Les objets Herbig-Haro

Pour les ´etoiles de classe 0, on observe, par l’´etude du spectre d’´emission (raies mol´eculaires du CO dans la gamme millim´etrique), d’importants lobes d´ecal´es dans le rouge et le bleu de mani`ere bipolaire provenant de l’´etoile centrale : ´etoile VLA 05487 (figure 1.2) par exemple [46]. D’une mani`ere g´en´erale, les flots mol´eculaires d’´etoiles jeunes sont peu collimat´es, avec des vitesses de quelques dizaines de km.s⁻¹ et des dimensions de l’ordre de 0.1-1 parsec³. Ces flots mol´eculaires ne semblent pas ˆetre ´eject´es directement de l’´etoile mais peuvent provenir du milieu ambiant qui a ´et´e pouss´e ou entraˆın´e par un flot de mati`ere sous-jacent, beaucoup plus collimat´e.

Figure 1.2 Mod`ele d’´etoile jeune (sch´ema simplifi´e).

Lorsque l’enveloppe commence `a se dissiper, le proche environnement de la proto-´etoile devient progressive-ment transparent aux longueurs d’onde visibles. C’est `a ce moment qu’apparaissent des jets de gaz atomique qui sont plus collimat´es et plus rapides que les jets mol´ecu-laires de la phase ant´erieure. Ils s’´etendent sur environ 0.01 `a quelques parsecs et ont une vitesse de quelques centaines de km.s<sup>−1</sup>. La plupart d’entre eux sont com-pos´es d’une chaˆıne de ”noeuds” brillants, s’´eloignant de la source et, sont fr´equemment identifi´es comme des ob-jets d’Herbig-Haro comme les syst`emes HH30, HH34 et HH47 (voir la figure 1.3). A partir de ces trois syst`emes

4 (sch´ema 1.4), il est int´eressant de voir comment les jets ´evoluent lorsqu’ils se propagent `a travers l’espace.

On observe sur l’image de HH30, le disque opaque, per-pendiculaire au jet, qui entoure l’´etoile naissante. Par contre, en ce qui concerne HH34, il est frappant d’ob-server `a plus grande ´echelle, la conservation de la colli-mation du jet et son aspect perl´e. Enfin, pour HH47 on a une vue de l’ensemble du jet, en partant de l’´etoile en-fouie dans son nuage opaque jusqu’au choc d’´etrave. Ces jets se terminent en ce qu’on appelle le choc d’´etrave suppos´e ˆetre la surface d’interaction (interface) entre la tˆete du jet et le gaz ambiant (section 1.2). Cette interac-tion avec le milieu induit une structure tr`es complexe, fragment´ee et modul´ee comme identifi´ee sur la figure 1.5. Les processus pour d´ecrire son ´evolution soul`event encore de nombreuses hypoth`eses : fragmentation,

col-31pc = 3. 10¹⁶m

41 ua (unit´e astronomique) = 1,5 . 10¹¹ m = 4,8. 10⁻⁶pc = 1,6. 10⁻⁵ al (ann´ee lumi`ere)

Figure 1.3 Clich´es de trois jets diff´erents. L’´echelle sur chacune des vues repr´esente 1000 fois la distance Terre-Soleil soit 1000 unit´es astronomiques. HH30 est situ´e `a environ 450 ann´ees lumi`ere dans la constellation du Taureau. HH34 se trouve `a 1500 ann´ees lumi`ere proche de la n´ebuleuse d’Orion. Enfin HH47 est observ´e `a la mˆeme distance mais proche de la n´ebuleuse de Gum. Images dans le visible provenant du Hubble Space Telescope (NASA).

Figure 1.4 Longueur relatives des jets repr´esent´es sur la figue 1.3. Ce sch´ema n’est pas `a l’´echelle mais permet de montrer sur une mˆeme image les diff´erences d’´echelles entre les trois images.

lision de chocs, inhomog´en´eit´e du milieu.

Toutes les structures du jet, d´ecrites pr´ec´edemment, ´emettent un spectre de raies dans le visible et l’infrarouge. L’´etude de ces raies d’´emission permet de connaˆıtre la temp´erature, la densit´e locale, la vitesse du jet et la structure des chocs internes. La temp´erature des jets est de l’ordre de 10⁴K (≈1eV), pour des vitesses de l’ordre de quelques centaines de km.s⁻¹ (mesure par effet Doppler). Les noeuds s’´echappent de la source avec des vitesses proches de 100-500 km/s. Un ordre de grandeur des densit´es particulaires mesur´ees est de n = 10 cm⁻³ pour les plus ”fins”, jusqu’`a une densit´e sup´erieure `a n = 10⁵cm⁻³ pour les plus brillants [47]. Le champ magn´etique pr´esent dans le jet semble ´evoluer, d’apr`es de r´ecents mod`eles [48], en une loi de puissance de la densit´e : B ∼n^p avec p >0.5 le long du jet. Il apparaˆıt, d’apr`es le tableau 1.1, que la zone ”hydrodynamique” du jet, c’est-`a-dire o`u l’effet du champ magn´etique devient faible, est situ´e environ `a 300 UA de l’´etoile. A cette distance, le champ magn´etique peut diminuer la

Figure 1.5 Observation en Hα (656,28 nm) du choc d’´etrave du jet HH34 [47]. Les lettres d´elimitent diff´erents fragments du choc d’´etrave.

dimension de la zone de refroidissement `a l’arri`ere des chocs et faire ”tampon” entre les noeuds mais il n’intervient plus dans la dynamique globale du jet. Le tableau 1.1 r´esume l’ensemble des param`etres des jets de YSO [48].

Param`etres du jet Symbole Valeurs typiques Age ou temps hydrodynamique du jet tJ 1000 - 10 000 ans

Longueur LJ 3.10¹⁶⁻¹⁸ cm

Rayons R_J 3.10¹⁵ cm

Vitesse V_J 100 - 500 km.s⁻¹

Temp´erature ´electronique TJet 1 - 2.10⁴ K

Nombre de Mach interne M 10 - 40

Rapport de densit´e : Jet/ISM η 1-20

Distance de l’´etoile : 10 UA

Densit´e du jet n₁₀ 2.5 x 10⁶ cm⁻³

Champ magn´etique B₁₀ 82 mG

Distance de l’´etoile : 300 UA

Densit´e du jet n300 8.8 x 10⁴ cm⁻³

Champ magn´etique B300 4.8 mG

Distance de l’´etoile : 3.10⁴ UA

Densit´e du jet n^d_3.10⁴ 12 cm⁻³

Champ magn´etique B^d_3.10⁴ 2.4 µG

Tableau 1.1 Ordre de grandeur des param`etres observables des jets d’´etoiles jeunes. La d´etermination des valeurs de densit´e [48] pr´esent´ees dans ce tableau a ´et´e effectu´ee en mesurant une densit´e de 10<sup>4</sup>cm<sup>−3</sup> `a une distance de 1000 UA de l’´etoile et en calculant les autres valeurs avec l’hypoth`ese d’un ´ecoulement conique avec une demi angle d’ouverture de 5˚et un diam`etre

`

a la base de 10 UA. (^d) Pour les deux derni`eres lignes : valeur moyenne car les mesures loin de la source sont sujettes `a des variations dues aux ondes de choc et de rar´efaction.

R´ecapitulatif : A la suite de ces descriptions, nous consid´erons, comme ´etat astrophysique initial d’´etude, un jet de plasma collimat´e et supersonique avec les param`etres d´ecrits dans le tableau 1.1, sans tenir compte des processus de g´en´eration (vraisemblablement selon un mod`ele de la MHD).

Notre ´etude s’applique sur les parties peu ou non magn´etis´ees du jet c’est-`a-dire `a partir de

∼ 300 UA de la source. Nous ´etudions sa propagation, son interaction avec un milieu et les particularit´es qui en d´ecoulent comme les noeuds ou le choc d’´etrave. En particulier nous tˆachons de mettre en ´evidence la formation ou la p´erennisation de la collimation et de la structure du jet de plasma, sans la pr´esence d’un champ magn´etique ext´erieur.