Les T Tauri

Les T Tauri forment une classe de très jeunes étoiles, dont le prototype est l'étoile T de la constellation du Taureau(La Formation des étoiles*). Elle se situent chronologiquement entre le stade de protoétoile profondément enfouie et celui d'étoile de la séquence principale. Il s'agit d'étoiles pré-séquence principale de faible masse, typiquement inférieure à deux masses solaires, dont la source d'énergie principale n'est pas encore la fusion thermonucléaire de l'hydrogène, mais la contraction gravitationnelle et, dans une moindre mesure, la fusion du deutérium et du lithium. L'étoile T Tauri elle-même, fut découverte au milieu du XIX^e siècle au sein du nuage sombre du Taureau, mais ce n'est que dans la seconde moitié du XX^e siècle que cette catégorie d'objets fut comprise comme une étape universelle de la formation des étoiles de type solaire.

La structure physique d'une étoile T Tauri se caractérise par un coeur en équilibre hydrostatique entouré d'une enveloppe convective épaisse, et surtout par la présence persistante d'un disque circumstellaire, vestige du processus d'accrétion. Ce disque, composé de gaz et de poussières, est le siège de processus couplant accrétion et éjection. Le champ magnétique stellaire, qui peut atteindre plusieurs kilogauss en surface, joue un rôle de régulateur central. Il tronque le disque interne à quelques rayons stellaires, au point où la pression magnétique équilibre la pression dynamique du gaz en chute libre. La matière est alors canalisée le long des lignes de champ magnétique jusqu'à la surface stellaire, créant des colonnes d'accrétion qui produisent des chocs violents à l'origine d'un excès d'émission ultraviolette et optique, ainsi que des raies spectrales caractéristiques à profils asymétriques.

Le diagnostic spectroscopique des étoiles T Tauri révèle une richesse phénoménologique remarquable. Leur spectre optique est dominé par des raies d'émission intenses, notamment la série de Balmer de l'hydrogène, le triplet du calcium ionisé dans l'infrarouge proche, et de nombreuses raies du fer une fois ionisé. La raie Hα, en particulier, est un traceur sensible de l'activité magnétosphérique et des vents. Les profils de ces raies sont souvent de type P Cygni ou présentent des composantes en absorption décalées vers le rouge, signatures directes de mouvements de matière à grande vitesse, tant en accrétion qu'en éjection. L'analyse de la largeur équivalente de Hα a conduit à une classification observationnelle fondamentale : les T Tauri classiques, qui montrent des raies larges et un net excès infrarouge dû à un disque optiquement épais, et les T Tauri à raies faibles, dont le disque interne semble dissipé ou aminci, réduisant considérablement le taux d'accrétion et l'émission des raies.

La variabilité photométrique et spectroscopique est une propriété intrinsèque de ces objets et se manifeste sur des échelles de temps allant de l'heure à plusieurs années. Une partie de cette variabilité est liée à la rotation stellaire et à la modulation par des taches magnétosphériques froides, analogues stellaires des taches solaires mais couvrant parfois une fraction importante de la surface. Une autre composante majeure provient de l'accrétion non stationnaire, probablement régulée par des instabilités magnétosphériques ou des inhomogénéités dans le disque interne, entraînant des sauts brutaux de luminosité. Plus rarement, des épisodes d'occultation par des nuages de poussières orbitant au bord interne du disque produisent des baisses de luminosité profondes et irrégulières, rappelant le comportement des étoiles UX Orionis.

L'étude des disques circumstellaires autour des T Tauri a connu des avancées majeures grâce aux observations interférométriques dans les domaines millimétrique et submillimétrique, ainsi qu'à l'imagerie directe en lumière diffusée et en émission thermique. La distribution spectrale d'énergie de ces objets montre un excès infrarouge caractéristique, résultant du traitement thermique et de la diffusion de la lumière stellaire par les grains de poussière à différentes distances de l'étoile. Le disque interne, chauffé jusqu'à la sublimation des silicates, atteint des températures proches de 1500 K, tandis que les régions externes, s'étendant jusqu'à plusieurs centaines d'unités astronomiques, demeurent froides, autour de 20 K. La modélisation de ces distributions spectrales d'énergie, couplée à l'étude des raies moléculaires du monoxyde de carbone et d'autres traceurs, a permis de cartographier la structure verticale et radiale des disques, révélant des phénomènes de sédimentation des grains, de croissance vers des planétésimaux, et d'ouverture de cavités.

La physique des vents et des flots d'éjection constitue un autre axe central de la compréhension des étoiles T Tauri. Outre les colonnes d'accrétion, ces étoiles sont souvent associées à des jets bipolaires hautement collimatés, observables en optique dans des raies interdites comme celles de l'oxygène une fois ionisé et du soufre deux fois ionisé. Ces jets, dont la vitesse peut atteindre plusieurs centaines de kilomètres par seconde, sont lancés depuis les régions internes du système disque-étoile, vraisemblablement par un mécanisme magnéto-centrifuge. Ils percutent le milieu interstellaire ambiant, créant des objets de Herbig-Haro, qui sont des traceurs précieux de l'activité éruptive passée. L'interaction entre le jet et le disque influence directement la redistribution du moment angulaire, constituant un mécanisme essentiel pour permettre à l'étoile de continuer à se contracter.

La durée de la phase T Tauri est estimée à quelques millions d'années pour la phase classique avec disque actif, suivie d'une transition vers le stade à raies faibles qui peut durer quelques millions d'années supplémentaires. La dissipation du disque, étape essentielle précédant l'arrivée sur la séquence principale, s'opère probablement par une combinaison de processus : photo-évaporation par le rayonnement ultraviolet et X de l'étoile centrale, accrétion visqueuse qui draine la matière vers le centre, et formation planétaire qui consomme ou dégage les matériaux du disque. La détermination précise de l'âge de ces étoiles repose sur leur position dans les diagrammes de Hertzsprung-Russell, en les comparant à des tracés de modèles d'évolution pré-séquence principale. Les étoiles T Tauri se placent au-dessus de la séquence principale, à des températures effectives comprises entre 3500 et 5000 K, et leur luminosité décroît au cours du temps à mesure qu'elles se contractent.

L'environnement stellaire immédiat influe considérablement sur les propriétés observables. Les étoiles T Tauri sont rarement isolées et se trouvent principalement dans des régions de formation stellaire, souvent regroupées en associations lâches. La densité de l'environnement module l'intensité du rayonnement ambiant et peut accélérer la dissipation du disque par photo-évaporation externe. L'étude des populations de T Tauri dans différents complexes de formation, comme le Taureau, Ophiuchus ou Orion, montre des disparités qui reflètent les conditions initiales de masse, de rotation et de champ magnétique, ainsi que les interactions dynamiques au sein des amas jeunes.

La rotation des étoiles T Tauri est un paramètre clé pour comprendre l'évolution du moment angulaire. Les mesures de vitesses radiales et la modulation photométrique due aux taches montrent des périodes de rotation allant typiquement de un à dix jours. L'interaction magnétique entre l'étoile et son disque tend à freiner la rotation stellaire, un phénomène appelé verrouillage magnétosphérique. Lorsque le disque se dissipe, ce frein disparaît, et l'étoile peut accélérer sa rotation en se contractant, menant à la large distribution de vitesses de rotation observée chez les étoiles de la séquence principale.

L'étude des abondances chimiques de surface apporte un éclairage sur les processus de mélange et sur l'histoire de l'accrétion. Le lithium est un traceur particulièrement utile, car il est détruit par fusion nucléaire à des températures relativement basses, atteintes dans l'intérieur des étoiles de très faible masse. La mesure de l'abondance de lithium dans les atmosphères de T Tauri permet de contraindre les modèles de convection et de vérifier que ces objets n'ont pas encore atteint les températures centrales nécessaires à sa combustion significative. Certaines T Tauri montrent des abondances anormales en éléments réfractaires, attribuables à l'accrétion de matériau circumstellaire appauvri en volatils ou modifié par la condensation de grains. Ces signatures chimiques relient l'étude des étoiles jeunes à celle de la formation planétaire et des corps solides qui composent les systèmes planétaires.