Les jets bipolaires

Le mécanisme le plus communément invoqué pour expliquer à la fois l'accélération et la collimation de ces jets relève de la magnétohydrodynamique (MHD). Le modèle de Blandford et Payne (1982) propose que des lignes de champ magnétique ancrées dans le disque d'accrétion, inclinées de moins de 60° par rapport au plan du disque, agissent comme des rails sur lesquels la matière ionisée est centrifugée vers l'extérieur, un peu à la manière d'une bille sur un fil en rotation. Cette matière est ainsi accélérée depuis les régions internes du disque, tout en étant progressivement collimatée par la composante toroïdale du champ magnétique qui se développe à mesure que le jet s'éloigne de sa source, cette composante toroïdale créant une force de pincement (pinch) qui confine le flux le long de l'axe.

Une variante importante est le processus de Blandford-Znajek, spécifique aux trous noirs en rotation rapide, où l'énergie extraite n'est pas celle du disque mais celle du moment cinétique du trou noir lui-même, via des lignes de champ magnétique traversant l'horizon des événements. Ce processus est particulièrement pertinent pour les jets relativistes des AGN et des microquasars, où les vitesses d'éjection peuvent atteindre des facteurs de Lorentz élevés, avec des phénomènes de mouvement superluminique apparent bien documentés observationnellement, résultant d'un effet de projection géométrique lorsque le jet est orienté proche de la ligne de visée.

Dans le contexte de la formation stellaire, les jets associés aux protoétoiles de classe 0 et I sont généralement moins relativistes. Ils peuvent se déplacer à des dizaines ou des centaines de kilomètres par seconde et s'étendre sur des distances allant jusqu'à un parsec, et présentent une structure souvent noueuse (knots), interprétée comme la signature d'une variabilité temporelle du taux d'accrétion-éjection. Ces jets, en percutant le milieu interstellaire environnant à des vitesses supersoniques, créent des ondes de choc qui chauffent le gaz et le rendent visible, notamment en infrarouge ou dans le domaine visible. Ces régions de choc sont connues sous le nom d'objets de Herbig-Haro, et sont caractérisés par des raies d'émission interdites comme celles de [SII], [OI] ou [NII]. L'observation de ces jets, principalement constitués de gaz moléculaire, confirme que l'étoile centrale est encore en phase d'accumulation de matière via son disque protoplanétaire.

Les jets bipolaires sont également observés autour d'étoiles évoluées, en particulier les étoiles en phase post-AGB (branche asymptotique des géantes) ou les protonébuleuses planétaires. Dans ces systèmes, ce qui commence souvent par un vent stellaire sphérique est progressivement collimaté en deux lobes opposés, probablement sous l'influence de champs magnétiques ou de l'interaction gravitationnelle avec un compagnon binaire. Ces structures finissent par donner naissance à des nébuleuses planétaires bipolaires, dont la forme complexe témoigne de la dynamique des éjections de matière en fin de vie stellaire. 

La collimation elle-même reste un problème physique non trivial : un flux purement hydrodynamique tend à se disperser rapidement, alors que les observations montrent des jets restant étroits sur des distances considérables, parfois plusieurs ordres de grandeur supérieures au rayon de la région d'éjection. C'est précisément ce qui motive le recours à des modèles magnétiques, la tension magnétique jouant le rôle de force de rappel centripète compensant la pression thermique et centrifuge du plasma.

On distingue généralement deux composantes dans les jets accrétion-éjection : un vent large et lent lancé depuis les régions externes du disque (disk wind), et un jet étroit et rapide, parfois associé à la zone de transition entre le disque et la magnétosphère de l'objet central (X-wind) ou directement à cette magnétosphère (jets stellaires magnétosphériques). La proportion relative de ces composantes, ainsi que leur origine exacte dans le disque, demeure un sujet de recherche actif, notamment via les observations interférométriques à haute résolution angulaire permettant de sonder les régions de lancement à l'échelle de l'unité astronomique.

Sur le plan énergétique, ces jets constituent un mécanisme essentiel de régulation du moment cinétique : ils permettent au système central d'accréter de la matière tout en évacuant l'excès de moment cinétique qui, autrement, empêcherait la chute de matière vers l'objet central. Ce couplage accrétion-éjection est aujourd'hui considéré comme un ingrédient physique quasi universel, retrouvé à des échelles allant de la fraction d'unité astronomique à des dizaines voire centaines de kiloparsecs, où l'énergie déposée dans le milieu intergalactique environnant (feedback radio-mode) joue un rôle déterminant dans la régulation de la formation stellaire à l'échelle des amas de galaxies.