Objet Herbig-Haro - Définition
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Introduction
En astronomie, les objets Herbig-Haro (ou objets HH) sont de petites nébulosités associées à certaines très jeunes étoiles, et qui se forment lorsque 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 bien souvent il est possible 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 possible de les voir évoluer sur une période de temps relativement courte, alors 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 seulement, certaines parties s'affaiblissant tandis 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 XIXe siècle, mais ce n'est que dans les années 1950 que l'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 lorsqu'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 XIXe siècle : alors 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 par la suite (désormais HH 255), mais ne fut pas à cette date reconnue comme représentante d'une nouvelle classe d'objets. En revanche on savait déjà à cette époque que T Tauri était une étoile variable très jeune, prototype d'une classe d'étoiles variables appelées variables de type T Tauri. Ces étoiles sont extrêmement jeunes et n'ont pas encore 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 similaires avaient été observées, la plupart 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 très marquées pour l'hydrogène, le soufre ([S II]) et l'oxygène ([O II]), et que d'autres objets, tels que HH 1, HH2 et 3, présentaient des caractéristiques similaires. 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.
À la suite de leurs observations, Herbig et Haro se rencontrèrent à un colloque d'astronomie à Tucson en Arizona en 1949. Herbig n'avait pas porté beaucoup d'attention aux objets qu'il avait observé, s'attachant surtout 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, 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. Toutefois, 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.
Au fur et à mesure des avancées théoriques et observationnelles, il devint clair que les objets HH était engendrés par la matière éjectée par les jeunes étoiles proches, cette matière entrant en collision à des vitesses très 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 très fins (collimatés). En effet, les étoiles naissantes sont entourées, pendant les premiers milliers d'années de leur existence, par un disque d'accrétion formé par des restes du nuage de gaz initial. La rotation rapide des parties les plus internes de ce disque engendre l'émission de puissants jets de matière partiellement ionisée perpendiculairement au plan du disque. Lorsque ces jets entre en collision avec le milieu interstellaire, ils donnent naissance à de petites nébuleuses en émission, dont les objets Herbig-Haro.
