Les etoiles de Herbig

Les etoiles de Herbig

Définition observationnelle 

Les étoiles connues aujourd’hui sous le nom d’étoiles Ae/Be de Herbig (ou HAeBes) ont été identifiées dès 1960 par Georges Herbig, qui pensait qu’il devait exister des contreparties vers les grandes masses aux étoiles T Tauri (Herbig 1960). Par définition, il s’agit donc d’objets pré-séquence principale, ayant des masses comprises typiquement entre deux et huit masses solaires. Ces étoiles étant beaucoup plus lumineuses que les T Tauri, on peut s’attendre à ce qu’un nombre significatif d’entre elles soit détectable à des distances raisonnables du Soleil. Quatre critères ont initialement servi de définition observationnelle pour cette classe d’étoiles. Ces critères sont les suivants : 

1. Les candidats doivent être de type spectral A ou B : ce critère permet d’être certain de ne sélectionner que des objets de masse intermédiaire,
2. Ils doivent avoir des raies en émission dans leur spectre : ce critère, introduit par analogie avec ce que l’on connaissait à l’époque des étoiles T Tauri, était considéré comme un signe de jeunesse, 3. Ils doivent être à proximité ou enfouis dans une région de forte extinction : il s’agit là d’un second critère de jeunesse, car une étoile jeune n’a pas eu le temps de s’éloigner de son nuage parent, 4. Ils doivent illuminer une nébuleuse par réflexion : ce dernier critère permet d’éliminer les objets qui ne se trouvent à proximité d’un nuage sombre que par un effet de projection. Partant de ces critères de sélection, Herbig (1960) proposa une liste de 26 étoiles. Finkenzeller & Mundt (1984) ont étendu cette liste à 57 étoiles. Cependant, quelques 3 Les etoiles de Herbig 4 Les étoiles de Herbig compléments peuvent être apportés à la définition observationnelle des étoiles de Herbig. En effet, plusieurs objets de type HAeBe ont été découverts mais ne répondent pas à tous les critères observationnels initialement proposés (Thé et al. 1994; Waters & Waelkens 1998; Malfait et al. 1998). En particulier, le sondage IRAS (dans l’infrarouge lointain) a révélé un certain nombre de candidats HAeBe qui paraissent être isolés, c’est à dire qu’ils ne sont ni associés à un nuage, ni dans une région active de formation stellaire. Actuellement la famille des étoiles de Herbig compte environ 300 membres (Thé et al. 1994; Vieira et al. 2003). 

Evolution des étoiles de Herbig 

Pour s’assurer de la nature pré-séquence principale des étoiles de Herbig, de nombreux travaux ont été menés sur leur statut évolutif (e.g. Palla & Stahler 1993; van den Ancker et al. 1997a,b; Testi et al. 1999), qui ont confirmé que ces étoiles n’avaient pas encore atteint la séquence principale, mais étaient situés sur des trajets d’évolution vers la séquence principale (Hayashi 1965) pour des masses supérieures à deux masses solaires (voir Figure 1.1). Une telle position dans le diagramme HR indique que les HAeBes sont dans une phase radiative de contraction quasi-statique vers la séquence principale, et les modélisations montrent que dans tous les cas, elles ne possèdent pas de zone convective externe (Iben 1965; Gilliland 1986).Les travaux de Palla & Stahler (1993) ont montré que les étoiles de masse supérieure à 8M ne passent pas par la phase pré-séquence principale car la fusion de l’hydrogène commence dès la phase de contraction proto-stellaire. Ces étoiles étant très massives, la gravité engendre une contraction très forte et donc la température du cœur atteint, dès le début de la phase de contraction, la température nécessaire pour la fusion de l’hydrogène. Ces étoiles rejoignent donc dès leur naissance la séquence principale. Ainsi, plus la masse de l’étoile est grande, plus le temps nécessaire pour atteindre la ZAMS est court. 

Propriétés des étoiles de Herbig 

Actuellement, des observations d’étoiles de Herbig ont été réalisées dans des domaines spectraux couvrant les longueurs d’onde allant des rayons X jusqu’aux ondes radio, et ont montré un certain nombre de phénomènes communs à la majorité de ces étoiles, comme la présence de vents stellaires, de flots bipolaires, d’accrétion, de disques circumstellaires et d’enveloppes.

Excès infrarouge

 Les observations ont montré que la plupart des étoiles de Herbig présentent un certain nombre de caractéristiques communes aux étoiles T Tauri. En particulier, la distribution spectrale d’énergie (SED pour Spectral Energy Distribution) des étoiles de Herbig est caractérisée par un fort excès infrarouge, submillimétrique et millimétrique (Hu et al. 1989; Hillenbrand et al. 1992; Malfait et al. 1998), ainsi qu’une forte extinction dans l’ultraviolet (Sitko 1981; Thé et al. 1986), qui indiquent la présence d’une masse significative de poussières circumstellaires (voir Figure 1.2). Ces poussières induisent une absorption notable dans la partie UV du spectre stellaire et réémettent l’énergie absorbée dans l’infrarouge (e.g. Hillenbrand et al. 1992; Meeus et al. 2001). Le température des poussières circumstellaires peut varier de plusieurs ordres de grandeur en fonction de la distance à l’étoile. L’émission thermique des poussières s’observe donc à différentes longueurs d’onde (de 1 à plus de 100µm) en fonction de la température (Beckwith 1999). Par conséquent, la photométrie dans les domaines sub-millimétrique et millimétrique peut être utilisée pour déduire la masse des poussières, car à ces longueurs d’onde, la poussière est froide et optiquement mince (Hillenbrand et al. 1992; Jura et al. 1995). 

Variabilité photométrique 

Les variations de brillance sont devenues une des caractéristiques définissant les étoiles pré-séquence principale, qu’il s’agisse des étoiles T Tauri ou des HAeBes (Appenzeller & Mundt 1989; Thé et al. 1994). La variabilité photométrique dans le domaine optique est le phénomène variable le plus étudié. Trois types principaux de variations photométriques dans le domaine optique sont distinguées : – une augmentation brutale de la magnitude suivie d’une décroissance très lente sur des périodes de plusieurs années qui peut être la conséquence de variations de l’extinction circumstellaire ou de l’éjection de l’enveloppe circumstellaire (Friedemann et al. 1992; Shevchenko et al. 1997).