Objeto Herbig-Haro
Antecedentes
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Objetos Herbig-Haro (HH) son pequeños parches de nebulosidad asociada con recién nacidos estrellas , y se forman cuando los chorros estrechos de gas eyectados por estrellas jóvenes chocan con las nubes de gas y polvo cercano a velocidades de varios cientos de kilómetros por segundo. Objetos Herbig-Haro son omnipresentes en regiones de formación estelar, y varios se ven a menudo en torno a una sola estrella, alineado con su eje de rotación.
Objetos HH son fenómenos transitorios, con una duración no superior a unos pocos miles de años. Pueden evolucionar visiblemente en escalas de tiempo muy cortos, ya que se mueven rápidamente lejos de su estrella madre en las nubes de gas del espacio interestelar (el interestelar medio o ISM). Telescopio Espacial Hubble observaciones han revelado la compleja evolución de los objetos HH en el período de un par de años, como parte de la nebulosa se desvanecen mientras que otros iluminan al chocar con el material grumoso del medio interestelar.
Los objetos fueron observados por primera vez en el siglo 19 por Sherburne Wesley Burnham, pero no se reconoce como un tipo distinto de nebulosa de emisión hasta la década de 1940. Los primeros astrónomos para estudiar en detalle fueron George Herbig y Guillermo Haro, tras de los cuales han sido nombrados. Herbig Haro y trabajaban de forma independiente en los estudios de formación estelar cuando por primera vez analizados los objetos, y reconocieron que eran un subproducto del proceso de formación de estrellas.
Descubrimiento y la historia de observaciones
| La formación de estrellas |
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| Las clases de objetos |
| Medio interestelar Nube molecular Bok glóbulo Nebulosa oscura Objeto estelar joven Protostar Estrella T Tauri Herbig Ae / Be estrella Objeto Herbig-Haro |
| Los conceptos teóricos |
| Función de masa inicial Inestabilidad Jeans Mecanismo de Kelvin-Helmholtz Hipótesis nebular |
 Portal Estrella |
El primer objeto HH se observó en el siglo 19 por Burnham, cuando observó la estrella T Tauri con el de 36 pulgadas (910 mm) telescopio refractor en Observatorio Lick y señaló un pequeño parche de nebulosidad cerca. Sin embargo, se cataloga simplemente como una nebulosa de emisión, más tarde a ser conocido como Burnham de Nebula, y no fue reconocido como una clase distinta de objeto. Sin embargo, T Tauri se encontró que era una estrella muy joven y variables, y es el prototipo de la clase de objetos similares conocidos como Estrellas T Tauri que aún no han alcanzado un estado de equilibrio hidrostático entre colapso gravitatorio y la generación de energía a través de la fusión nuclear en sus centros.
Cincuenta años después del descubrimiento de Burnham, varias nebulosas similares fueron descubiertas que eran tan pequeñas como para ser casi de estrella como en aspecto. Tanto Haro y Herbig hicieron observaciones independientes de varios de estos objetos durante la década de 1940. Herbig también miró Nebulosa de Burnham y la encontró muestra una inusual espectro electromagnético, con prominente líneas de emisión de hidrógeno , azufre y oxígeno . Haro descubrió que todos los objetos de este tipo eran invisibles en luz infrarroja.
A raíz de sus descubrimientos independientes, Herbig Haro y se reunieron en una astronomía conferencia en Tucson, Arizona. Herbig había pagado inicialmente poca atención a los objetos que había descubierto, siendo principalmente de las estrellas cercanas, pero al oír las conclusiones de Haro se llevó a cabo estudios más detallados de ellos. El soviético astrónomo Viktor Hambardzumyan dio a los objetos de su nombre, y en base a su aparición cerca de las estrellas jóvenes (unos pocos cientos de mil años de antigüedad), sugirió que podrían representar una fase inicial en la formación de las estrellas T Tauri.
Los estudios mostraron objetos HH fueron altamente teóricos ionizados, y los primeros especularon que podría contener baja luminosidad estrellas calientes. Sin embargo, la ausencia de radiación infrarroja de la nebulosa significaba que no podía haber estrellas dentro de ellos, ya que estos se habrían emitido abundante luz infrarroja. Estudios posteriores sugirieron la nebulosa podría contener protoestrellas, pero finalmente los objetos HH llegaron a ser entendida como material expulsado de estrellas jóvenes cercanas que está colisionando en velocidades supersónicas con el ISM, con las ondas de choque resultantes generan luz visible.
En la década de 1980, las observaciones revelaron por primera vez la naturaleza de chorro como de la mayoría de los objetos HH. Esto llevó a la comprensión de que el material expulsado para formar objetos HH es altamente colimado (concentrado en chorros estrechos). Una estrella en formación es a menudo rodeada por disco de acreción en su primera pocos cientos de miles de años de existencia. Como gas cae sobre ellos, la rápida rotación de las partes internas de estos discos conduce a la emisión de chorros estrechos de gas parcialmente ionizado ( plasma ) perpendicular al disco, conocido como chorros polares. Cuando estos chorros chocan con el medio interestelar, que dan lugar a las pequeñas manchas de brillante emisión que comprenden objetos HH.
Características físicas
Emisiones electromagnéticas de los objetos HH es causada cuando ondas de choque chocan con el medio interestelar, pero sus movimientos son complicados. Las observaciones espectroscópicas de su desplazamientos Doppler indican velocidades de varios cientos de kilómetros por segundo, pero las líneas de emisión en las espectros son demasiado débiles que se han formado en este tipo de colisiones de alta velocidad. Esto sugiere que algunos de los materiales que están chocando con también se está moviendo a lo largo de la viga, aunque a una velocidad menor.
La masa total de ser expulsado para formar objetos típicos HH se estima que es del orden de 1-20 Tierra -masses, una cantidad muy pequeña de material en comparación con la masa de los propios estrellas. Las temperaturas observadas en los objetos HH son típicamente alrededor 8000-12,000 K , similar a los encontrados en otras nebulosas ionizadas tales como regiones H II y nebulosas planetarias . Tienden a ser muy denso, que van desde unos pocos miles a unas pocas decenas de miles de partículas por cm 3, en comparación con lo general menos de 1.000 / cm 3 en regiones H II y nebulosas planetarias. Objetos HH consisten principalmente de hidrógeno y helio , que representan alrededor del 75% y 25%, respectivamente, de su masa. Menos de 1% de la masa de los objetos HH se compone de más pesados elementos químicos , y las abundancias de estos son en general similares a los medidos en las inmediaciones estrellas jóvenes.
Cerca de la estrella fuente, alrededor de 20-30% del gas en los objetos HH es ionizado, pero esta proporción disminuye a distancias cada vez mayores. Esto implica que el material es ionizado en el chorro polar, y se recombina medida que se aleja de la estrella, en lugar de ser ionizado por las colisiones posteriores. Impactante en el extremo del chorro puede volver a ionizar un poco de material, sin embargo, dando lugar a "topes" brillantes en los extremos de los chorros.
Números y distribución
Más de 400 objetos individuales HH o grupos son ahora conocidos. Son ubicuos en H regiones de formación estelar II, y con frecuencia se encuentran en grandes grupos. Se observan típicamente cerca Glóbulos de Bok ( nebulosas oscuras que contienen estrellas muy jóvenes) y, a menudo emanan de ellos. Con frecuencia, varios objetos HH se observan cerca de una única fuente de energía, formando una serie de objetos a lo largo de la línea de la eje polar de la estrella madre.
El número de objetos conocidos HH ha aumentado rápidamente en los últimos años, pero todavía se piensa que es una proporción muy pequeña del estimado de hasta 150.000 en la Vía Láctea , la gran mayoría de los cuales están demasiado lejos como para ser resuelto. La mayoría de los objetos HH se encuentran dentro de 0.5 parsecs de su estrella madre, con muy pocos encontraron más de 1 unidad de distancia. Sin embargo, algunos se ven varios parsecs de distancia, tal vez dando a entender el medio interestelar no es muy densa en sus proximidades, que les permite viajar más lejos de su fuente antes de dispersarse.
Movimientos propios y la variabilidad
Las observaciones espectroscópicas de objetos HH muestran que se están alejando de las estrellas de origen, a velocidades de 100 a 1000 km / s. En los últimos años, el alto resolución óptica de Telescopio Espacial Hubble ha revelado la movimiento propio de muchos objetos HH en observaciones espaciadas varios años de diferencia. Estas observaciones han permitido también estimaciones de las distancias de algunos objetos HH a través de la expansión método de paralaje.
A medida que se alejan de la estrella madre, los objetos HH evolucionan de manera significativa, que varían en brillo en escalas de tiempo de unos pocos años. Nudos individuales dentro de un objeto pueden alegrar y desvanecerse o desaparecer por completo, mientras que los nuevos nudos se han visto aparecer. Así como los cambios causados por interacciones con el ISM, las interacciones entre los chorros se mueven a diferentes velocidades dentro de los objetos HH también causar variaciones.
La erupción de los chorros de las estrellas madre ocurre en pulsos en vez de como un flujo constante. Los pulsos pueden producir chorros de gas en movimiento en la misma dirección, pero a velocidades diferentes, y las interacciones entre los diferentes chorros de crear las llamadas "superficies de trabajo", donde las corrientes de gases chocan y se generan ondas de choque.
Contrapartes infrarrojos (MHO)
Herbig-Haro (HH) objetos asociados con estrellas muy jóvenes o protoestrellas masivas muy a menudo están ocultas a la vista en longitudes de onda ópticas de la nube de gas y polvo del que forman. Este material natal circundante puede producir decenas o incluso cientos de magnitudes visuales de disminución en longitudes de onda ópticas. Tales objetos profundamente incrustadas sólo se pueden observar en longitudes de onda infrarrojas o de radio, por lo general en las frecuencias de hidrógeno molecular caliente o tibia emisión de monóxido de carbono.
En los últimos años, las imágenes infrarrojas han revelado docenas de ejemplos de "objetos HH infrarrojos". La mayoría parecen olas de proa (similares a las olas a la cabeza de un barco), y así se les conoce generalmente como molecular "arcos de choque". Al igual que los objetos HH, estos choques supersónicos son impulsados por jets colimados de los polos opuestos de una protoestrella. Ellos Barra o "arrastran" el denso gas molecular circundante para formar un flujo continuo de material, que se conoce como una flujo bipolar. Arcos de choque infrarrojos viajan a cientos de kilómetros por segundo, calefacción de gas a cientos o incluso miles de kelvin. Debido a que están asociados con las estrellas más jóvenes, en los que la acumulación es particularmente fuerte. Arcos de choque infrarrojos se suele asociar con los jets más poderosos que sus primos HH ópticos.
La física de arcos de choque infrarrojos puede entenderse de la misma manera que el de los objetos HH, ya que estos objetos son esencialmente los mismos - es sólo las condiciones en el chorro y la nube circundante que es diferente, causando la emisión infrarroja a partir de moléculas en lugar de emisión óptica de los átomos e iones.
En 2009, el acrónimo "MHO", Molecular hidrógeno emisión de línea de objetos, fue aprobado para estos objetos por la Grupo de Trabajo de la Unión Astronómica Internacional de denominaciones, y se ha entrado en su Diccionario de Referencia en línea de nomenclatura de objetos celestes. El catálogo MHO (ver enlaces externos abajo) contiene más de 1.000 objetos.
