Objet Herbig-Haro

En astronomie, les objets Herbig-Haro (ou objets HH) sont de petites nébulosités associées à certaines particulièrement jeunes étoiles, et qui se forment quand de la matière éjectée par ces étoiles naissantes entre en collision avec les nuages de gaz et de poussières environnant, à des vitesses de plusieurs centaines de kilomètres par seconde. Les objets Herbig-Haro sont omniprésents dans les régions de formation stellaire, et fréquemment il est envisageable d'en observer plusieurs autour d'une même étoile, alignés le long de son axe de rotation.

Ces objets sont des phénomènes éphémères, ayant une durée de vie de quelques milliers d'années tout au plus. Il est envisageable de les voir évoluer sur une période de temps assez courte, tandis qu'ils s'éloignent de l'étoile dont ils sont issus à travers les nuages de gaz interstellaire. Les observations du télescope spatial Hubble montrent des évolutions complexes en quelques années uniquement, certaines parties s'affaiblissant alors que d'autres s'illuminent, suivant la densité du milieu rencontré.

Les objets Herbig-Haro ont été observés pour la première fois par Sherburne Wesley Burnham à la fin du XIX^e siècle, mais ce n'est que dans les années 1950 qu'on comprit qu'il s'agissait d'un nouveau type de nébuleuse en émission. Les premiers astronomes à les avoir étudiés en détail furent George Herbig et Guillermo Haro, d'où leur nom. Herbig et Haro étudiaient indépendamment la formation des étoiles quand ils analysèrent ces objets, et comprirent pour la première fois que ceux-ci étaient la conséquence du processus de formation des étoiles.

Découverte et observations

Le premier objet Herbig-Haro a été découvert par Sherburne Wesley Burnham à la fin du XIX^e siècle^[1] : tandis qu'il observait l'étoile T Tauri avec la lunette de 900 mm de l'observatoire Lick, Burnham aperçut juste à côté une toute petite nébulosité. Celle-ci fut cataloguée comme une nébuleuse en émission «standard», dénommée nébuleuse de Burnham ensuite (désormais HH 255), mais ne fut pas à cette date reconnue comme représentante d'une nouvelle classe d'objets. Par contre on savait déjà à cette époque que T Tauri était une étoile variable particulièrement jeune, prototype d'une classe d'étoiles variables nommées variables de type T Tauri. Ces étoiles sont extrêmement jeunes et n'ont pas toujours atteint le stade d'équilibre où l'effondrement gravitationnel est compensé par les réactions de fusion nucléaire en leur centre.

À la fin des années 1940, soit cinquante ans après la découverte de Burnham, un certain nombre de nébuleuses identiques avaient été observées, la majorité étant si petites qu'on pouvait presque les confondre avec des étoiles. Guillermo Haro et George Herbig menaient alors de façon indépendante des observations sur plusieurs de ces objets. Herbig se pencha à nouveau sur la nébuleuse de Burnham et trouva qu'elle possédait un spectre électromagnétique inhabituel, avec des raies d'émission particulièrement marquées pour l'hydrogène, le soufre et l'oxygène ^[2], et que d'autres objets, tels que HH 1, HH2 et 3, présentaient des caractéristiques semblables^[3]. De son côté Haro annonça en 1952-53 la découverte de nombreux autres objets du même type, et montra que tous étaient invisibles en infrarouge^[4][5].

À la suite de leurs observations, Herbig et Haro se rencontrèrent à un colloque d'astronomie à Tucson en Arizona en 1949^[6]. Herbig n'avait pas porté énormément d'attention aux objets qu'il avait observé, s'attachant en particulier à l'étude des jeunes étoiles proches, mais en prenant connaissance des découvertes de Haro, il décida de mener une étude plus poussée. L'astronome soviétique Viktor Ambartsumian donna alors leur nom actuel à ces objets^[7], et en se basant sur leur proximité avec les étoiles les plus jeunes (âgées de quelques centaines de milliers d'années tout au plus), suggéra que les objets Herbig-Haro puissent être liés aux premières étapes de la formation des étoiles T Tauri.

Les études qui suivirent montrèrent que les objets HH étaient fortement ionisés, et les premières théories avançaient qu'ils puissent contenir des étoiles chaudes de faible luminosité^[8]. Cependant, l'absence de rayonnement infrarouge provenant de la nébuleuse contredisait cette hypothèse. On imagina plus tard que la nébuleuse pouvait contenir des proto-étoiles, l'énergie libérée au cours du processus d'accrétion devenant la source de photoionisation^[9].

Au fur et à mesure des avancées théoriques et observationnelles, il devint clair que les objets HH était génèrés par la matière éjectée par les jeunes étoiles proches, cette matière entrant en collision à des vitesses particulièrement élevées avec le gaz du milieu interstellaire.

Au début des années 1980, les progrès techniques permirent pour la première fois aux observations de révéler la forme en jets des objets HH. Ceci conduisit naturellement à comprendre que la matière éjectée et qui donne naissance aux objets HH est concentrée en jets bipolaires particulièrement fins (collimatés). En effet, les étoiles naissantes sont entourées, pendant les premiers milliers d'années de leur existence, par un disque d'accrétion constitué par des restes du nuage de gaz d'origine. La rotation rapide des parties les plus internes de ce disque génère l'émission de puissants jets de matière partiellement ionisée perpendiculairement au plan du disque. Quand ces jets entre en collision avec le milieu interstellaire, ils donnent naissance à de petites nébuleuses en émission, dont les objets Herbig-Haro^[10].

Caractéristiques physiques

Le rayonnement émis par les objets Herbig-Haro est dû aux ondes de choc génèrées par la collision avec le milieu interstellaire, mais leurs mouvements sont compliqués. Les observations spectroscopiques du décalage Doppler indiquent que la matière des jets se déplace à des vitesses de plusieurs centaines de kilomètres par seconde, mais les raies d'émission du spectre de ces objets sont trop faibles pour avoir été constituées à de telles vitesses de collision. Ceci veut dire certainement que la matière avec laquelle les jets entre en collision est aussi en mouvement, s'éloignant elle aussi de l'étoile centrale, mais à une vitesse inférieure à celle des jets^[11].

L'estimation de la masse totale éjectée indispensable pour former un objet HH est de l'ordre d'une à vingt masses terrestres, soit une quantité assez faible comparé à la masse totale de l'étoile elle-même. Les températures observées dans les objets HH sont d'environ 8 000 à 12 000 kelvins, identiques à celles observées dans d'autres types de nébuleuses ionisées, telles que les régions HII ou les nébuleuses planétaires. Ils sont assez denses, leur densité variant de quelques milliers à quelques dizaines de milliers de particules par cm³, les régions HII ayant par comparaison une densité inférieure à 1000 particules par cm³ généralement^[12]. Les objets HH sont constitués essentiellement d'hydrogène et d'hélium, respectivement 75% et 25% en masse à peu près. Moins d'un pourcent de la masse totale de ceux-ci est constitué d'éléments plus lourds, et leur abondance est généralement comparable à celle mesurée dans les jeunes étoiles proches.

Auprès de l'étoile source, entre 20 et 30% du gaz d'un objet HH est ionisé, mais cette proportion a tendance à décroître avec la distance. Ceci implique que le gaz est ionisé dans le jet polaire, et se recombine ensuite tandis qu'il s'éloigne de l'étoile, plutôt que d'être ionisé lors de la collision en elle-même. Le choc ayant lieu à l'extrémité du jet peut cependant ré-ioniser une partie de la matière, donnant naissance à des «chapeaux» plus brillants à l'extrémité des jets.

Nombre et distribution

Plus de 450 objets HH ou groupes d'objets sont aujourd'hui répertoriés (2006). Ils sont omniprésents dans les régions de formation d'étoiles, et fréquemment présents en groupes. On les observe fréquemment auprès des globules de Bok (des nébuleuses sombres contenant des étoiles particulièrement jeunes), et ils émanent d'ailleurs fréquemment de ces globules. Il est habituel d'en observer plusieurs auprès d'une seule étoiles, formant ainsi une sorte de chapelet le long d'une ligne représentant l'axe de rotation de celle-ci.

Le nombre d'objets HH connus a augmenté rapidement ces dernières années, mais on pense le plus souvent que ce nombre ne représente en réalité qu'une particulièrement faible proportion de la quantité existant réellement dans la Galaxie. Les estimations suggèrent qu'il en existe jusqu'à 150 000, la grande majorité d'entre-eux étant trop éloignés et trop peu lumineux pour pouvoir être résolus avec les instruments actuels. La majorité des objets HH se trouvent à une distance n'excédant pas 0, 5 parsec de l'étoile source, certains ayant été observé jusqu'à 1 parsec. Il en existe cependant un petit nombre se situant à plusieurs parsecs de distance, certainement parce que le milieu interstellaire est particulièrement peu dense dans leur voisinage, donnant la possibilité ainsi à la matière éjectée de voyager bien plus loin avant d'être dispersée.

Mouvement propre et variabilité

Les observations spectroscopiques des objets HH montrent que ceux-ci s'éloignent de l'étoile source à des vitesses variant de 100 à 1000 km/s. Ces dernières années, le télescope spatial Hubble a permis de mesurer le mouvement propre de plusieurs objets HH, grâce à des observations espacées de plusieurs années.

Quand ils s'éloignent de leur étoile, les objets HH évoluent de façon significative, variant en luminosité sur des périodes de quelques années uniquement. Certains «nœuds» au sein de l'objet HH peuvent s'éclairer, s'affaiblir ou bien disparaître totalement, alors que d'autres apparaissent à un lieu différent.

La matière des jets émis par l'étoile n'est pas éjectée en continu mais plutôt par impulsions. Ces pulsations peuvent produire des jets de gaz se déplaçant dans la même direction mais à des vitesses différentes, et les interactions entre ces différents jets produisent à leur tour des ondes de choc.

Les étoiles sources

Les étoiles qui se cachent derrière la création des objets Herbig-Haro sont particulièrement jeunes, les plus jeunes d'entre-elles étant toujours des proto-étoiles en cours de formation à partir du gaz environnant. Les astronomes classent ces astres en quatre classes, 0, I, I et III, selon l'intensité du rayonnement infrarouge émis par l'étoile^[13]. Plus le rayonnement infrarouge est élevé, plus l'étoile est entourée de matière froide, ce qui indique qu'elle en est toujours au stade de l'effondrement gravitationnel.

Les étoiles de classe 0 n'ont que quelques milliers d'années, et sont si jeunes qu'elles n'ont pas toujours commencé le processus de fusion nucléaire. Les réactions de fusion ont commencé dans le cœur des objets de classe I, mais le gaz et la poussière continuent d'être accrétés par l'astre en formation. À ce stade ces étoiles sont le plus souvent toujours enveloppées dans un dense nuage de gaz et de poussières, qui obscurcit la lumière visible et fait qu'elles ne peuvent être observées que dans les domaines infrarouge et radio. L'accrétion du gaz et des particules de poussière est en grande partie terminée pour les étoiles de classe II, mais elles sont toujours entourées d'un disque de gaz et poussières, alors que les étoiles de classe III ne possèdent plus que quelques traces de leur disque d'accrétion originel.

Des études ont montré qu'environ 80% des étoiles donnant naissance à des objets Herbig-Haro sont en fait des étoiles doubles ou multiples, cette proportion étant bien plus grande que celle trouvée pour les étoiles de faible masse sur la séquence principale. Ceci semble indiquer que les dispositifs binaires sont plus propices à la formation des jets qui donneront ensuite naissance aux objets HH.

Notes et références

Liens externes

• Catalogue des objets HH connus - Bo Reipurth, Université du Colorado
• Animations d'objets HH à partir d'observations du télescope spatial Hubble

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