Les objets de Herbig Haro

Les objets de Herbig-Haro (objets HH) constituent de petites nébuleuses en émission qui se forment dans les régions de formation stellaire, là où les flots de matière éjectés par les étoiles très jeunes entrent en collision violente avec le milieu interstellaire ambiant. Découverts indépendamment par George Herbig et Guillermo Haro dans les années 1950 à l'occasion d'études sur les étoiles T Tauri et les nébuleuses obscures, ces objets se présentent généralement comme des condensations nodulaires alignées le long d'un axe, présentant un spectre dominé par des raies d'émission de faible excitation, dépourvu de continuum stellaire significatif. Leur étude est devenue un pilier central de la compréhension des phénomènes d'éjection de masse protostellaire, en raison du lien génétique direct qui les unit aux jets et aux vents des protoétoiles et des étoiles pré-séquence principale.

Les objets de Herbig-Haro HH-1 et HH- 2, dans Orion.
© J. Hester (ASU), WFPC2 Team, NASA

La morphologie des objets de Herbig-Haro est extrêmement variable mais obéit à un schéma d'ensemble récurrent : une succession de noeuds d'émission brillants, alignés sur des distances pouvant atteindre plusieurs parsecs, de part et d'autre d'une source stellaire profondément enfouie. Les observations à haute résolution spatiale menées notamment avec le télescope spatial Hubble ont révélé des structures internes d'une grande complexité, incluant des fronts de choc en forme de proue, des cavités, des filaments et des instabilités hydrodynamiques se manifestant par des digitations ou des tourbillons. La morphologie en choc d'étrave est particulièrement caractéristique : le matériel éjecté à grande vitesse pénètre dans le gaz ambiant plus dense et plus froid, créant une onde de choc principale précédée d'un choc secondaire dans le milieu interstellaire, séparés par une zone de gaz choqué et refroidi où se forment les raies d'émission. Les études de mouvements propres, qui comparent des images prises à plusieurs années d'intervalle, ont confirmé que ces condensations se déplacent à des vitesses considérables, typiquement de cent à plusieurs centaines de kilomètres par seconde, s'éloignant de la source centrale.

Le processus physique fondamental à l'oeuvre dans un objet de Herbig-Haro est la conversion d'énergie cinétique en rayonnement via une onde de choc radiative. Lorsque le matériel supersonique du jet, constitué principalement d'hydrogène atomique ou moléculaire partiellement ionisé, heurte le milieu environnant, la température post-choc s'élève brutalement à des centaines de milliers de kelvins pour des vitesses de choc de l'ordre de 100 à 200 kilomètres par seconde. Cependant, dans les conditions de densité régnant dans ces objets, typiquement entre quelques centaines et quelques milliers de particules par centimètre cube, le refroidissement radiatif est extrêmement efficace, et le gaz se refroidit rapidement à des températures autour de dix mille kelvins sur une échelle de distance très courte. Cette zone de refroidissement post-choc est le siège d'une émission intense de raies de recombinaison et de raies interdites, dont le diagnostic spectroscopique fournit des mesures précises de la vitesse du choc, de la densité, de la température électronique et du degré d'ionisation. L'étude détaillée de ces spectres montre une stratification de l'ionisation en fonction de la distance au front de choc : les raies de haute excitation, comme celles de l'oxygène deux fois ionisé, sont émises près de la zone la plus chaude, tandis que les raies de basse excitation, comme celles du soufre une fois ionisé ou de l'oxygène une fois ionisé, proviennent de régions plus en aval où la recombinaison a progressé.

La signature spectrale des objets de Herbig-Haro est, de ce fait, très diagnostique. Le spectre optique est largement dominé par les raies de la série de Balmer de l'hydrogène, ainsi que par des raies interdites intenses telles que les raies vertes de l'oxygène une fois ionisé à 5007 et 4959 angströms, la raie rouge de l'azote une fois ionisé à 6583 angströms, ou encore le doublet du soufre une fois ionisé dans le proche infrarouge. Les raies de l'hydrogène moléculaire, en particulier les transitions vibrationnelles-rotationnelles dans l'infrarouge proche autour de 2,12 micromètres, sont également des traceurs extrêmement précieux, car elles révèlent la présence de chocs non dissociatifs ou la zone de refroidissement en aval des chocs plus puissants. Le rapport d'intensité entre différentes raies permet de cartographier finement les conditions physiques : par exemple, le rapport des raies du soufre deux fois ionisé à 6716 et 6731 angströms est un densimètre électronique standard, tandis que l'intensité relative des raies de Balmer renseigne sur l'extinction interstellaire le long de la ligne de visée.

Le lien fondamental entre les objets de Herbig-Haro et les phénomènes d'éjection protostellaires a été établi de manière solide par la découverte systématique de jets optiques ou moléculaires connectant ces nœuds à leur source. Les jets stellaires des étoiles T Tauri et des protoétoiles de classe 0 ou I sont le moteur de l'alimentation en continu des chocs terminaux et des chocs internes qui constituent les noeuds HH. L'étude des interactions entre le jet et le milieu ambiant a montré que la structure fragmentée des objets HH le long de l'axe du jet est souvent due à des variations temporelles de la vitesse d'éjection à la source. Lorsqu'une bouffée de matière plus rapide rattrape du matériel plus lent éjecté antérieurement, un choc interne se forme, produisant un nouveau noeud d'émission HH. Cette interprétation est confirmée par les observations spectroscopiques à haute résolution qui révèlent des sauts de vitesse radiale au passage d'un noeud à l'autre, de même que par des simulations hydrodynamiques capables de reproduire la morphologie et la cinématique observées.

L'environnement immédiat des objets de Herbig-Haro apporte des informations capitales sur l'impact de l'éjection sur le nuage parent. Les flots moléculaires bipolaires observés en émission de monoxyde de carbone aux longueurs d'onde millimétriques sont souvent cospatial avec les jets optiques qui génèrent les noeuds HH. Le matériel moléculaire environnant, balayé par le jet, est accéléré et constitue une coquille en expansion lente qui entoure le jet rapide. L'interaction entre le jet et les condensations denses du milieu ambiant peut également déclencher des phénomènes de fluorescence ou de compression, et il a même été suggéré que dans certains cas, les chocs associés aux objets HH peuvent localement induire ou perturber la formation stellaire en comprimant des coeurs denses voisins. Les cavités creusées par les jets protostellaires sont souvent visibles sous forme de lobes en émission moléculaire, délimitant des structures spectaculaires de paroi de cavité chauffée.

La distribution spatiale des objets de Herbig-Haro dans les complexes de formation stellaire n'est pas aléatoire. Ils apparaissent dans les régions de formation d'étoiles massives aussi bien que dans les nuages sombres produisant des étoiles de faible masse, mais leur détection est plus aisée dans les zones de faible extinction, en bordure de nuages denses. Les relevés systématiques menés grâce à l'imagerie à grand champ et aux filtres interférentiels centrés sur les raies de soufre et d'hydrogène ont montré que les flots HH sont omniprésents dans les nuages moléculaires actifs. Certaines régions, comme le complexe d'Orion ou les nuages de la Couronne australe, contiennent des dizaines, voire des centaines de noeuds HH, formant parfois des chaînes impressionnantes qui s'étendent sur plusieurs années-lumière. L'identification de ces objets et l'attribution de chacun à son étoile source est une tâche complexe qui repose sur l'alignement géométrique, les mesures de mouvements propres et la continuité cinématique.

L'étude de la structure fine des objets HH à très haute résolution spatiale, en particulier avec l'optique adaptative ou l'interférométrie, a révélé la présence de micro-structures de choc d'une complexité étonnante. Des noeuds de quelques unités astronomiques de diamètre ont été résolus, montrant une sous-structure en feuilletage de chocs multiples. Ces observations permettent de contraindre les instabilités à l'origine de la fragmentation du jet, notamment les instabilités de Kelvin-Helmholtz (La mécanique des fluides) à l'interface entre le jet rapide et le milieu ambiant, ou encore les instabilités thermiques dans la zone de refroidissement post-choc. La compréhension théorique de ces phénomènes a progressé grâce à des simulations magnétohydrodynamiques incluant le refroidissement radiatif et les processus de conduction thermique. Ces modèles montrent que la morphologie de choc peut être profondément modifiée par la présence d'un champ magnétique, même modeste, qui influence la compressibilité du gaz et la structure des instabilités.

L'étude des émissions de rayons X associées à certains objets de Herbig-Haro a ouvert une fenêtre inattendue sur la physique des chocs de haute vitesse. Les observations des observatoires Chandra et XMM-Newton ont détecté des émissions X molles provenant de certains noeuds HH, en particulier ceux associés aux jets les plus rapides issus d'étoiles massives ou de protoétoiles de classe 0. Le mécanisme d'émission est interprété comme un plasma thermique chauffé par le choc à des températures de l'ordre du million de kelvins, avant que le refroidissement radiatif ne devienne dominant. L'analyse conjointe des émissions optiques et X permet une modélisation plus complète du bilan énergétique du choc et confirme des vitesses pré-choc pouvant excéder 400 kilomètres par seconde. Ces découvertes placent les objets HH parmi les cibles privilégiées pour l'étude des chocs radiatifs astrophysiques dans des conditions de densité et de vitesse qui ne peuvent être reproduites en laboratoire.

Un domaine de recherche particulièrement actif concerne l'évolution temporelle des objets de Herbig-Haro. La surveillance photométrique et spectroscopique de certains systèmes sur des périodes de plusieurs décennies a montré que la brillance des noeuds individuels peut varier sensiblement, parfois sur des échelles de temps de quelques années. Ces variations sont attribuées aux instabilités du taux d'éjection de masse à la source, qui modifient l'apport de matière dans la région du choc. Dans certains cas, des noeuds HH entiers ont semblé s'éteindre progressivement, leur énergie cinétique ayant été entièrement dissipée, tandis que de nouveaux nœuds apparaissaient plus en aval. Cette évolution dynamique démontre que les phénomènes d'éjection sont intrinsèquement épisodiques et que les taux d'accrétion et d'éjection de masse sont fortement variables sur des temps courts comparés à la durée de la phase protostellaire.

La relation entre les objets de Herbig-Haro et la formation planétaire est une autre problématique émergente. Les jets et les flots associés aux phases précoces de l'évolution stellaire évacuent une fraction substantielle du moment angulaire du système étoile-disque, permettant l'accrétion de matière sur l'étoile centrale. De plus, les chocs internes dans le jet, en aval de la région de lancement, sont aujourd'hui considérés comme des sites possibles de condensation et de croissance rapide de grains de poussière, voire de formation de petits planétésimaux, dans les zones de refroidissement dense où des sursaturations locales peuvent survenir. L'étude de la minéralogie des poussières dans les jets HH via la spectroscopie infrarouge a commencé à révéler des signatures de silicates cristallins, indiquant que des processus de chauffage éclair par chocs et de recuit ont lieu bien au-delà du disque protoplanétaire.

On ajoutera que les objets de Herbig-Haro ne sont qu'une manifestation visible, dans le domaine optique, d'un phénomène plus global et multi-longueur d'onde de rétroaction de la formation stellaire sur le milieu interstellaire. L'énergie mécanique injectée par les jets et les flots associés contribue à réguler l'efficacité de la formation d'étoiles dans les nuages moléculaires, en entretenant la turbulence et en dispersant partiellement le gaz résiduel. L'étude des objets HH, couplée aux observations des flots moléculaires, des jets radio et des émissions de raies coronales dans l'ultraviolet lointain, permet d'appréhender le cycle complet de la matière et de l'énergie depuis les échelles sub-stellaires du disque jusqu'à l'échelle des nuages géants.