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The accretion-ejection connection in the asymmetric Th 28 jet revealed by MUSE-NFM

En utilisant les nouvelles observations MUSE-NFM du VLT, cette étude révèle que le jet asymétrique de l'étoile Th 28 présente des éjections de nœuds plus fréquentes que prévu et que les taux d'éjection de masse augmentent en corrélation avec la hausse du taux d'accrétion, confirmant ainsi la conservation du rapport entre éjection et accrétion et de la quantité de mouvement de part et d'autre du jet.

Auteurs originaux : A. Murphy, E. T. Whelan, F. Bacciotti, A. Kirwan, D. Coffey, M. Birney, J. Eislöffel, H. Takami

Publié 2026-03-25

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CC BY 4.0

Auteurs originaux : A. Murphy, E. T. Whelan, F. Bacciotti, A. Kirwan, D. Coffey, M. Birney, J. Eislöffel, H. Takami

Article original sous licence CC BY 4.0 (http://creativecommons.org/licenses/by/4.0/). ✨ Ceci est une explication générée par l'IA de l'article ci-dessous. Elle n'a pas été rédigée ni approuvée par les auteurs. Pour une précision technique, consultez l'article original. Lire la clause de non-responsabilité complète

Titre : Th 28, le jeune astre qui crache et avale en même temps : une histoire de jets asymétriques

Imaginez un bébé étoile, nommé Th 28, qui grandit dans un nuage de poussière et de gaz. Pour grandir, elle doit "manger" (accréter) la matière qui l'entoure, comme un enfant qui avale sa soupe. Mais ce bébé étoile a un problème : elle est un peu grognon et rejette une partie de ce qu'elle mange sous forme de deux immenses jets de gaz, comme des fontaines géantes qui partent de ses pieds.

Ce que les astronomes ont découvert en regardant cette étoile avec un télescope ultra-perfectionné (le VLT en Chile), c'est que cette histoire de "manger et recracher" est beaucoup plus dynamique et complexe qu'on ne le pensait. Voici l'histoire racontée simplement.

1. Le télescope "lunettes de soleil" (MUSE-NFM)

Avant, on regardait Th 28 avec des lunettes un peu floues (une résolution faible). On voyait les jets, mais on ne distinguait pas bien les détails près de l'étoile. C'était comme essayer de lire une étiquette de médicament à travers une vitre sale.

Cette fois-ci, les scientifiques ont utilisé une nouvelle technologie appelée MUSE-NFM avec une correction optique (Optique Adaptative). C'est comme si on avait mis des lunettes de soleil anti-reflets et un objectif de caméra 4K sur le télescope. Soudain, l'image est devenue cristalline. On a pu voir les détails à seulement 200 unités astronomiques de l'étoile (c'est-à-dire très près de la "maison" de l'étoile).

2. Une symétrie brisée : le jet "rapide" et le jet "lent"

Th 28 a deux jets, un de chaque côté, comme les deux bras d'un géant.

Le jet rouge (l'ouest) : Il est plus lent, plus compact et ressemble à une série de perles enfilées sur un fil.
Le jet bleu (l'est) : Il est beaucoup plus rapide, mais il est "flou" et diffus, comme un spray d'eau qui s'éparpille.

Pendant longtemps, les scientifiques se demandaient : "Est-ce que l'étoile rejette la même quantité de matière des deux côtés ? Ou est-ce que le jet rapide emporte moins de matière ?" C'est un peu comme si vous souffliez dans deux ballons : l'un gonfle vite mais est petit, l'autre gonfle lentement mais est énorme. Lequel contient le plus d'air ?

3. La découverte : des éruptions fréquentes (le rythme cardiaque de l'étoile)

Grâce à la nouvelle image nette, les astronomes ont vu quelque chose de surprenant : des nœuds de gaz (des "perles" dans le jet) qui ont été éjectés très récemment, il y a seulement 2 à 3 ans.

Auparavant, on pensait que l'étoile éjectait de la matière tous les 10 à 15 ans. En réalité, elle le fait tous les 3 à 6 ans ! C'est comme si le cœur de l'étoile battait beaucoup plus vite qu'on ne le croyait. Chaque fois que l'étoile avale un gros morceau de matière (un "accrétion"), elle recrache immédiatement un petit jet de gaz. C'est un lien direct : plus elle mange, plus elle crache.

4. Le grand équilibre : Manger = Recracher

C'est ici que ça devient fascinant. Les scientifiques ont mesuré combien de matière l'étoile mange et combien elle recrache.

Entre 2014 et 2023, l'étoile a doublé sa vitesse de "manger" (son taux d'accrétion).
Et devinez quoi ? Elle a aussi doublé sa vitesse de "recracher" (son taux d'éjection).

C'est comme si vous aviez un robinet d'eau (l'accrétion) et un tuyau d'arrosage (le jet). Si vous ouvrez le robinet deux fois plus grand, le tuyau d'arrosage envoie deux fois plus d'eau. Le ratio reste constant. L'étoile est très efficace : environ 10% de ce qu'elle mange est immédiatement rejeté en jets.

5. L'énigme de l'asymétrie

Alors, pourquoi les deux jets sont-ils si différents ?

Le jet bleu est plus rapide et plus chaud, mais il semble moins "massif" en apparence.
Le jet rouge est plus lent, mais plus dense.

Les chercheurs pensent que c'est une question de momentum (la quantité de mouvement). Imaginez deux patineurs sur la glace. Si l'un est très lourd et lent, et l'autre très léger et rapide, ils peuvent tous deux pousser avec la même force.
Dans le cas de Th 28, le jet bleu va très vite mais emporte moins de matière, tandis que le jet rouge va plus lentement mais emporte plus de matière. Au final, la "poussée" totale est équilibrée des deux côtés. C'est comme si l'étoile gardait son équilibre en ajustant la vitesse et la quantité de matière de chaque côté.

En résumé

Cette étude nous dit que Th 28 est une usine à étoiles très active.

Elle mange et recrache beaucoup plus souvent qu'on ne le pensait (tous les 3-6 ans).
Quand elle mange plus, elle recrache plus, gardant un équilibre parfait.
Les deux jets sont différents (l'un rapide et fin, l'autre lent et gros), mais ils travaillent ensemble pour garder l'équilibre de l'étoile.

C'est comme observer un jeune enfant qui apprend à marcher : il trébuche, il accélère, il change de rythme, mais il finit toujours par trouver son équilibre. Th 28 nous donne une fenêtre unique pour comprendre comment les étoiles et leurs futurs systèmes planétaires naissent et grandissent.

1. Problématique et Contexte

Les jets stellaires issus des systèmes jeunes sont intrinsèquement liés au disque protoplanétaire et au processus d'accrétion de masse vers l'étoile centrale. Comprendre les phénomènes de perte de masse, tels que les éjections épisodiques et les asymétries des écoulements, est crucial pour élucider les mécanismes de lancement des jets et leur connexion avec l'évolution du disque.
Le système Th 28 (étoile T Tauri classique) présente un jet bipolaire (HH 228) fortement asymétrique :

Le lobe décalé vers le rouge (ouest) est compact, avec des structures en nœuds bien définies.
Le lobe décalé vers le bleu (est) est plus diffus, plus rapide, et caractérisé par des chocs en arc de cercle larges.
Les observations précédentes (notamment avec le mode Large Field de MUSE/VLT) manquaient de résolution spatiale pour étudier la base du jet (à moins de 200 ua), en particulier dans le lobe bleu où la contamination par le lobe rouge et la faible luminosité rendaient l'analyse des propriétés physiques difficile. L'objectif était de déterminer les taux de perte de masse à la base du jet et d'identifier les signatures de l'accrétion variable.

2. Méthodologie

Les auteurs ont utilisé de nouvelles observations en mode Champ Étroit (NFM) du spectrographe MUSE au VLT (Very Large Telescope), assistées par l'Optique Adaptative (AO).

Résolution : Grâce à la correction AO et à la déconvolution d'image (algorithme Richardson-Lucy modifié), une résolution angulaire effective de 0,12" a été atteinte (soit une amélioration d'un facteur >4 par rapport aux données précédentes de 0,9").
Observations : Données collectées en juin 2023 et janvier 2024, couvrant deux champs de vue (FoV) centrés sur chaque lobe du jet.
Analyse Spectrale :
- Cartographie des structures du jet dans un rayon de 6" (environ 200 ua).
- Analyse des profils de raies d'émission et des rapports de flux des raies interdites optiques (FEL) : [O I], [N II], [S II], [O II], [Fe II] et Hα.
- Utilisation de la méthode diagnostique de Bacciotti & Eislöffel (BE) pour estimer la densité électronique ( $n_e$ ), la fraction d'ionisation ( $x_e$ ), la température électronique ( $T_e$ ) et les vitesses de choc.
- Calcul des taux d'accrétion ( $\dot{M}_{acc}$ ) et d'éjection ( $\dot{M}_{out}$ ) en comparant les luminosités des raies et les densités déduites.

3. Contributions Clés et Résultats

A. Découverte de nouvelles structures et variabilité temporelle

Nouveaux nœuds : L'observation a révélé plusieurs nouveaux nœuds dans les deux lobes, éjectés au cours des 10 dernières années.
Échelle de temps : La séparation entre les nœuds suggère des éjections épisodiques sur une échelle de temps de 3 à 6 ans, ce qui est significativement plus fréquent que les estimations précédentes (10-15 ans).
Cinématique : Les nœuds les plus récents ont été éjectés il y a 2 à 3 ans. Les mouvements propres mesurés confirment la vitesse plus élevée du lobe bleu ( $v \approx 365$ km/s) par rapport au lobe rouge ( $v \approx 270$ km/s).

B. Propriétés physiques et Asymétrie

Densité et Ionisation : À la base du jet (à < 0,5"), les deux lobes présentent des densités et des fractions d'ionisation similaires. Cependant, à mesure qu'on s'éloigne, le lobe bleu montre des densités ( $n_H$ ) et des fractions d'ionisation ( $x_e$ ) nettement plus élevées, cohérentes avec des chocs internes plus violents.
Vitesses de choc : Le lobe bleu présente des vitesses de choc supérieures à 90 km/s, tandis que le lobe rouge affiche des vitesses de 40-70 km/s.
Largeur du jet : Les largeurs initiales (angles d'ouverture) sont comparables (20-25° en Hα), suggérant que l'asymétrie morphologique observée à grande échelle est due à la diffusion de l'énergie dans des chocs plus larges dans le lobe bleu, et non à un mécanisme de lancement fondamentalement différent.

C. Connexion Accrétion-Éjection

Taux d'accrétion : Le taux d'accrétion de masse a doublé entre 2014 et 2023, passant d'environ $1,33 \times 10^{-7}$ à $2,11 \times 10^{-7} M_\odot \text{yr}^{-1}$ .
Taux d'éjection : Le taux de perte de masse dans le lobe rouge a également augmenté d'un facteur 2, passant de $\sim 1,7 \times 10^{-8}$ à $\sim 3 \times 10^{-8} M_\odot \text{yr}^{-1}$ .
Efficacité : Le rapport $\dot{M}_{out} / \dot{M}_{acc}$ reste constant à environ 0,1, ce qui est en accord avec les modèles MHD de lancement de jets.
Conservation de la quantité de mouvement : Bien que le taux de masse soit similaire à la base, le lobe bleu (plus rapide) transporte moins de masse que le lobe rouge. Le rapport des taux d'éjection correspond mieux à un scénario où la quantité de mouvement linéaire est conservée plutôt que la masse.

4. Signification et Conclusion

Cette étude démontre que Th 28 est un système dynamique où les variations de l'accrétion se répercutent rapidement sur l'éjection de matière.

Preuve de lien direct : La corrélation entre l'augmentation du taux d'accrétion et l'augmentation du taux d'éjection, couplée à la détection de nouveaux nœuds récents, renforce l'hypothèse que les éjections de nœuds sont des signatures directes des bursts d'accrétion.
Asymétrie intrinsèque : Les résultats suggèrent que l'asymétrie du jet est intrinsèque au mécanisme de lancement ou à la dynamique interne (chocs), plutôt qu'à une interaction avec un milieu circumstellaire inhomogène.
Cible pour le futur : La fréquence élevée des éjections (3-6 ans) fait de Th 28 une cible idéale pour un suivi à haute résolution temporelle et spatiale afin de mieux contraindre les modèles de couplage accrétion-éjection, en particulier pour comprendre comment les bursts d'accrétion modulent les propriétés des jets asymétriques.

En résumé, l'utilisation de MUSE-NFM a permis de résoudre la base du jet Th 28 avec une précision inédite, révélant une dynamique complexe où la conservation de la quantité de mouvement semble régir l'asymétrie des lobes, tout en confirmant un lien étroit et proportionnel entre l'accrétion de matière et l'éjection de jets.