Objet Herbig–Haro - Herbig–Haro object
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Les objets Herbig-Haro ( HH ) sont des taches lumineuses de nébulosité associées à des étoiles nouveau-nées . Ils se forment lorsque des jets étroits de gaz partiellement ionisé éjectés par les étoiles entrent en collision avec des nuages de gaz et de poussière proches à plusieurs centaines de kilomètres par seconde. Les objets Herbig-Haro se trouvent couramment dans les régions de formation d'étoiles , et plusieurs sont souvent vus autour d'une seule étoile, alignée avec son axe de rotation . La plupart d'entre eux se trouvent à environ un parsec (3,26 années-lumière ) de la source, bien que certains aient été observés à plusieurs parsecs. Les objets HH sont des phénomènes transitoires qui durent environ quelques dizaines de milliers d'années. Ils peuvent changer visiblement sur des échelles de temps de quelques années à mesure qu'ils s'éloignent rapidement de leur étoile mère pour rejoindre les nuages de gaz de l'espace interstellaire (le milieu interstellaire ou ISM). Les observations du télescope spatial Hubble ont révélé l'évolution complexe des objets HH sur une période de quelques années, alors que des parties de la nébuleuse s'estompent tandis que d'autres s'éclaircissent lorsqu'elles entrent en collision avec le matériau agglutiné du milieu interstellaire.
Observés pour la première fois à la fin du XIXe siècle par Sherburne Wesley Burnham , les objets Herbig-Haro ont été reconnus comme un type distinct de nébuleuse en émission dans les années 1940. Les premiers astronomes à les étudier en détail étaient George Herbig et Guillermo Haro , d'après qui ils ont été nommés. Herbig et Haro travaillaient indépendamment sur des études de formation d'étoiles lorsqu'ils ont analysé les objets pour la première fois et ont reconnu qu'ils étaient un sous-produit du processus de formation d'étoiles. Bien que les objets HH soient un phénomène de longueur d'onde visible , beaucoup restent invisibles à ces longueurs d'onde en raison de la poussière et du gaz, et ne peuvent être détectés qu'aux longueurs d' onde infrarouges . De tels objets, lorsqu'ils sont observés dans le proche infrarouge, sont appelés objets à raie d' émission d' hydrogène moléculaire (MHO).
Découverte et histoire des observations
Le premier objet HH a été observé à la fin du XIXe siècle par Sherburne Wesley Burnham, lorsqu'il a observé l'étoile T Tauri avec le télescope réfracteur de 36 pouces (910 mm) à l' observatoire Lick et a noté une petite zone de nébulosité à proximité. On pensait qu'il s'agissait d'une nébuleuse à émission , devenant plus tard connue sous le nom de nébuleuse de Burnham , et n'était pas reconnue comme une classe distincte d'objets. T Tauri s'est avéré être une étoile très jeune et variable, et est le prototype de la classe d'objets similaires connus sous le nom d' étoiles T Tauri qui n'ont pas encore atteint un état d' équilibre hydrostatique entre l'effondrement gravitationnel et la génération d'énergie par fusion nucléaire à leurs centres . Cinquante ans après la découverte de Burnham, plusieurs nébuleuses similaires ont été découvertes avec une apparence presque étoilée. Haro et Herbig ont tous deux fait des observations indépendantes de plusieurs de ces objets dans la nébuleuse d'Orion au cours des années 1940. Herbig a également examiné la nébuleuse de Burnham et a découvert qu'elle affichait un spectre électromagnétique inhabituel , avec des raies d'émission proéminentes d' hydrogène , de soufre et d' oxygène . Haro a découvert que tous les objets de ce type étaient invisibles en lumière infrarouge.
Suite à leurs découvertes indépendantes, Herbig et Haro se sont rencontrés lors d'une conférence d' astronomie à Tucson, Arizona en décembre 1949. Herbig avait initialement accordé peu d'attention aux objets qu'il avait découverts, étant principalement concerné par les étoiles proches, mais en entendant les découvertes de Haro, il a effectué des études plus détaillées d'entre eux. L' astronome soviétique Viktor Ambartsumian a donné leur nom aux objets (objets Herbig-Haro, normalement abrégés en objets HH), et sur la base de leur occurrence près de jeunes étoiles (quelques centaines de milliers d'années), a suggéré qu'ils pourraient représenter un stade précoce de la formation des étoiles T Tauri. Des études sur les objets HH ont montré qu'ils étaient hautement ionisés , et les premiers théoriciens ont spéculé qu'il s'agissait de nébuleuses par réflexion contenant des étoiles chaudes de faible luminosité au fond. Mais l'absence de rayonnement infrarouge des nébuleuses signifiait qu'il ne pouvait y avoir d'étoiles à l'intérieur, car celles-ci auraient émis une lumière infrarouge abondante. En 1975, l'astronome américain RD Schwartz a émis l'hypothèse que les vents des étoiles T Tauri produisent des chocs dans le milieu ambiant lors de leur rencontre, entraînant la génération de lumière visible. Avec la découverte du premier jet proto-stellaire dans HH 46/47, il est devenu clair que les objets HH sont en effet des phénomènes induits par des chocs, les chocs étant entraînés par un jet collimaté provenant de protoétoiles.
Formation
Les étoiles se forment par effondrement gravitationnel de nuages de gaz interstellaires . Au fur et à mesure que l'effondrement augmente la densité, la perte d' énergie radiative diminue en raison de l'augmentation de l' opacité . Cela augmente la température du nuage qui empêche un effondrement supplémentaire, et un équilibre hydrostatique est établi. Le gaz continue de tomber vers le coeur dans un disque en rotation . Le noyau de ce système s'appelle une protoétoile . Une partie de la matière d' accrétion est éjectée le long de l' axe de rotation de l'étoile en deux jets de gaz partiellement ionisé ( plasma ). Le mécanisme de production de ces jets bipolaires collimatés n'est pas entièrement compris, mais on pense que l'interaction entre le disque d'accrétion et le champ magnétique stellaire accélère une partie du matériau d'accrétion à quelques unités astronomiques de l'étoile loin du plan du disque. À ces distances, le flux sortant est divergent, s'étendant à un angle compris entre 10 et 30 °, mais il devient de plus en plus collimaté à des distances de dizaines à des centaines d'unités astronomiques de la source, car son expansion est limitée. Les jets emportent également l'excès de moment angulaire résultant de l'accrétion de matière sur l'étoile, ce qui entraînerait autrement une rotation trop rapide de l'étoile et sa désintégration. Lorsque ces jets entrent en collision avec le milieu interstellaire, ils donnent naissance aux petites taches d' émission lumineuse qui composent les objets HH.
Propriétés
L'émission électromagnétique des objets HH est provoquée lorsque leurs ondes de choc associées entrent en collision avec le milieu interstellaire , créant ce qu'on appelle les "surfaces de travail terminales". Le spectre est continu , mais présente également des raies d'émission intenses d'espèces neutres et ionisées. Les observations spectroscopiques des décalages Doppler des objets HH indiquent des vitesses de plusieurs centaines de kilomètres par seconde, mais les raies d'émission dans ces spectres sont plus faibles que ce que l'on pourrait attendre de telles collisions à grande vitesse. Cela suggère qu'une partie des matériaux avec lesquels ils entrent en collision se déplacent également le long du faisceau, bien qu'à une vitesse inférieure. Les observations spectroscopiques des objets HH montrent qu'ils s'éloignent des étoiles sources à des vitesses de plusieurs centaines de kilomètres par seconde. Ces dernières années, la haute résolution optique du télescope spatial Hubble a révélé le bon mouvement (mouvement le long du plan du ciel) de nombreux objets HH dans des observations espacées de plusieurs années. À mesure qu'ils s'éloignent de l'étoile mère, les objets HH évoluent de manière significative, variant en luminosité sur des échelles de temps de quelques années. Des nœuds ou des touffes compacts individuels à l'intérieur d'un objet peuvent s'éclaircir et s'estomper ou disparaître complètement, tandis que de nouveaux nœuds ont été observés. Celles-ci surviennent probablement à cause de la précession de leurs jets, ainsi que des éruptions pulsées et intermittentes de leurs étoiles mères. Les jets plus rapides rattrapent les jets plus lents antérieurs, créant ce que l'on appelle les "surfaces de travail internes", où les flux de gaz entrent en collision et génèrent des ondes de choc et des émissions conséquentes.
La masse totale éjectée par les étoiles pour former des objets HH typiques est estimée à de l'ordre de 10 -8 à 10 -6 M ☉ par an, une très petite quantité de matière par rapport à la masse des étoiles elles-mêmes mais s'élevant à environ 1 à 10 % de la masse totale accumulée par les étoiles sources en un an. La perte de masse a tendance à diminuer avec l'âge de la source. Les températures observées dans les objets HH sont généralement d'environ 9 000 à 12 000 K , similaires à celles trouvées dans d'autres nébuleuses ionisées telles que les régions H II et les nébuleuses planétaires . Les densités, en revanche, sont plus élevées que dans les autres nébuleuses, allant de quelques milliers à quelques dizaines de milliers de particules par cm 3 , contre quelques milliers de particules par cm 3 dans la plupart des régions H II et des nébuleuses planétaires.
Les densités diminuent également au fur et à mesure que la source évolue dans le temps. Les objets HH se composent principalement d'hydrogène et d' hélium , qui représentent respectivement environ 75 % et 24 % de leur masse. Environ 1% de la masse des objets HH est constitué d' éléments chimiques plus lourds , dont l'oxygène, le soufre, l' azote , le fer , le calcium et le magnésium . Les abondances de ces éléments, déterminées à partir des raies d'émission des ions respectifs, sont généralement similaires à leurs abondances cosmiques . De nombreux composés chimiques trouvés dans le milieu interstellaire environnant, mais non présents dans le matériau source, tels que les hydrures métalliques , auraient été produits par des réactions chimiques induites par des chocs. Environ 20 à 30 % du gaz dans les objets HH est ionisé près de l'étoile source, mais cette proportion diminue à des distances croissantes. Cela implique que le matériau est ionisé dans le jet polaire et se recombine lorsqu'il s'éloigne de l'étoile, plutôt que d'être ionisé par des collisions ultérieures. Un choc en fin de jet peut ré-ioniser une partie de la matière, donnant lieu à des "coiffes" lumineuses.
Nombres et répartition
Les objets HH sont nommés approximativement dans l'ordre de leur identification ; HH 1/2 étant le plus ancien de ces objets à être identifié. Plus d'un millier d'objets individuels sont désormais connus. Ils sont toujours présents dans les régions H II de formation d'étoiles et se trouvent souvent en grands groupes. Ils sont typiquement observés à proximité des globules de Bok ( nébuleuses sombres qui contiennent de très jeunes étoiles) et émanent souvent d'eux. Plusieurs objets HH ont été vus près d'une seule source d'énergie, formant une chaîne d'objets le long de la ligne de l' axe polaire de l'étoile mère. Le nombre d'objets HH connus a augmenté rapidement au cours des dernières années, mais c'est une très petite proportion des 150 000 estimés dans la Voie lactée , dont la grande majorité sont trop éloignés pour être résolus. La plupart des objets HH se trouvent à environ un parsec de leur étoile mère. Beaucoup, cependant, sont vus à plusieurs parsecs.
HH 46/47 est situé à environ 450 parsecs (1500 années-lumière) à l' abri du soleil et est alimenté par une classe I protostar binaire . Le jet bipolaire percute le milieu environnant à une vitesse de 300 kilomètres par seconde, produisant deux plafonds d'émission distants d'environ 2,6 parsecs (8,5 années-lumière). L'écoulement du jet s'accompagne d'un long écoulement de gaz moléculaire de 0,3 parsec (0,98 année-lumière) qui est balayé par le jet lui-même. Des études infrarouges du télescope spatial Spitzer ont révélé une variété de composés chimiques dans l'écoulement moléculaire, notamment de l'eau (glace), du méthanol , du méthane , du dioxyde de carbone ( glace sèche ) et divers silicates . Situé à environ 460 parsecs (1 500 années-lumière) dans le nuage moléculaire Orion A , HH 34 est produit par un jet bipolaire hautement collimaté propulsé par une protoétoile de classe I. La matière dans le jet se déplace à environ 220 kilomètres par seconde. Deux chocs d'arc lumineux , séparés par environ 0,44 parsecs (1,4 années-lumière), sont présents sur les côtés opposés de la source, suivis d'une série de plus faibles à de plus grandes distances, ce qui rend l'ensemble du complexe d'environ 3 parsecs (9,8 années-lumière) longue. Le jet est entouré d'un long flux moléculaire faible de 0,3 parsec (0,98 année-lumière) près de la source.
Étoiles sources
Les étoiles à partir desquelles les jets HH sont émis sont toutes de très jeunes étoiles, âgées de quelques dizaines de milliers à environ un million d'années. Les plus jeunes d'entre elles sont encore des protoétoiles en train de collecter des gaz environnants. Les astronomes divisent ces étoiles en classes 0, I, II et III, selon la quantité de rayonnement infrarouge émise par les étoiles. Une plus grande quantité de rayonnement infrarouge implique une plus grande quantité de matériau plus froid entourant l'étoile, ce qui indique qu'elle est toujours en train de fusionner. La numérotation des classes découle du fait que les objets de classe 0 (les plus jeunes) n'ont été découverts que lorsque les classes I, II et III avaient déjà été définies.
Les objets de classe 0 n'ont que quelques milliers d'années ; si jeunes qu'ils ne subissent pas encore de réactions de fusion nucléaire en leurs centres. Au lieu de cela, ils ne sont alimentés que par l' énergie potentielle gravitationnelle libérée lorsque la matière tombe sur eux. Ils contiennent principalement des écoulements moléculaires à faibles vitesses (moins d'une centaine de kilomètres par seconde) et de faibles émissions dans les écoulements. La fusion nucléaire a commencé dans le cœur des objets de classe I, mais du gaz et de la poussière tombent toujours sur leurs surfaces à partir de la nébuleuse environnante, et la majeure partie de leur luminosité est due à l'énergie gravitationnelle. Ils sont généralement encore enveloppés de nuages denses de poussière et de gaz, qui obscurcissent toute leur lumière visible et ne peuvent donc être observés qu'aux longueurs d'onde infrarouges et radio . Les flux sortants de cette classe sont dominés par des espèces ionisées et les vitesses peuvent aller jusqu'à 400 kilomètres par seconde. La chute de gaz et de poussière est en grande partie terminée dans les objets de classe II (étoiles T Tauri classiques), mais ils sont toujours entourés de disques de poussière et de gaz et produisent de faibles écoulements de faible luminosité. Les objets de classe III (étoiles T Tauri de la ligne faible) n'ont que des traces de leur disque d'accrétion d'origine.
Environ 80% des étoiles donnant naissance aux objets HH sont des systèmes binaires ou multiples (deux étoiles ou plus en orbite l'une autour de l'autre), ce qui est une proportion bien plus élevée que celle trouvée pour les étoiles de faible masse sur la séquence principale . Cela peut indiquer que les systèmes binaires sont plus susceptibles de générer les jets qui donnent naissance à des objets HH, et des preuves suggèrent que les plus grands flux sortants de HH pourraient se former lorsque les systèmes à étoiles multiples se désintègrent. On pense que la plupart des étoiles proviennent de systèmes stellaires multiples, mais qu'une fraction importante de ces systèmes est perturbée avant que leurs étoiles n'atteignent la séquence principale en raison des interactions gravitationnelles avec les étoiles proches et les nuages de gaz denses.
Autour des proto-naines brunes
Le premier et actuellement le seul (en mai 2017) objet Herbig-Haro à grande échelle autour d'une proto- naine brune est HH 1165 , qui est connecté à la proto-naine brune Mayrit 1701117 . HH 1165 a une longueur de 0,8 années-lumière (0,26 parsec ) et est situé à proximité de l' amas sigma Orionis . Auparavant, seuls de petits mini-jets (≤0,03 parsec) étaient trouvés autour des naines proto-brunes.
homologues infrarouges
Les objets HH associés à de très jeunes étoiles ou à des protoétoiles très massives sont souvent cachés à la vue aux longueurs d'onde optiques par le nuage de gaz et de poussière à partir duquel ils se forment. Le matériau intermédiaire peut diminuer l' amplitude visuelle par des facteurs de dizaines voire de centaines aux longueurs d'onde optiques. De tels objets profondément enfouis ne peuvent être observés qu'à des longueurs d'onde infrarouges ou radio, généralement dans les fréquences d'émission d'hydrogène moléculaire chaud ou d' émission de monoxyde de carbone chaud . Ces dernières années, les images infrarouges ont révélé des dizaines d'exemples d'"objets infrarouges HH". La plupart ressemblent à des vagues d'étrave (semblables aux vagues à la tête d'un navire) et sont donc généralement appelées "chocs d'étrave" moléculaires. La physique des chocs d'arc infrarouge peut être comprise de la même manière que celle des objets HH, car ces objets sont essentiellement les mêmes - des chocs supersoniques entraînés par des jets collimatés provenant des pôles opposés d'une protoétoile. Seules les conditions dans le jet et le nuage environnant sont différentes, provoquant une émission infrarouge des molécules plutôt qu'une émission optique des atomes et des ions. En 2009, l'acronyme "MHO", pour Molecular Hydrogen emission-line Object, a été approuvé pour de tels objets, détectés dans le proche infrarouge, par le Groupe de travail de l' Union astronomique internationale sur les désignations, et a été entré dans leur dictionnaire de référence de nomenclature en ligne. d'Objets Célestes. Le catalogue MHO contient plus de 2000 objets.
Galerie
Cette image frappante présente un phénomène céleste relativement rare connu sous le nom d'objet Herbig-Haro.
Voir également
Les références
Liens externes
- Catalogue d'objets HH chez VizieR
- Animations de jets d'objets HH à partir d'observations HST
- Un catalogue d'objets de ligne d'émission d'hydrogène moléculaire dans les flux sortants de jeunes étoiles : catalogue MHO