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Herbig-Haro objeto

Assuntos Relacionados: Espaço (Astronomia)

Informações de fundo

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Herbig-Haro HH47 objeto, imaginada pelo Telescópio Espacial Hubble . A barra de escala representa 1000 Unidades Astronômicas, cerca de 20 vezes o tamanho do nosso sistema solar .

Objetos Herbig-Haro (HH) são pequenas manchas de nebulosidade associada com recém-nascidos estrelas , e são formadas quando jatos estreitos do gás ejetados por estrelas jovens colidem com as nuvens de gás e poeira nas proximidades em velocidades de centenas de quilômetros por segundo. Objetos Herbig-Haro são onipresentes em regiões estrela-formação, e vários são muitas vezes vistos em torno de uma única estrela, alinhado com a sua eixo de rotação.

Objetos HH são fenômenos transitórios, durando não mais do que alguns milhares de anos. Eles podem evoluir visivelmente em escalas de tempo muito curtos como eles se movem rapidamente longe de sua estrela-mãe para as nuvens de gás do espaço interestelar (o interestelar médio ou ISM). Telescópio Espacial Hubble observações revelaram a evolução complexo de objetos HH durante o período de alguns anos, como partes do desbotamento nebulosa enquanto outros iluminar como eles colidem com o material agrupado do meio interestelar.

Os objetos foram observadas pela primeira vez no final do século 19 pelo Sherburne Wesley Burnham, mas não foram reconhecidos como sendo um tipo distinto de nebulosa de emissão até a década de 1940. Os primeiros astrônomos a estudá-los em detalhes foram George Herbig e Guillermo Haro, após os quais eles foram nomeados. Herbig Haro e estavam trabalhando de forma independente em estudos de formação de estrela quando analisaram primeiro os objetos, e reconheceu que eles eram um subproduto do processo de formação de estrelas.

Descoberta e história de observações

HH objetos HH1 e HH2 mentira sobre um ano-luz de distância, simetricamente oposto uma estrela jovem que está a ejectar material ao longo do seu eixo polar

O primeiro objeto HH foi observada no final do século 19 por Burnham, quando ele observou a estrela T Tauri com o de 36 polegadas (910 mm) telescópio refrator em Observatório Lick e notou um pequeno pedaço de nebulosidade nas proximidades. No entanto, ele foi catalogado meramente como uma nebulosa de emissão, que mais tarde se tornando conhecido como Burnham de Nebulosa, e não foi reconhecida como uma classe distinta de objeto. No entanto, T Tauri foi encontrado para ser um novo e muito variável estrela, e é o protótipo da classe de objectos semelhantes conhecidas como Estrelas T Tauri, que ainda têm de chegar a um estado de equilíbrio hidrostático entre colapso gravitacional e geração de energia por meio de a fusão nuclear em seus centros.

Cinquenta anos depois da descoberta de Burnham, várias nebulosas semelhantes foram descobertos, que foram tão pequeno que é quase star-como na aparência. Ambos Haro e Herbig fez observações independentes de vários desses objetos durante a década de 1940. Herbig também olhou para Nebulosa de Burnham e achei que era exibida uma invulgar espectro eletromagnético, com destaque linhas de emissão de hidrogênio , enxofre e oxigênio . Haro descobriram que todos os objetos desse tipo eram invisíveis em luz infravermelha.

Seguindo suas descobertas independentes, Herbig Haro e se conheceram em uma astronomia conferência em Tucson, Arizona. Herbig tinha inicialmente dado pouca atenção aos objetos que ele tinha descoberto, sendo principalmente preocupado com as estrelas próximas, mas ao ouvir as descobertas de Haro realizou estudos mais detalhados dos mesmos. A Soviética astrônomo Viktor Hambardzumyan deu os objetos de seu nome, e com base em sua ocorrência perto de estrelas jovens (alguns cem mil anos), sugeriu que eles podem representar um estágio inicial na formação de estrelas T Tauri.

Estudos mostraram objectos HH foram altamente teóricos ionizados, e início especulado que pode conter de baixa luminosidade estrelas quentes. No entanto, a ausência de radiação infravermelha da nebulosa significava que não poderia haver estrelas dentro deles, uma vez que estes teriam a luz infravermelha emitida abundante. Estudos posteriores sugeriram a nebulosa pode conter proto-estrelas, mas os objetos eventualmente HH passou a ser entendido como material ejetado nas proximidades jovens estrelas que está colidindo em velocidades supersônicas com o ISM, com as ondas de choque resultantes gerando luz visível.

No início de 1980, observações revelaram pela primeira vez a natureza jet-like da maioria dos objetos HH. Isto levou à compreensão de que o material ejectado para formar objectos HH é altamente colimada (concentrado em jatos estreitos). A estrela que forma é muitas vezes rodeado por disco de acreção em seu primeiro algumas centenas de milhares de anos de existência. Como o gás cai sobre eles, a rotação rápida das partes internas destes discos leva à emissão de jactos de gás estreitos parcialmente ionizados ( plasma ) perpendicular ao disco, conhecida como jatos polares. Quando estes jatos colidem com o meio interestelar, eles dão origem às pequenas manchas de brilhante emissão que compreendem objetos HH.

Características físicas

Diagrama esquemático de como surgem objetos HH

Emissão eletromagnética de objetos HH é causado quando ondas de choque colidem com o meio interestelar, mas seus movimentos são complicados. As observações espectroscópicas da sua doppler turnos indicam velocidades de várias centenas de quilômetros por segundo, mas as linhas de emissão naqueles espectros são fracos demais para ter sido formado em tais colisões de alta velocidade. Isto sugere que uma parte do material de que são colidir com também está se movendo ao longo da viga, embora a uma velocidade inferior.

A massa total a ser ejectado de modo a formar objectos típicos HH é estimada ser da ordem de 1-20 Terra -masses, uma quantidade muito pequena de material em comparação com a massa das próprias estrelas. As temperaturas observadas em objectos HH são tipicamente de cerca de 8000-12,000 K , semelhantes aos encontrados em outras nebulosas ionizada, tais como regiões H II e nebulosas . Eles tendem a ser bastante denso, que vão desde alguns milhares a algumas dezenas de milhares de partículas por cm 3, em comparação com geralmente menos do que 1000 / cm 3 em regiões H II e nebulosas. Objetos HH consistem principalmente de hidrogênio e hélio , que representam cerca de 75% e 25%, respectivamente, da sua massa. Menos do que 1% da massa dos objectos hh é composta por mais pesados elementos químicos , e as abundâncias destes são geralmente semelhantes aos medidos nas proximidades estrelas jovens.

Perto da fonte de estrela, cerca de 20-30% do gás em objectos HH é ionizado, mas esta proporção diminui a distâncias crescentes. Isto implica que o material é ionizado no jacto polar, e recombina medida que se afasta da estrela, em vez de serem ionizados por colisões posteriores. Chocante no final do jacto pode re-ionizar algum material, no entanto, dar origem a "caps" brilhantes nas extremidades dos jactos.

Números e distribuição

Ejetado episodicamente por jovens estrelas como salvas de canhão, os lóbulos brilhantemente brilhantes viajar pelo espaço a mais de 700.000 quilômetros por hora.

Mais de 400 objetos HH individuais ou grupos são agora conhecidos. Eles são onipresentes em regiões HII de formação de estrelas, e são freqüentemente encontrados em grandes grupos. Eles são tipicamente observado perto (Glóbulos de Bok nebulosas escuras que contêm estrelas muito jovens) e, muitas vezes emanar delas. Frequentemente, vários objectos HH são vistos perto de uma fonte de energia única, formando uma série de objectos ao longo da linha do eixo polar da estrela-mãe.

O número de objetos HH conhecidos tem aumentado rapidamente nos últimos anos, mas ainda é pensado para ser uma proporção muito pequena da estimativa de até 150 mil na Via Láctea , a grande maioria dos quais estão muito longe de ser resolvido. A maioria dos objetos HH se encontram dentro 0,5 parsecs de sua estrela-mãe, com muito poucos encontraram mais de 1 pc de distância. No entanto, alguns são vistos vários parsecs de distância, talvez implicando o meio interestelar não é muito densa nas suas imediações, permitindo-lhes viajar mais de sua fonte antes de se dispersar.

Movimentos próprios e variabilidade

Imagens tiradas em cinco anos revelam o movimento de material em HH objeto HH47.

As observações espectroscópicas de objetos HH mostrar que eles estão se afastando das estrelas de origem a velocidades de 100 a 1000 km / s. Nos últimos anos, a alta resolução óptica do Telescópio Espacial Hubble revelou o movimento próprio de muitos objetos HH em observações espaçadas vários anos de diferença. Estas observações também permitiram que as estimativas das distâncias de alguns objetos HH via expansão método de paralaxe.

Como eles se movem para longe da estrela-mãe, objetos HH evoluir significativamente, variando de luminosidade em escalas de tempo de alguns anos. Nós individuais dentro de um objeto pode iluminar e desaparecer ou desaparecer completamente, enquanto têm sido vistos novos nós a aparecer. Bem como as alterações causadas por interações com o ISM, as interações entre jatos movendo-se a velocidades diferentes dentro de objetos HH também causam variações.

A erupção de jatos das estrelas-mãe ocorre em pulsos, e não como um fluxo constante. Os pulsos podem produzir jactos de gás em movimento na mesma direcção, mas a velocidades diferentes, e as interacções entre os diferentes jactos de criar os chamados "" superfícies de trabalho, em que os fluxos de gases colidem e geram ondas de choque.

Homólogos infravermelhos (mhos)

Imagem infravermelha de choques arco moleculares (MHO 27) associados saídas bipolares em Orion. Crédito: UKIRT / Centro Comum de Astronomia

Herbig-Haro (HH) objetos associados com estrelas muito jovens ou proto-estrelas muito maciças são muitas vezes escondidas da vista em comprimentos de onda ópticos por a nuvem de gás e poeira a partir da qual se formam. Este material natal circundante pode produzir dezenas ou mesmo centenas de magnitudes visuais de diminuição em comprimentos de onda ópticos. Tais objetos profundamente enraizadas só pode ser observada em comprimentos de onda infravermelhos ou de rádio, geralmente nas frequências de hidrogênio molecular quente ou emissão de monóxido de carbono quente.

Nos últimos anos, as imagens infravermelhas revelaram dezenas de exemplos de "objectos" HH infravermelhos. Mais parecido com ondas de proa (semelhantes às ondas na cabeça de um navio), e por isso são geralmente referidos como molecular "arco choques". Como objetos HH, estes choques supersónicos são impulsionados por jatos colimados de os pólos opostos de uma protoestrela. Eles varrer ou "arrastar" o gás molecular densa circundante, para formar um fluxo contínuo de material, o qual é referido como um saída bipolar. Choques arco infravermelhos viajar a centenas de quilômetros por segundo, aquecimento a gás para centenas ou mesmo milhares de kelvin. Porque eles são associados com as estrelas mais jovens, onde acreção é particularmente forte. Choques arco infravermelhos são normalmente associados com jatos mais poderosos do que os seus primos HH ópticos.

A física de choques arco infravermelhos pode ser entendida da mesma forma que o de objetos HH, uma vez que esses objetos são essencialmente os mesmos - é apenas as condições do jato e da nuvem circundante que são diferentes, causando emissão de infravermelho a partir de moléculas, em vez de emissão óptica de átomos e íons.

Em 2009, a sigla "MHO", por Molecular Hidrogênio-line de emissão Object, foi aprovado para esses objetos por parte do Grupo de Trabalho da União Astronómica Internacional das Denominações, e foi inserido em seu dicionário on-line de referência de Nomenclatura de Objetos Celestes. O catálogo MHO (veja os links externos abaixo) contém mais de 1000 objetos.

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