Les étoiles jeunes

Une étoile est définie comme étant un objet autogravitant dont l’équilibre et l’évolu- tion dépendent de la nature de la source d’énergie mise en jeu. Celle-ci peut être issue du processus de virialisation ou bien de réactions nucléaires. Cette définition a l’avantage de considérer les étoiles de la « pré-séquence principale » comme étant justement des étoiles, rayonnant leur lumière non par réactions de fusion nucléaire principalement (ce qui définit les étoiles de la « séquence principale », au cours de laquelle elles passent l’essentiel de leur vie) mais par contraction gravitationnelle. En effet le théorème du Viriel (terme pro- posé par le thermodynamicien R. Clausius, d’après le latin vir, force), stipule que dans un système à l’équilibre dynamique, l’énergie cinétique égale l’opposé de la moitié de l’éner- gie potentielle. On constate donc que si un nuage de gaz proto-stellaire se contracte de façon quasi-statique, l’énergie potentielle diminue et donc l’énergie cinétique augmente, ce qui a pour effet de chauffer la matière stellaire. On peut également montrer que lors de la contraction, l’énergie gravitationnelle perdue se répartit entre énergie cinétique et rayonnement. Néanmoins à l’heure actuelle, beaucoup de faits observés au cours de cette phase de l’évolution ne peuvent être interprétés à la lueur de ce seul mécanisme simple. Notamment, le besoin d’inclure les phénomènes liés à la possible présence de champs ma- gnétiques se font de plus en plus ressentir, car si le champ magnétique n’a a priori qu’un effet perturbatif sur l’évolution des étoiles de la séquence principale, son rôle peut être très important au cours des stades précoces de l’évolution stellaire, où la pression magnétique et la pression gazeuse peuvent être du même ordre de grandeur.

Je décrirai ici rapidement les problématiques observationnelles associées à deux populations d’étoiles en pré-séquence principale, les étoiles de Herbig Ae et Be, ainsi que les étoiles de type T Tauri. Les premières sont de classe spectrale A et B, et sont progénitrices des étoiles A et B de la séquence principale ; les secondes sont de classe comprise entre M et F et sont progénitrices des étoiles de faible masse.

Les étoiles de Herbig Ae et Be

Les étoiles de Herbig Ae et Be (HAeBe) sont des étoiles de la pré-séquence principale, de classe généralement A ou B (bien qu’elles puissent s’étendre jusqu’à la classe F). Elles sont définies par un ensemble de propriétés permettant de les recenser, à l’heure actuelle au nombre de 108 [62]. Celles-ci sont les suivantes : l’étoile de Herbig possède un type spectral de type A ou plus précoce et possède des raies d’émission dans son spectre ; elle est loca- lisée dans une région obscure ; elle illumine des nébulosités dans son entourage immédiat (ces trois premières définitions ayant été données initialement par Herbig) ; elle possède une loi d’extinction anormale ; elle possède un excès dans le domaine infra-rouge ; elle est photométriquement variable ; elle montre un profil de la raie MgII λ2800 en émission (ces quatre dernières propriétés ayant été rajoutées par la suite). Ces étoiles en formation sont le siège de toute une panoplie de phénomène physiques : vents stellaires, jets bipolaires, accrétion de matière d’un disque circumstellaire ou d’une enveloppe (dont l’inhomogénéité est généralement responsable de la variabilité photométrique). Leur intérêt réside dans le fait qu’elles donnent lieu à des étoiles de type A et B de la séquence principale ; ainsi la détection de champs magnétiques dans ces étoiles permettrait d’avancer dans la compré- hension du rôle que ceux-ci peuvent avoir sur la formation des étoiles, notamment Ap et Bp. J.F. Donati [16] fut le premier à rapporter l’observation d’un champ magnétique de 50 G dans l’étoile HAeBe prénommée HD104237 ; 8 autres cas ont depuis été identifiés [12]. Une description des campagnes observationnelles, de l’analyse des données obtenues lors de la recherche (et de la découverte) de ces champs magnétiques ainsi que leurs conséquences sur la compréhension de phénomènes physiques associés à la formation stellaire est donnée dans la thèse d’E. Alecian [2].

Les étoiles de type T Tauri

Les étoiles de type T Tauri (TTs) sont de jeunes étoiles de faible masse, ayant à peine émergé de leur nuage moléculaire natal. Parmi elles, les étoiles de type T Tauri classiques (cTTs) sont encore cernées par leur disque d’accrétion. Les cTTs hébergent de forts champs magnétiques (de quelques kilogauss) présumés être responsable du couplage entre le disque et l’étoile, notamment en provoquant une disruption du disque dans sa partie centrale et en drainant de la matière du disque via des canaux d’accrétion discrets, qui suivent la topologie des lignes de champ. Ces phénomènes vont influencer l’évolution du profil interne de rotation de l’étoile tout au long de sa formation. Les étoiles T Tauri étant les progénitrices notamment des étoiles de type solaire, nous concevons immédiatement qu’il est d’une grande importance de comprendre précisément quels sont les phénomènes à l’oeuvre dans ces objets, non seulement afin de fournir des contraintes sur l’évolution du profil de rotation solaire, mais aussi pour discerner les processus susceptibles de jouer sur la migration et la formation planétaire au sein de leur disque d’accrétion. Aussi la modélisation de tous les processus magnéto-hydrodynamiques à l’œuvre11 _{est-elle l’objet} d’intenses recherches où s’affrontent les simulations numériques multi-dimensionnelles (voir e.g. [49, 21]) et les observations [15].

11. Voir en particulier la section du chapitre suivant décrivant brièvement les instabilités magnéto- rotationnelles.

1.2.6 Les objets compacts