Figure 1 :Détection ALMA de la polarisation de la raie SiO dans le jet HH 211. (Haut) Une image composite montrant le jet HH 211 et l'écoulement qui l'entoure. Les images bleues et rouges montrent respectivement le côté approchant (décalé vers le bleu) et le côté reculant (décalé vers le rouge) du jet dans SiO (adopté de Lee et al. 2009). L'image grise montre l'écoulement en H2 (adopté de Hirano et al. 2006). (En bas) Un zoom avant sur la partie la plus interne du jet à moins de 700 ua de la protoétoile centrale. L'image orange montre le disque d'accrétion récemment détecté avec ALMA (Lee et al. 2018). Les images bleues et rouges montrent les côtés décalés vers le bleu et vers le rouge du jet le plus interne sortant du disque, obtenu dans notre observation. Les segments de ligne jaune montrent les orientations de la polarisation de la ligne SiO dans le jet. Une échelle de taille de notre système solaire est affichée dans le coin inférieur droit pour une comparaison de taille. Dans les deux panneaux, des astérisques marquent la position possible de la protoétoile centrale. Crédit :ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/Lee et al
Une équipe de recherche internationale dirigée par Chin-Fei Lee de l'Institut d'astronomie et d'astrophysique de l'Academia Sinica (ASIAA) a réalisé une observation révolutionnaire avec l'Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), confirmant la présence de champs magnétiques dans un jet d'une protoétoile. On pense que les jets jouent un rôle important dans la formation des étoiles, permettant à la protoétoile d'accréter la masse d'un disque d'accrétion en supprimant le moment angulaire du disque. Il est hautement supersonique et collimaté, et prédit en théorie d'être lancé et collimaté par des champs magnétiques. La découverte soutient la prédiction théorique et confirme le rôle du jet dans la formation des étoiles.
"Bien qu'il ait été longtemps prédit que le jet protostellaire est filé de champs magnétiques, personne n'en était vraiment sûr. Grâce à la haute sensibilité d'ALMA, nous avons enfin confirmé la présence de champs magnétiques dans un jet protostellaire avec détection de polarisation de raies moléculaires. Plus intéressant, les champs magnétiques dans le jet pourraient être hélicoïdaux, comme on le voit dans le jet d'un noyau galactique actif (AGN). Peut-être, le même mécanisme est à l'œuvre pour lancer et collimater les jets de protostar et d'AGN, ", explique Chin-Fei Lee de l'ASIAA.
"La polarisation détectée provient d'une raie moléculaire SiO en présence de champs magnétiques, " dit Hsiang-Chih Hwang, qui était un ancien étudiant de premier cycle NTU de Chin-Fei Lee modélisant la polarisation. "L'émission polarisée dans le jet est si faible que nous n'avons pas réussi à la détecter avec un réseau submillimétrique. Nous sommes tellement excités de l'avoir enfin détectée avec ALMA."
HH 211 est un jet bien défini de l'un des plus jeunes systèmes protostellaires de Persée à une distance d'environ 1, 000 années-lumière. La protostar centrale n'a que 10 ans environ, 000 ans (soit environ 2 millionièmes de l'âge de notre soleil) et une masse d'environ 0,05 masse solaire. Le jet est riche en gaz moléculaire SiO et entraîne un écoulement moléculaire spectaculaire autour de lui (voir le panneau supérieur de la figure 1).
Figure 2 :Champs magnétiques hélicoïdaux possibles dans le jet HH 211. Les images bleues et rouges montrent les côtés décalés vers le bleu et le rouge du jet sortant du disque, comme le montre le panneau inférieur de la figure 1. Les lignes hélicoïdales verdâtres montrent la morphologie possible du champ magnétique dans le jet. L'astérisque marque la position possible de la protoétoile centrale. Une échelle de taille de notre système solaire est affichée dans le coin inférieur droit pour une comparaison de taille. Crédit :ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/Lee et al.
Avec ALMA, l'équipe a zoomé sur la partie la plus interne du jet à moins de 700 ua de la protoétoile centrale, où l'émission est la plus brillante dans SiO. Ils ont détecté la polarisation de la ligne SiO vers le côté approchant (décalé vers le bleu) du jet (voir le panneau inférieur de la figure 1). La polarisation a une fraction d'environ 1,5 pour cent et une orientation grossièrement alignée avec l'axe du jet. Cette polarisation de raie est due à l'effet Goldreich-Kylafis, confirmant la présence de champs magnétiques dans le jet. L'orientation des champs magnétiques peut être toroïdale ou poloïdale. Selon les modèles actuels de lancement de jets, les champs magnétiques devraient être hélicoïdaux et devraient être principalement toroïdaux là où la polarisation est détectée, afin de collimater le jet. Des observations plus approfondies seront proposées pour détecter la polarisation de la ligne dans le côté fuyant (décalé vers le rouge) du jet et vérifier la cohérence de la morphologie de la polarisation. En outre, une ligne SiO supplémentaire sera observée afin de confirmer la morphologie du terrain.
L'observation ouvre une possibilité passionnante de détecter et de caractériser directement les champs magnétiques dans les jets protostellaires grâce à l'imagerie haute résolution et haute sensibilité avec ALMA, ce qui peut améliorer les théories de la formation des jets et donc notre compréhension du processus d'alimentation dans la région la plus interne de la formation des étoiles.
