Herbig Object - Haro

Herbig -Haro-objekt är små fläckar av nebulosor förknippade med unga stjärnor .  De bildas när gasen som kastas ut av dessa stjärnor interagerar med närliggande moln av gas och damm med hastigheter på flera hundra kilometer per sekund. Herbig-Haro-objekt är karakteristiska för stjärnbildande regioner ; ibland observeras de nära enstaka stjärnor - långsträckta längs den senares rotationsaxel .

Herbig-Haro-objekt är tillfälliga formationer med en maximal livslängd på flera tusen år. De utvecklas nästan "framför våra ögon": på bilderna tagna även med relativt korta intervaller märks deras höga penetrationshastighet in i interstellära gasmoln bort från moderstjärnan. Hubble - observationer visar den komplexa utvecklingen av dessa regioner under en period på bara några år: medan vissa delar av dem mörknar, blir andra tvärtom ljusare och kolliderar med det klumpiga materialet i det interstellära mediet.

Dessa föremål observerades först av Sherburne Wesley Burnham i slutet av 1800-talet , men de kändes inte igen som en separat typ av emissionsnebulosor förrän på 1940 -talet . De första astronomerna som studerade dem i detalj var George Herbig och Guillermo Haro , efter vilka dessa formationer fick sitt namn. Herbig och Haro, som genomförde oberoende studier av stjärnbildning , analyserade först dessa objekt och insåg att dessa regioner är en biprodukt av stjärnbildningsprocessen.

Upptäckt och historia av observationer

För första gången observerades ett sådant föremål i slutet av 1800-talet av S. Burnham , när han nära stjärnan T Taurus , med hjälp av en 36 -tums refraktor vid Lick Observatory , märkte ett litet dimmigt moln. Vid den tiden katalogiserades detta objekt, som senare fick namnet Burnhamnebulosan , endast som en emissionsnebulosa och klassificerades inte som en separat klass av astronomiska objekt . Det visade sig dock att T Tauri  är en mycket ung och variabel stjärna som inte har nått ett tillstånd av hydrostatisk jämvikt mellan gravitationssammandragning och energigenerering i dess djup. Senare blev hon prototypen för liknande stjärnor .

Under de följande 50 åren efter Burnhams upptäckt hittades flera liknande nebulosor, så små att de nästan inte gick att skilja från stjärnor. Aro och Herbig gjorde oberoende av varandra ett antal observationer av dessa föremål under 1940-talet. Herbig, som studerade Burnhamnebulosan, fann att den hade ett ovanligt elektromagnetiskt spektrum , med väte- , svavel- och syrelinjer framträdande ; och Haro upptäckte att alla dessa objekt är osynliga i infrarött .

En tid senare träffades Herbig och Haro på en astronomikonferens i Tucson , Arizona . Ursprungligen var Herbig inte särskilt intresserad av objekten han studerade, med fokus på närliggande stjärnor, men Haros observationer intresserade honom, och han bestämde sig för att göra en mer grundlig studie av dessa områden. Den sovjetiske astronomen Viktor Ambartsumyan föreslog att de skulle kalla dem Herbig-Haro-objekt. Baserat på det faktum att de observeras runt unga stjärnor som inte är mer än några hundra tusen år gamla, antog han att de kan representera ett tidigt stadium i bildandet av T Tauri-stjärnor.

Studier har visat att Herbig-Haro- regionerna är starkt joniserade , och det föreslogs från början att de kan innehålla heta stjärnor med låg ljusstyrka . Men bristen på infraröd strålning från dessa nebulosor innebar att det inte kunde finnas några stjärnor inuti dem, eftersom stjärnorna skulle sända ut infrarött ljus. Senare gjordes ett annat antagande - att det kan finnas protostjärnor i dessa regioner , men det bekräftades inte heller. Slutligen blev det klart att Herbig-Haro-objekt bildas av materia som skjuts ut av närliggande stjärnor i ett tidigt skede av deras bildande, och kolliderar i överljudshastighet med materia från det interstellära mediet, och chockvågor gör dessa moln synliga [1] .

I början av 1980 -talet avslöjade observationer för första gången att dessa föremåls natur är förknippad med utsläpp av materia. Detta ledde till förståelsen att den utstötta materien som bildar sådana nebulosor är mycket kollimerad (sammandragen till smala strömmar). Under de första hundra tusen åren av deras existens är stjärnor ofta omgivna av ansamlingsskivor som bildas av gas som faller på dem (stjärnor), och den höga rotationshastigheten för skivans inre delar leder till utsläpp av delvis joniserad plasma riktad vinkelrätt mot skivans plan, de så kallade polära jetströmmarna . När sådana utstötningar kolliderar med materia från det interstellära mediet, bildas områden med ljus strålning , som är karakteristiska för Herbig-Haro-objekt [2] .

Fysiska egenskaper

Strålningen från Herbig-Haro-objekt orsakas av chockvågornas interaktion med det interstellära mediet, men deras rörelse är ganska komplicerad. Dopplerskiftet har använts för att bestämma utbredningshastigheten för nebulosans materia - flera hundra kilometer per sekund, men emissionslinjerna i deras spektra är för svaga för att bildas vid kollisioner i så höga hastigheter. Det betyder troligen att materia från det interstellära mediet, som materia från nebulosorna kolliderar med, också rör sig i riktning från moderstjärnan, fastän med lägre hastighet [3] .

Man antar att den totala massan av materia som utgör ett typiskt Herbig-Haro-objekt är i storleksordningen 1–20 jordmassor , vilket är mycket liten jämfört med stjärnornas massa [4] . Materiens temperatur i dessa objekt är 8 000-12 000 K , ungefär samma som i andra joniserade nebulosor - H II-regioner och planetariska nebulosor . Materiedensiteten här är högre - från flera tusen till tiotusentals partiklar per cm³, medan för H II-regioner och planetariska nebulosor denna siffra vanligtvis är mindre än 1000 partiklar/cm³ [5] . Herbig-Haro-objekt består huvudsakligen av väte och helium , med ett massförhållande på ungefär 3:1. Mindre än 1% av massan av dessa nebulosor är tunga grundämnen , vanligtvis är deras relativa förekomst ungefär lika stor som den som mäts för närliggande stjärnor [4] .

I regionerna närmast stjärnan joniseras cirka 20-30 % av gasen, men denna siffra minskar med ökande avstånd. Detta innebär att materien i de tidiga stadierna befinner sig i ett joniseringstillstånd, och när den rör sig bort från stjärnan råder rekombinationsprocessen över joniseringsprocessen (som ett resultat av kollisioner). Stötvågor vid de "framåtgående" utstötningsgränserna kan dock återjonisera en del av materialet, och som ett resultat kan vi observera ljusa kupolformade former på dessa platser.

Antal och fördelning

Hittills har mer än 400 Herbig-Haro-objekt eller deras grupper upptäckts. Dessa objekt är karakteristiska för H II-regioner där aktiv stjärnbildning sker , och observeras till och med ofta där i stora grupper. Vanligtvis kan de ses nära Bok-kulorna ( mörka nebulosor , inuti vilka mycket unga stjärnor är gömda), och ofta kommer Herbig-Haro-objekt från dem. Ofta observeras flera Herbig-Haro-objekt nära en energikälla - sedan radas de upp i en kedja längs moderstjärnans rotationsaxel.

Antalet kända Herbig-Haro-objekt har ökat dramatiskt under de senaste åren, men det tros fortfarande vara mycket litet jämfört med deras totala antal i vår galax . Enligt grova uppskattningar anges att deras antal kan nå 150 000 [6] , men de allra flesta av dem är för långt borta för att kunna observeras med moderna astronomiska medel . De flesta Herbig-Haro-objekt ligger inom 0,5 parsec från sin moderstjärna, med endast ett fåtal belägna längre än 1 parsec. I sällsynta fall kan en sådan nebulosa ses röra sig några parsek från stjärnan, vilket innebär att det är möjligt att det interstellära mediet på denna plats har en låg densitet, vilket gör att Herbig-Haro-objektet kan röra sig längre innan det försvinner.

Korrekt rörelse och variabilitet

Spektroskopidata indikerar att Herbig-Haro-objekt rör sig bort från sina moderstjärnor med hastigheter på 100 till 1000 km/s. De senaste åren har högupplösta bilder från rymdteleskopet Hubble som tagits med flera års mellanrum visat korrekt rörelse hos många Herbig-Haro-objekt. Dessa data gjorde det också möjligt att uppskatta storleken på flera sådana objekt med hjälp av expansionsparallaxmetoden (se kosmisk avståndsstege ).

På väg bort från stjärnan förändras Herbig-Haro-objekt avsevärt och deras ljusstyrka ändras under perioder på bara några år. Separata "knutar" av nebulosan kan öka eller minska deras ljusstyrka, försvinna helt eller dyka upp "från grunden". Dessa förändringar beror på växelverkan mellan materieflöden i nebulosan antingen med den kosmiska miljön eller med varandra (inne i nebulosan), om två sådana flöden rör sig med olika hastighet.

Materieutbrotten från moderstjärnan är mer av en serie utstötningar än en konstant ström. Utsläpp, som är samstyrda, kan ha olika hastigheter och interaktioner mellan olika utsläpp bildar de så kallade "arbetsytorna", där gasflöden kolliderar och bildar stötvågor .

Föräldrastjärnor

Alla stjärnor som är ansvariga för bildandet av Herbig-Haro-objekt är mycket unga, och de yngsta av dem är fortfarande protostjärnor , som bara dyker upp från den omgivande gasen. Astronomer delar in dessa stjärnor i 4 klasser: 0, I, II, III - beroende på intensiteten av deras strålning i det infraröda området [7] . Ju starkare infraröd strålning är, desto mer kall materia omger stjärnan, vilket innebär att stjärnan fortfarande är i bildningsstadiet. Denna numrering av klasser uppstår eftersom objekt av klass 0 (den yngsta) ännu inte har upptäckts, medan klasserna I, II och III redan har definierats.

Klass 0-stjärnor är bara några tusen år gamla - de är så unga att kärnfusion ännu inte har börjat i deras djup . Istället matas de av frigörandet av potentiell gravitationsenergi när materia faller på dem [8] . Fusionsreaktioner börjar i det inre av klass I-stjärnor , men gas och stoft från den omgivande nebulosan fortsätter fortfarande att falla till stjärnans yta. I detta skede är de vanligtvis gömda i täta nebulosmoln, som absorberar allt deras synliga ljus , så sådana stjärnor är bara synliga i infrarött och radio . Avsättningen av gas och damm upphör nästan helt i klass II-stjärnor , men i detta skede är de fortfarande omgivna av en ansamlingsskiva. Slutligen, i klass III-stjärnor, försvinner skivan och lämnar bara kvar ett spår.

Studier visar att cirka 80 % av stjärnorna som bildar Herbig-Haro-objekt är binära eller multipla stjärnsystem . Denna andel är mycket högre än den för stjärnor i huvudsekvensen med låg massa . Detta kan innebära att binära system har större chans att bilda ett Herbig-Haro-objekt, och det finns bevis för att de största sådana objekten bildas när flera system förfaller. Man tror att de flesta stjärnor bildar flera system, men en betydande del av dem, på grund av gravitationsinteraktioner med närliggande stjärnor och täta gasmoln, sönderfaller innan de når huvudsekvensen [9] .

Infraröda "tvillingar"

Herbig-Haro-objekt, som tillhör mycket unga stjärnor eller mycket massiva protostjärnor, är ofta dolda för observation i det synliga området av molnen av gas och damm från vilka dessa stjärnor bildas. Denna omgivande mörka materia kan dämpa synligt ljus med dussintals eller till och med hundratals gånger. Sådana dolda föremål kan endast observeras i det infraröda och radioområdet [10] genom att undersöka de spektrala komponenterna som motsvarar hett molekylärt väte (H 2 ) eller het kolmonoxid (CO).

Under de senaste åren har IR-bilder avslöjat dussintals exempel på " Herbig-Haro infraröda objekt ". De flesta av dem är i form av vågor som divergerar från fören (huvudet) på båten, så sådana formationer brukar kallas molekylära bow shock waves ( engelska  bow shocks ). Liksom Herbig-Haro-objekt kommer dessa överljudschockvågor från kollimerade strömmar av materia från protostjärnans båda poler. De sveper bokstavligen bort, eller "släpar", den täta omgivande molekylära gasen bakom dem och bildar ett konstant flöde av materia, vilket kallas bipolärt gasflöde . Infraröda stötvågor har hastigheter på flera hundra kilometer per sekund och värmer upp gasen till hundratals eller till och med tusentals kelvin . På grund av det faktum att dessa objekt är förknippade med de yngsta stjärnorna, där ackretionen är särskilt stark, genereras infraröda stötvågor av kraftigare polära strömmar än deras synliga "kollegor".

Fysiken för infraröda stötvågor liknar i grunden den som observeras i Herbig-Haro-objekt; detta är förståeligt, eftersom dessa objekt till största delen är desamma. Skillnaden här ligger bara i parametrarna som är inneboende i polära strömmar och den omgivande materien: i ett fall orsakar stötvågor atomer och joner att stråla ut i synligt ljus, och i det andra redan molekyler  i det infraröda området [11] .

Anteckningar

1. ↑ Reipurth B.; Heathcote S. 50 års studier av Herbig-Haro-objekt. Från upptäckt till Hubble, Herbig-Haro nuvarande och stjärnfödelse = 50 år av Herbig-Haro-forskning. Från upptäckt till HST, Herbig–Haro Flows and the Birth of Stars // IAU Symposium No. 182. - Kluwer Academic Publishers, 1997. - S. 3-18 .
2. ↑ Bally J.; Morse J.; Reipurth B. Stjärnfödelse , Herbig-Haro-jets, ackretion och protoplanetära skivor. Science and the Hubble Space Telescope - II = The Birth of Stars: Herbig–Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks, Science with the Hubble Space Telescope - II. — 1995.
3. ↑ Dopita M. Herbig -   Haro-objekten i GUM-nebulosan // Astronomy and Astrophysics . - EDP Sciences , 1978. - Vol. 63 , nr. 1-2 . - S. 237-241 .
4. ↑ 12 Brugel EW; Boehm KH; Mannery E. Emissionslinjespektra   för Herbig–Haro-objekt // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1981. - Vol. 47 . - S. 117-138 .
5. ↑ Bacciotti F., Eislöffel J. Jonisering och   täthet längs strålarna från Herbig–Haro-strålar // Astronomi och astrofysik . - EDP Sciences , 1999. - Vol. 342 . - s. 717-735 .
6. ↑ Giulbudagian AL Om en koppling mellan Herbig–Haro-objekt och flare stjärnor i närheten av solen. - 1984. - T. 20 . - S. 277-281 .
7. ↑ Lada CJ Stjärnbildning - från OB-associationer till protostjärnor, i stjärnbildningsregioner = Stjärnbildning - Från OB-associationer till protostjärnor, i stjärnbildande regioner // Proceedings of the Symposium, Tokyo, Japan, nov. 11–15, 1985 (A87-45601 20-90). - Dordrecht, D. Reidel Publishing Co., 1987. - P. 1-17 .
8. ↑ Andrew P.; Ward Thompson D.; Barsony M. Submillimeter   kontinuumobservationer av Rho Ophiuchi A - Kandidatprotostjärnan VLA 1623 och prestellära klumpar // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1993. - Vol. 406 . - S. 122-141 .
9. ↑ Reipurth B.; Rodriguez LF; Anglada G.; Bally J. Radio Continuum   Jets från Protostellar Objects // The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 2004. - Vol. 127 . - P. 1736-1746 .
10. ↑ Davis CJ; Eisloeffel J. Nära-infraröd avbildning i H2 av molekylära   (CO) utflöden från unga stjärnor // Astronomy and Astrophysics . - EDP Sciences , 1995. - Vol. 300 . - s. 851-869 .
11. ↑ Smith MD, Khanzadyan T., Davis CJ Anatomy of the Herbig–Haro object HH   ​7 bow shock // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . - Oxford University Press , 2003. - Vol. 339 . - s. 524-536 .

Länkar

• Katalog över HH-objekt på VizieR Arkiverad 30 juni 2021 på Wayback Machine 
• Animationer av HH-objektjetstrålar från HST-observationer Arkiverade 13 april 2021 på Wayback Machine 
• En katalog över molekylära väteemissionslinjeobjekt i utflöden från unga stjärnor: MHO-katalogen arkiverad 30 juni 2021 på Wayback Machine 

Ordböcker och uppslagsverk	Stor katalanska Britannica (online)
I bibliografiska kataloger	GND : 4381629-0 J9U : 987007532587805171 LCCN : sh97004924