Obiekt Herbiga - Haro

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Przejdź do nawigacji Przejdź do wyszukiwania
Obiekt Herbiga - Haro HH 47 , zdjęcie z teleskopu Hubble'a . Segment oznacza odległość 1000 jednostek astronomicznych (około 30-krotność średnicy Układu Słonecznego do orbity Neptuna ).

Herbig-Haro (obiekt inż. Herbig-Haro) – są to niewielkie obszary mgławic związane z młodymi gwiazdami . Powstają, gdy gaz wyrzucany przez te gwiazdy oddziałuje z pobliskimi obłokami gazu i pyłu z prędkością kilkuset kilometrów na sekundę. Obiekty Herbiga-Haro są charakterystyczne dla obszarów gwiazdotwórczych ; czasami są obserwowane w pobliżu pojedynczych gwiazd - wydłużonych wzdłuż osi obrotu tych ostatnich.

Obiekty Herbiga-Haro są formacjami tymczasowymi, ich maksymalna żywotność to kilka tysięcy lat. Rozwijają się niemal „na naszych oczach”: na zdjęciach wykonywanych nawet w stosunkowo niewielkich odstępach czasu zauważalna jest ich duża prędkość wnikania w międzygwiazdowe obłoki gazu z dala od gwiazdy macierzystej. Z obserwacji za pomocą Teleskopu Hubble'a można zaobserwować złożoną ewolucję tych obszarów na przestrzeni zaledwie kilku lat: podczas gdy niektóre z nich bledną, inne wręcz przeciwnie, stają się jaśniejsze, zderzając się z grudkowatą materią ośrodka międzygwiazdowego .

Obiekty te zostały po raz pierwszy zaobserwowane przez Sherburna Wesleya Burnhama pod koniec XIX wieku , ale nie zostały zidentyfikowane jako odrębny typ mgławicy emisyjnej aż do lat 40. XX wieku . Pierwszymi astronomami, którzy szczegółowo je zbadali, byli George Herbig i Guillermo Haro , od których imienia te formacje zostały nazwane. Herbig i Aro, prowadząc niezależne badania nad procesem powstawania gwiazd , po raz pierwszy przeanalizowali te obiekty i zdali sobie sprawę, że regiony te są produktem ubocznym procesu powstawania gwiazd .

Historia odkryć i obserwacji

Po raz pierwszy taki obiekt został zaobserwowany pod koniec XIX wieku przez S. Burnhama , kiedy zauważył mały mglisty obłok w pobliżu gwiazdy T Tauri przy użyciu 36- calowego refraktora w Obserwatorium Licka . W tamtym czasie obiekt ten, nazwany później Mgławicą Burnhama , został skatalogowany jedynie jako mgławica emisyjna i nie został przypisany do odrębnej klasy obiektów astronomicznych . Odkryto jednak, że T Tauri jest bardzo młodą i zmienną gwiazdą , która nie osiągnęła stanu równowagi hydrostatycznej między ściskaniem grawitacyjnym a wytwarzaniem energii we wnętrzu. Później stała się prototypem podobnych gwiazd .

Schemat formowania obiektów Herbig - Haro.

W ciągu następnych 50 lat po odkryciu Burnhama znaleziono kilka podobnych mgławic, tak małych, że były prawie nie do odróżnienia od gwiazd. Haro i Herbig niezależnie przeprowadzili szereg obserwacji tych obiektów w latach 40. XX wieku. Herbig, badając Mgławicę Burnham, odkrył, że ma ona niezwykłe widmo elektromagnetyczne , z widocznymi liniami wodoru , siarki i tlenu ; aro odkrył, że wszystkie te obiekty są niewidoczne w zakresie podczerwieni .

Jakiś czas później Herbig i Haro spotkali się na konferencji astronomicznej w Tucson w Arizonie . Herbig początkowo nie był zbyt zainteresowany badanymi obiektami, skupiając się na pobliskich gwiazdach, ale zainteresowały go wyniki obserwacji Aro i postanowił przeprowadzić dokładniejsze badania tych obszarów. Radziecki astronom Viktor Ambartsumyan zasugerował nazwanie ich obiektami Herbig-Haro. Ponadto, opierając się na fakcie, że są obserwowane w pobliżu młodych gwiazd, które mają mniej niż kilkaset tysięcy lat, postawił hipotezę , że mogą one reprezentować wczesne formowanie się gwiazd T Tauri.

Badania wykazały, że regiony Herbiga-Haro są silnie zjonizowane i początkowo sugerowano, że mogą zawierać gorące gwiazdy o niskiej jasności . Jednak brak promieniowania podczerwonego emanującego z tych mgławic oznaczał, że w ich wnętrzu nie mogło być żadnych gwiazd, ponieważ gwiazdy emitowałyby światło podczerwone. Później pojawiła się kolejna sugestia - że na tych obszarach mogą znajdować się protogwiazdy , ale to również nie zostało potwierdzone. Ostatecznie stało się jasne, że obiekty Herbiga-Haro powstają z materii wyrzuconej przez pobliskie gwiazdy na wczesnym etapie ich powstawania i zderzają się z prędkością ponaddźwiękową z materią ośrodka międzygwiazdowego, a fale uderzeniowe uwidaczniają te obłoki [1] .

Na początku lat 80. obserwacje po raz pierwszy ujawniły, że natura tych obiektów wiąże się z uwalnianiem materii. Doprowadziło to do zrozumienia, że ​​wyrzucona materia, która tworzy takie mgławice, jest silnie skolimowana (zredukowana do wąskich strumieni). W pierwszych kilkuset tysiącach lat swojego istnienia gwiazdy często otoczone są dyskami akrecyjnymi utworzonymi przez spadający na nie gaz (gwiazdy), a duża prędkość rotacji wewnętrznych części dysku prowadzi do wyrzutów częściowo zjonizowanej plazmy skierowanej na nie. prostopadłe do płaszczyzny dysku - tak zwane polarne strumienie odrzutowe . Gdy takie wyrzuty zderzają się z materią z ośrodka międzygwiazdowego, powstają obszary jasnego promieniowania , charakterystyczne dla obiektów Herbiga-Haro [2] .

Charakterystyka fizyczna

Obiekty Herbiga - Apo HH 1 i HH 2 znajdują się w odległości około roku świetlnego od siebie symetrycznie względem młodej gwiazdy emitującej materię wzdłuż jej osi biegunowej.

Promieniowanie obiektów Herbiga-Haro spowodowane jest oddziaływaniem fal uderzeniowych z ośrodkiem międzygwiazdowym, ale ich ruch jest dość skomplikowany. Przesunięcie Dopplera określiło prędkość propagacji materii mgławicy - kilkaset kilometrów na sekundę, ale linie emisyjne w ich widmach są zbyt słabe, aby mogły powstać podczas zderzeń przy tak dużych prędkościach. Oznacza to prawdopodobnie, że materia ośrodka międzygwiazdowego, która zderza się z materią z mgławic, również oddala się od gwiazdy macierzystej, choć z mniejszą prędkością [3] .

Zakłada się, że całkowita masa substancji, z której składa się typowy obiekt Herbiga, Aro, jest rzędu 1–20 mas Ziemi , co jest bardzo małe w porównaniu z masą gwiazd [4] . Temperatura materii w tych obiektach wynosi 8000-12000 K , mniej więcej tyle samo, co w innych mgławicach zjonizowanych - rejonach H II i mgławicach planetarnych . Gęstość materii jest tu wyższa – od kilku tysięcy do kilkudziesięciu tysięcy cząstek na cm³, podczas gdy dla rejonów H II i mgławic planetarnych liczba ta wynosi zwykle poniżej 1000 cząstek/cm³ [5] . Obiekty Herbiga-Haro składają się głównie z wodoru i helu , o stosunku mas około 3:1. Mniej niż 1% masy tych mgławic to pierwiastki ciężkie , zwykle ich względna obfitość jest w przybliżeniu równa tej zmierzonej dla pobliskich gwiazd [4] .

W rejonach najbliższych gwiazdy około 20-30% gazu jest zjonizowane, ale liczba ta maleje wraz ze wzrostem odległości. Oznacza to, że we wczesnych stadiach materia jest w stanie jonizacji, a wraz ze wzrostem odległości od gwiazdy proces rekombinacji przeważa nad procesem jonizacji (w wyniku zderzeń). Jednak fale uderzeniowe na „przednich” granicach wyrzutu mogą ponownie zjonizować część materiału, w wyniku czego możemy zaobserwować w tych miejscach jasne formy w kształcie kopuły.

Liczba i dystrybucja

Do tej pory otwarto ponad 400 obiektów Herbig-Haro lub ich grup. Obiekty te są typowe dla regionów H II , w których zachodzi aktywne formowanie się gwiazd , a nawet często są tam obserwowane w dużych grupach. Zazwyczaj można je zobaczyć w pobliżu globul Bocka ( ciemnych mgławic , wewnątrz których ukryte są bardzo młode gwiazdy), ponadto często emanują z nich obiekty Herbiga-Haro. Kilka obiektów Herbiga-Haro jest często obserwowanych w pobliżu jednego źródła energii - wtedy układają się one w łańcuch wzdłuż osi obrotu gwiazdy macierzystej.

Liczba znanych obiektów Herbiga-Haro dramatycznie wzrosła w ciągu ostatnich kilku lat, ale zakłada się, że nadal jest bardzo mała w porównaniu z ich całkowitą liczbą w naszej Galaktyce . Według przybliżonych szacunków twierdzi się, że ich liczba może osiągnąć 150 000 [6] , ale zdecydowana większość z nich jest zbyt odległa, aby można ją było obserwować współczesnymi środkami astronomicznymi . Większość obiektów Herbiga-Haro leży w odległości 0,5 parsek od swojej gwiazdy macierzystej, a tylko kilka znajduje się dalej niż 1 parsek. W rzadkich przypadkach można zobaczyć taką mgławicę, która usunęła kilka parseków z gwiazdy, co prawdopodobnie oznacza, że ​​ośrodek międzygwiazdowy w tym miejscu ma niską gęstość, pozwalając obiektowi Herbiga-Haro na dalsze przemieszczanie się, zanim się rozproszy.

Własny ruch i zmienność

Dane spektroskopowe wskazują, że obiekty Herbiga-Haro oddalają się od swoich gwiazd macierzystych z prędkością od 100 do 1000 km/s. W ostatnich latach obrazy o wysokiej rozdzielczości z teleskopu Hubble'a, wykonywane w kilkuletnich odstępach, odnotowały ruch własny wielu obiektów Herbiga-Haro. Dane te umożliwiły również oszacowanie rozmiarów kilku takich obiektów metodą paralaksy rozprężania (patrz kosmiczna drabinka odległości ).

Oddalając się od gwiazdy, obiekty Herbiga-Haro zmieniają się znacząco, a ich jasność zmienia się w okresach zaledwie kilku lat. Poszczególne „guzki” mgławicy mogą zwiększać lub zmniejszać swoją jasność, znikać całkowicie lub pojawiać się „od zera”. Zmiany te wynikają z interakcji strumieni materii mgławicowej albo ze środowiskiem kosmicznym, albo ze sobą (wewnątrz mgławicy), jeśli dwa takie strumienie poruszają się z różnymi prędkościami.

Erupcja materii z gwiazdy macierzystej jest raczej serią wyrzutów niż ciągłym strumieniem. Wyrzuty, współkierowane, mogą mieć różne prędkości, a oddziaływania między różnymi wyrzutami tworzą tzw. „powierzchnie robocze”, gdzie przepływy gazu zderzają się i tworzą fale uderzeniowe .

Gwiazdy rodzicielskie

HH 32 to jeden z najjaśniejszych obiektów w Herbigu - Haro.

Wszystkie gwiazdy, które odpowiadają za powstanie obiektów Herbiga-Haro, są bardzo młode, a najmłodsze z nich wciąż są protogwiazdami , dopiero wyłaniającymi się z otaczającego gazu. Astronomowie dzielą te gwiazdy na 4 klasy: 0, I, II, III – w zależności od natężenia ich promieniowania w zakresie podczerwieni [7] . Im silniejsze promieniowanie podczerwone, tym bardziej zimna materia otacza gwiazdę, co oznacza, że ​​gwiazda jest jeszcze w fazie formowania. Ta numeracja klas wynika z faktu, że obiekty klasy 0 (najmłodsze) nie zostały jeszcze odkryte, natomiast klasy I, II i III zostały już zdefiniowane.

Gwiazdy klasy 0 mają zaledwie kilka tysięcy lat - są tak młode, że w ich głębi jeszcze nie rozpoczęła się fuzja jądrowa . Zamiast tego są one napędzane przez uwolnienie grawitacyjnej energii potencjalnej, gdy materia opada na nie [8] . Reakcje termojądrowe zaczynają się w trzewiach gwiazd I klasy , ale gaz i pył z otaczającej mgławicy nadal spadają na powierzchnię gwiazdy. Na tym etapie zwykle ukryte są w gęstych obłokach mgławicy, która pochłania całe ich światło widzialne , więc takie gwiazdy widoczne są tylko w paśmie podczerwonym i radiowym . Osadzanie się gazu i pyłu prawie całkowicie ustaje w gwiazdach klasy II , ale na tym etapie są one nadal otoczone dyskiem akrecyjnym. Wreszcie w gwiazdach III klasy dysk znika, pozostawiając po sobie jedynie szczątkowy ślad.

Badania pokazują, że około 80% gwiazd tworzących obiekty Herbiga-Haro to układy podwójne lub wielokrotne . Odsetek ten jest znacznie wyższy niż w przypadku gwiazd o małej masie z ciągu głównego . Może to oznaczać, że pliki binarne mają większą szansę na utworzenie obiektu Herbiga-Haro, a istnieją dowody na to, że największe takie obiekty powstają, gdy rozpada się wiele systemów. Uważa się, że większość gwiazd tworzy układy wielokrotne, ale znaczna ich część, z powodu oddziaływań grawitacyjnych z pobliskimi gwiazdami i gęstymi obłokami gazu, rozpada się zanim dotrą do ciągu głównego [9] .

„bliźniaki” na podczerwień

Obraz w podczerwieni fal uderzeniowych łuku molekularnego z bipolarnych strumieni gazu w Orionie.

Obiekty Herbiga-Haro, należące do bardzo młodych gwiazd lub bardzo masywnych protogwiazd, są często ukrywane przed obserwacją w zakresie widzialnym przez obłoki gazu i pyłu, z których powstają te gwiazdy. Ta otaczająca ciemna materia może tłumić światło widzialne dziesiątki, jeśli nie setki razy. Takie ukryte obiekty można zaobserwować jedynie w pasmach podczerwieni i radiowych [10] poprzez badanie składowych widmowych odpowiadających żarzącemu się wodorowi molekularnemu (H 2 ) lub gorącemu tlenku węgla (CO).

W ostatnich latach zdjęcia w podczerwieni ujawniły dziesiątki przykładów „ obiektów podczerwonych Herbiga-Haro ”. Większość z nich ma postać fal promieniujących z nosa (głowy) łodzi, dlatego taką edukację nazywa się zwykle szokiem łukiem molekularnym ( ang. Bow shocks). Podobnie jak obiekty Herbiga-Haro, te naddźwiękowe fale uderzeniowe pochodzą z skolimowanych przepływów materii z obu biegunów protogwiazdy. Dosłownie wymiatają lub „porywają” gęsty otaczający za sobą gaz molekularny, tworząc stały przepływ materii zwany dwubiegunowym przepływem gazu . Podczerwone fale uderzeniowe mają prędkość kilkuset kilometrów na sekundę i podgrzewają gaz do setek, a nawet tysięcy kelwinów . Ze względu na to, że obiekty te kojarzą się z najmłodszymi gwiazdami, w których akrecja jest szczególnie silna, podczerwone fale uderzeniowe generowane są przez silniejsze prądy polarne niż ich widzialne odpowiedniki.

Fizyka fal uderzeniowych w podczerwieni jest w zasadzie taka sama jak ta obserwowana w obiektach Herbiga-Haro; jest to zrozumiałe, ponieważ te obiekty są w większości takie same. Różnica polega tu jedynie na parametrach właściwych przepływom polarnym i otaczającej materii: fale uderzeniowe wymuszają w jednym przypadku emisję atomów i jonów w świetle widzialnym, a w drugim molekuły już w zakresie podczerwieni [11] .

Notatki (edytuj)

  1. Reipurth B.; Heathcote S. 50 lat badania obiektów Herbiga-Haro. Od odkrycia do teleskopu Hubble'a, przepływ Herbiga-Haro i narodziny gwiazd = 50 lat Herbiga – Haro Research. Od odkrycia do HST, Herbig – Haro Flows and the Birth of Stars // Sympozjum IAU nr. 182. - Wydawnictwo Akademickie Kluwer, 1997. - S. 3-18 .
  2. Bally J.; Morse J.; Reipurth B. Narodziny gwiazdy, dżety Herbiga-Haro, akrecja i dyski protoplanetarne. Nauka i Kosmiczny Teleskop Hubble'a - II = Narodziny Gwiazd: Herbig – Dysze Haro, Dyski Akrecyjne i Protoplanetarne, Nauka z Kosmicznym Teleskopem Hubble'a - II. - 1995.
  3. Dopita M. Herbig - Apo Mgławica Gama (ang.) = Obiekty Herbiga-Haro w Mgławicy GUM // Astronomia i Astrofizyka . - EDP ​​​​Sciences , 1978 - t. 63 , nie. 1-2 . - str . 237-241 .
  4. 1 2 Brugel EW; Boehma KH; Mannery E. Widma emisyjne Herbiga-Haro (ang.) = Linia widm emisyjnych obiektów Herbiga-Haro // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1981. - Cz. 47 . - str . 117-138 .
  5. Bacciotti F., J. Eislöffel Jonizacja i strumienie gęstości wzdłuż obiektów w Herbig-Apo (Eng.) = Jonizacja i gęstość wzdłuż wiązek dżetów Herbiga-Haro // Astronomia i Astrofizyka . - EDP ​​​​Sciences , 1999. - Cz. 342 . - str . 717-735 .
  6. Giulbudagian AL O związku obiektów Herbig – Haro z rozbłyskami w sąsiedztwie Słońca. - 1984 .-- T.20 . - S. 277-281 .
  7. Lada CJ Формирование звёзд — от OB-ассоциаций до протозвёзд, в областях звездообразования = Star formation - From OB associations to protostars, in Star forming regions // Proceedings of the Symposium, Tokyo, Japan, Nov. 11–15, 1985 (A87-45601 20-90). — Dordrecht, D. Reidel Publishing Co., 1987. — С. 1—17 .
  8. Andre P.; Ward-Thompson D.; Barsony M. Субмиллиметровые спектральные наблюдения звезды ρ Змееносца A — Кандидат в протозвёзды VLA 1623 и дозвёздные скопления (англ.) = Submillimeter continuum observations of Rho Ophiuchi A - The candidate protostar VLA 1623 and prestellar clumps // The Astrophysical Journal . — IOP Publishing , 1993. — Vol. 406 . — P. 122—141 .
  9. Reipurth B.; Rodríguez LF; Anglada G.; Bally J. Радиоизлучающие выбросы из протозвёздных объектов (англ.) = Radio Continuum Jets from Protostellar Objects // The Astronomical Journal . — IOP Publishing , 2004. — Vol. 127 . — P. 1736—1746 .
  10. Davis CJ; Eisloeffel J. Визуализация в ближней инфракрасной области молекул H2 по потокам молекул (CO), исходящих от молодых звёзд (англ.) = Near-infrared imaging in H2 of molecular (CO) outflows from young stars // Astronomy and Astrophysics . — EDP Sciences , 1995. — Vol. 300 . — P. 851—869 .
  11. Smith MD, Khanzadyan T., Davis CJ Анатомия головной ударной волны в объекте Хербига — Аро HH 7 (англ.) = Anatomy of the Herbig–Haro object HH 7 bow shock // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . — Oxford University Press , 2003. — Vol. 339 . — P. 524—536 .

Ссылки