Le jet stellaire d'une protoétoile disséqué par Hubble

Les observations menées avec des télescopes depuis des décennies nous ont confirmé que les étoiles naissaient bien par effondrementeffondrement gravitationnel dans des nuagesnuages moléculaires poussiéreux denses et froids depuis des milliards d'années dans la Voie lactée. Le processus est cependant complexe et pas aussi bien compris qu'on le voudrait.

On sait tout de même qu'à un moment de l'effondrement dans de tels nuages, se forme un cœur dense et chaud en équilibre sous l'effet de sa pression. Tant que ce cœur dense continue à accréter de la matière du nuage et que les réactions thermonucléaires classiques des étoiles, comme celles dites de la chaîne proton-proton ou du cycle CNO ne s'allument pas parce que la température au cœur de l'astreastre n'a pas atteint les millions de degrés nécessaires, on parle d'une protoétoileprotoétoile. Elle peut déjà être entourée d'un disque protoplanétaire.

La théorie des protoétoiles a été développée initialement, en particulier au cours des années 1950/1960, par le grand astrophysicienastrophysicien japonais Chushiro Hayashi (1920-2010).

Chushiro Hayashi a apporté une contribution significative au modèle αβγ (Alpher-Bethe-Gamow) de la nucléosynthèse du Big Bang en montrant que la production de paires électron-positron devait être prise en compte, ce qui a conduit à une meilleure valeur pour l'abondance initiale de l'hélium dans l'Univers. Hayashi a été l'un des pionniers de la modélisation de l'évolution stellaire dans les années 1950 et 60 et il est surtout connu pour ses modèles de formation d'étoiles et d'évolution de la séquence pré-principale. Il a étudié également la formation du Système solaire, de la terre et de son atmosphère. © Sonoma State University

Aujourd'hui, des instruments comme le télescope HubbleHubble nous montrent de nombreuses protoétoiles, notamment parce que dans les phases pré-stellaires de ces objets, tant que la protoétoile est encore entourée d'une enveloppe de matière s'accrétant sur elle via son disque protoplanétairedisque protoplanétaire, on constate l'existence de jets de matière bipolaire. On a de bonnes raisons de penser que ces jets emportent du moment cinétiquemoment cinétique et ralentissent donc la rotation de la protoétoile sur elle-même. On explique de cette manière pourquoi la rotation du SoleilSoleil est si lente par rapport à celle que l'on déduit d'une applicationapplication naïve de la loi de la conservation du moment cinétique lors de l'effondrement d'une région turbulente en rotation d'un nuage moléculaire.

Hubble a photographié une petite section de la nébuleuse NGC 1977, qui se trouve à proximité de la célèbre nébuleuse d'Orion et qui est une cible de prédilection pour les astronomes amateurs à observer et à photographier. © Nasa, ESA, J. Bally (University of Colorado at Boulder), and DSS; Processing: Gladys Kober (Nasa/Catholic University of America)

Un jet de plasma de deux années-lumière de long

Un bon exemple de ce que permet de voir Hubble à ce sujet est celui de la protoétoile Parengo 2042 (P2042) qui se trouve dans la nébuleusenébuleuse par réflexion NGCNGC 1977. NGC 1977 est située dans la constellation d'Orionconstellation d'Orion à environ 1.500 années-lumièreannées-lumière du Système solaireSystème solaire et elle a été découverte par l'astronomeastronome germano-britannique William HerschelWilliam Herschel en 1786.

Rappelons que contrairement aux nébuleuses en émissionémission qui sont ionisées par le rayonnement de jeunes étoiles, les nébuleuses par réflexion sont des nuages de poussières qui réfléchissent simplement leur lumière.

Un communiqué de la NasaNasa explique que sur les images de Hubble on voit clairement un jet de plasma pulsé qui s'étend sur deux années-lumière et qui provient de Parengo 2042. D'ordinaire, ce type de jet se remarque surtout lorsqu'il entre en collision avec le nuage moléculaire en dehors de la protoétoile et qu'il se produit alors une onde de choc. Celle-ci chauffe alors la matière qui se met à rayonner. Mais dans le cas présent, c'est la présence d'une étoile proche, 42 Orionis, qui produit le rayonnement à l'origine de l'ionisationionisation du jet et de sa brillance.

Dans cette image, les couleurs rouge et orange indiquent le jet et le gaz incandescent issu des ondes de choc associées. Les ondulations bleues brillantes qui semblent s'éloigner du jet à droite de l'image sont des équivalents des vagues d'étraves de bateaux fendant l’eau. Mais, ici, ces chocs se produisent dans l'espace lorsque des flux de gaz entrent en collision. Le lobe ouest brillant du jet est entouré d'une série d'arcs orange dont la taille diminue à mesure que l'on s'éloigne de l'étoile, dessinant une forme de cône ou de fuseau. Ces arcs peuvent tracer le bord extérieur ionisé d'un disque de débris autour de Parengo 2042 avec un rayon de 500 fois la distance entre le Soleil et la Terre et un trou important (170 unités astronomiques) au centre du disque. © Nasa, ESA, J. Bally (University of Colorado at Boulder), and DSS; Processing: Gladys Kober (Nasa/Catholic University of America)