Objet Herbig-Haro - Définition
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Les étoiles sources
Les étoiles qui se cachent derrière la création des objets Herbig-Haro sont très jeunes, les plus jeunes d'entre-elles étant encore des proto-étoiles en cours de formation à partir du gaz environnant. Les astronomes classent ces astres en quatre classes, 0, I, II et III, selon l'intensité du rayonnement infrarouge émis par l'étoile. Plus le rayonnement infrarouge est élevé, plus l'étoile est entourée de matière froide, ce qui indique qu'elle en est encore 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 encore 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 généralement encore 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, tandis 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 beaucoup plus grande que celle trouvée pour les étoiles de faible masse sur la séquence principale. Ceci semble indiquer que les systèmes binaires sont plus propices à la formation des jets qui donneront ensuite naissance aux objets HH.
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 1 000 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.
Lorsqu'ils s'éloignent de leur étoile, les objets HH évoluent de façon significative, variant en luminosité sur des périodes de quelques années seulement. Certains « nœuds » à l'intérieur de l'objet HH peuvent s'éclairer, s'affaiblir ou bien disparaître complètement, tandis que d'autres apparaissent à un endroit 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.
