauri. Qui de mieux placés que les amateurs pour fournir des images en quantité suffisante, ne l'oublions pas, les éjections semblent épisodiques, la prochaine fois, qui les verra?

9 - Liste des collaborateurs astrophotographes, collaborateurs qui m'ont fait parvenir des images de l'objet stellaire jeune RY Tauri :

Gilbert St-Onge (1993 à 1999), Pierre Bastien (de Bernard Malenfant du mont Mégantic1999), Denis Bergeron (quelques-unes en 1994), Claude Boivin (quelques-unes en 1999), Denis Martel (1994), Larry Robinson (1999), et Gordon Garradd (1998). Je dis merci à ces astronomes pour leur collaboration très importante, et je les invite à continuer cette indispensable collaboration dans les années à venir.

9,1 -Les Références:

- Bastien Pierre: Chercheur au département de Physique de l'Université de Montréal,
Directeur de l'observatoire astronomique du Mont Mégantic.
Spécialisé dans l'étude des objets stellaires jeunes.

- Herbig G.H. du Lick Observatory, Board of Studies in Astronomy and Astrophysics
University of California, Santa Cruz
and Institute for astronomy, University of Hawaii
And;
- Robbin Bell K. du Lick Observatory, Board of Studies in Astronomy and Astrophysics
University of California, Santa Cruz
Third Catalog of Emission-Line Stars of the Orion Population
Lick Observatory Bulletin No. 1111 (June 1988)

- Herbig G.H. du Lick Observatory, University of California.
Observations of RY Tauri*
Astrophysical Journal 133, 337-340 (1961)

- Joy Alfred H.
T. Tauri Variable Stars
Astrophysical Journal 102, 168-195 (1945)

- PETROV, P. P. ; ZAJTSEVA, G. V.; EFIMOV, YU. S.; DUEMMLER, R.; ILYIN, I. V.; TUOMINEN, I.; SHCHERBAKOV, V. A. qui a paru dans le Astronomy and Astrophysics, v.341, p.553-559 (1999), sous le titre Stars: Circumstellar Matter, Stars: Individual: RY Tau, Stars: Pre-main sequence.

- Christopher M. Johns 2, et Gibor Basri, qui a paru dans The Astronomical Journal , volume109, number 6, June 1995. Dont le titre est Hamilton Echelle Spectra of Young Stars. II. Time Series Analysis of Ha Variations1.

- Hartmann, Lee, Hewett, Robert, Calvet, Nuria. A.j. part 1 ( ISSN 0004-637X), vol. 426, no.2, p. 669-687. Parution du 05/1994.

Par: Gilbert St-Onge et Lorraine Morin Club d'Astronomie de Dorval/CDADFS

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