Obiect Iarbă - Haro

Versiunea actuală a paginii nu a fost încă examinată de colaboratori experimentați și poate diferi semnificativ de versiunea revizuită la 15 martie 2022; verificarea necesită 1 editare .

Obiectele Herbig -Haro sunt mici pete de nebuloase asociate cu stele tinere .  Ele se formează atunci când gazul ejectat de aceste stele interacționează cu norii de gaz și praf din apropiere, la viteze de câteva sute de kilometri pe secundă. Obiectele Herbig-Haro sunt caracteristice regiunilor de formare a stelelor ; uneori sunt observate în apropierea stelelor unice - alungite de-a lungul axei de rotație a acestora din urmă.

Obiectele Herbig-Haro sunt formațiuni temporare cu o durată de viață maximă de câteva mii de ani. Ele se dezvoltă aproape „în fața ochilor noștri”: în imaginile realizate chiar și la intervale relativ scurte, se remarcă viteza lor mare de pătrundere în norii interstelari de gaz departe de steaua părinte. Observațiile Hubble arată evoluția complexă a acestor regiuni pe o perioadă de doar câțiva ani: în timp ce unele părți din ele se estompează, altele, dimpotrivă, devin mai strălucitoare, ciocnindu-se cu materia noduloasă a mediului interstelar.

Aceste obiecte au fost observate pentru prima dată de Sherburne Wesley Burnham la sfârșitul secolului al XIX-lea , dar nu au fost recunoscute ca tip separat de nebuloase cu emisie până în anii 1940 . Primii astronomi care le-au studiat în detaliu au fost George Herbig și Guillermo Haro , după care au fost numite aceste formațiuni. Herbig și Haro, efectuând studii independente despre formarea stelelor , au analizat mai întâi aceste obiecte și au realizat că aceste regiuni sunt un produs secundar al procesului de formare a stelelor.

Descoperirea și istoria observațiilor

Pentru prima dată un astfel de obiect a fost observat la sfârșitul secolului al XIX-lea de către S. Burnham , când în apropierea stelei T Taurus , folosind un refractor de 36 de inci la Observatorul Lick , a observat un nor mic de ceață. La acea vreme, acest obiect, numit mai târziu Nebuloasa Burnham , a fost catalogat doar ca o nebuloasă de emisie și nu a fost clasificat ca o clasă separată de obiecte astronomice . S-a constatat însă că T Tauri  este o stea foarte tânără și variabilă care nu a atins o stare de echilibru hidrostatic între contracția gravitațională și generarea de energie în adâncurile sale. Mai târziu, ea a devenit prototipul unor stele similare .

În următorii 50 de ani după descoperirea lui Burnham, au fost găsite mai multe nebuloase similare, atât de mici încât aproape că nu se distingeau de stele. Aro și Herbig au făcut în mod independent o serie de observații ale acestor obiecte în anii 1940. Herbig, studiind Nebuloasa Burnham, a descoperit că aceasta avea un spectru electromagnetic neobișnuit, cu linii de hidrogen , sulf și oxigen proeminente ; iar Haro a descoperit că toate aceste obiecte sunt invizibile în infraroșu .

Un timp mai târziu, Herbig și Haro s-au întâlnit la o conferință de astronomie în Tucson , Arizona . Inițial, Herbig nu a fost foarte interesat de obiectele pe care le-a studiat, concentrându-se pe stelele din apropiere, dar observațiile lui Haro l-au interesat și a decis să efectueze un studiu mai amănunțit al acestor zone. Astronomul sovietic Viktor Ambartsumyan a sugerat să le numească obiecte Herbig-Haro. De asemenea, pe baza faptului că ele sunt observate în jurul stelelor tinere vechi de cel mult câteva sute de mii de ani, el a emis ipoteza că ar putea reprezenta o etapă incipientă în formarea stelelor T Tauri.

Studiile au arătat că regiunile Herbig-Haro sunt puternic ionizate și inițial s-a sugerat că ar putea conține stele fierbinți și cu luminozitate scăzută. Cu toate acestea, lipsa radiației infraroșii provenind de la aceste nebuloase a însemnat că în interiorul lor nu ar putea exista stele, deoarece stelele ar emite lumină infraroșie. Mai târziu, s-a făcut o altă presupunere - că ar putea exista protostele în aceste regiuni , dar nici nu a fost confirmată. În cele din urmă, a devenit clar că obiectele Herbig-Haro sunt formate din materia ejectată de stelele din apropiere într-un stadiu incipient al formării lor și care se ciocnesc cu viteză supersonică cu materia mediului interstelar, iar undele de șoc fac acești nori vizibili [1] .

La începutul anilor 1980, observațiile au relevat pentru prima dată că natura acestor obiecte este asociată cu emisiile de materie. Acest lucru a condus la înțelegerea faptului că materia ejectată care formează astfel de nebuloase este foarte colimată (contractată în fluxuri înguste). În primele câteva sute de mii de ani de existență, stelele sunt adesea înconjurate de discuri de acreție formate din gazul care cade pe ele (stele), iar viteza mare de rotație a părților interne ale discului duce la emisii de plasmă parțial ionizată direcționată perpendicular pe planul discului, așa-numitele curente cu jet polar . Când astfel de ejecta se ciocnește cu materia din mediul interstelar, se formează zone de radiații strălucitoare , care sunt caracteristice obiectelor Herbig-Haro [2] .

Caracteristici fizice

Radiația obiectelor Herbig-Haro este cauzată de interacțiunea undelor de șoc cu mediul interstelar, dar mișcarea lor este destul de complicată. Deplasarea Doppler a fost folosită pentru a determina viteza de propagare a materiei nebulare - câteva sute de kilometri pe secundă, dar liniile de emisie din spectrele lor sunt prea slabe pentru a fi formate în coliziuni la viteze atât de mari. Aceasta înseamnă, probabil, că materia mediului interstelar, cu care se ciocnește materia din nebuloase, se mișcă și în direcția față de steaua părinte, deși cu o viteză mai mică [3] .

Se presupune că masa totală de materie care alcătuiește un obiect tipic Herbig-Haro este de ordinul a 1–20 de mase Pământului , ceea ce este foarte mic în comparație cu masa stelelor [4] . Temperatura materiei din aceste obiecte este de 8.000-12.000 K , aproximativ aceeași ca și în alte nebuloase ionizate - regiunile H II și nebuloasele planetare . Densitatea materiei aici este mai mare - de la câteva mii la zeci de mii de particule pe cm³, în timp ce pentru regiunile H II și nebuloasele planetare această cifră este de obicei mai mică de 1000 de particule/cm³ [5] . Obiectele Herbig-Haro sunt compuse în principal din hidrogen și heliu , cu un raport de masă de aproximativ 3:1. Mai puțin de 1% din masa acestor nebuloase sunt elemente grele , de obicei abundența lor relativă este aproximativ egală cu cea măsurată pentru stelele din apropiere [4] .

În regiunile cele mai apropiate de stele, aproximativ 20-30% din gaz este ionizat, dar această cifră scade odată cu creșterea distanței. Aceasta înseamnă că în stadiile incipiente materia se află într-o stare de ionizare, iar pe măsură ce se îndepărtează de stea, procesul de recombinare prevalează asupra procesului de ionizare (ca urmare a ciocnirilor). Cu toate acestea, undele de șoc la limitele de ejecție „înainte” pot reioniza o parte din material și, ca urmare, putem observa forme strălucitoare în formă de cupolă în aceste locuri.

Numărul și distribuția

Până în prezent, au fost descoperite peste 400 de obiecte Herbig-Haro sau grupurile acestora. Aceste obiecte sunt caracteristice regiunilor H II în care are loc formarea de stele active și sunt chiar adesea observate acolo în grupuri mari. De obicei, ele pot fi văzute lângă globulele Bok ( nebuloase întunecate , în interiorul cărora sunt ascunse stele foarte tinere), și adesea obiecte Herbig-Haro provin din ele. Adesea, mai multe obiecte Herbig-Haro sunt observate în apropierea unei surse de energie - apoi se aliniază într-un lanț de-a lungul axei de rotație a stelei părinte.

Numărul de obiecte cunoscute Herbig-Haro a crescut dramatic în ultimii ani, dar se crede că este încă foarte mic în comparație cu numărul lor total din galaxia noastră . Potrivit estimărilor aproximative, se afirmă că numărul lor poate ajunge la 150.000 [6] , dar marea majoritate a acestora sunt prea departe pentru a fi observate prin mijloace astronomice moderne . Cele mai multe obiecte Herbig-Haro se află la 0,5 parsec de steaua lor părinte, doar câteva dintre ele fiind situate mai departe de 1 parsec. În cazuri rare, o astfel de nebuloasă poate fi văzută mișcându-se câțiva parsecs de la stea, ceea ce înseamnă că este posibil ca mediul interstelar din acest loc să aibă o densitate scăzută, permițând obiectului Herbig-Haro să se miște mai departe înainte de a se disipa.

Mișcare și variabilitate corespunzătoare

Datele spectroscopice indică faptul că obiectele Herbig-Haro se îndepărtează de stelele lor părinte la viteze de 100 până la 1000 km/s. În ultimii ani, imaginile de înaltă rezoluție de la telescopul spațial Hubble luate la câțiva ani la distanță au arătat mișcarea corectă a multor obiecte Herbig-Haro. Aceste date au făcut posibilă, de asemenea, estimarea dimensiunilor mai multor astfel de obiecte folosind metoda paralaxei de expansiune (vezi scara distanței cosmice ).

Îndepărtându-se de stea, obiectele Herbig-Haro se schimbă semnificativ, iar luminozitatea lor se modifică pe perioade de doar câțiva ani. „Noduri” separate ale nebuloasei pot crește sau scădea luminozitatea acestora, pot dispărea complet sau pot apărea „de la zero”. Aceste modificări se datorează interacțiunii fluxurilor de materie din nebuloasă fie cu mediul cosmic, fie între ele (în interiorul nebuloasei), dacă două astfel de fluxuri se mișcă cu viteze diferite.

Erupțiile de materie din steaua părinte sunt mai mult o serie de ejecții decât un flux constant. Emisiile, fiind co-dirijate, pot avea viteze diferite, iar interacțiunile dintre diferite emisii formează așa-numitele „suprafețe de lucru”, unde fluxurile de gaz se ciocnesc și formează unde de șoc .

Vedete părinte

Toate stelele care sunt responsabile pentru formarea obiectelor Herbig-Haro sunt foarte tinere, iar cele mai tinere dintre ele sunt încă protostele , care ies doar din gazul din jur. Astronomii împart aceste stele în 4 clase: 0, I, II, III - în funcție de intensitatea radiației lor în domeniul infraroșu [7] . Cu cât radiația infraroșie este mai puternică, cu atât mai multă materie rece înconjoară steaua, ceea ce înseamnă că steaua este încă în stadiul de formare. Această numerotare a claselor are loc deoarece obiectele din clasa 0 (cel mai mic) nu au fost încă descoperite, în timp ce clasele I, II și III au fost deja definite.

Stelele din clasa 0 au doar câteva mii de ani - sunt atât de tinere încât fuziunea nucleară nu a început încă în adâncul lor . În schimb, ele sunt alimentate prin eliberarea de energie potențială gravitațională atunci când materia cade asupra lor [8] . Reacțiile de fuziune încep în interiorul stelelor de clasa I , dar gazul și praful din nebuloasa din jur continuă să cadă la suprafața stelei. În această etapă, ele sunt de obicei ascunse în nori denși de nebuloasă, care absoarbe toată lumina lor vizibilă , astfel încât astfel de stele sunt vizibile doar în infraroșu și radio . Depunerea de gaz și praf se oprește aproape complet în stelele de clasa a II-a , dar în acest stadiu sunt încă înconjurate de un disc de acreție. În cele din urmă, la stelele de clasa a III-a, discul dispare, lăsând în urmă doar o urmă reziduală.

Studiile arată că aproximativ 80% dintre stelele care formează obiectele Herbig-Haro sunt sisteme binare sau multiple . Acest procent este mult mai mare decât cel al stelelor de secvență principală cu masă mică . Acest lucru poate însemna că sistemele binare au o șansă mai mare de a forma un obiect Herbig-Haro și există dovezi că cele mai mari astfel de obiecte se formează atunci când mai multe sisteme se degradează. Se crede că majoritatea stelelor formează mai multe sisteme, dar o parte semnificativă din ele, datorită interacțiunilor gravitaționale cu stelele din apropiere și norii denși de gaz, se degradează înainte ca acestea să atingă secvența principală [9] .

„Gemeni” cu infraroșu

Obiectele Herbig-Haro, care aparțin unor stele foarte tinere sau protostele foarte masive, sunt adesea ascunse de observare în domeniul vizibil de norii de gaz și praf din care sunt formate aceste stele. Această materie întunecată din jur poate atenua lumina vizibilă de zeci sau chiar de sute de ori. Astfel de obiecte ascunse pot fi observate numai în intervalele infraroșu și radio [10] prin examinarea componentelor spectrale corespunzătoare hidrogenului molecular fierbinte (H 2 ) sau monoxidului de carbon fierbinte (CO).

În ultimii ani, imaginile IR au dezvăluit zeci de exemple de „ obiecte în infraroșu Herbig-Haro ”. Cele mai multe dintre ele sunt sub formă de valuri divergente de la prova (capul) ambarcațiunii, astfel încât astfel de formațiuni sunt de obicei numite unde de șoc moleculare de arc ( în engleză  bow shocks ). La fel ca obiectele Herbig-Haro, aceste unde de șoc supersonice provin din fluxuri de materie colimate de la ambii poli ai protostelei. Ele mătură literalmente, sau „trag”, gazul molecular dens din jurul lor, formând un flux constant de materie, care se numește flux de gaz bipolar . Undele de șoc în infraroșu au viteze de câteva sute de kilometri pe secundă și încălzesc gazul la sute sau chiar mii de kelvin . Datorită faptului că aceste obiecte sunt asociate cu cele mai tinere stele, la care acreția este deosebit de puternică, undele de șoc în infraroșu sunt generate de curenți polari mai puternici decât „colegii” lor vizibili.

Fizica undelor de șoc în infraroșu este practic similară cu cea observată la obiectele Herbig-Haro; acest lucru este de înțeles, deoarece aceste obiecte sunt în cea mai mare parte la fel. Diferența aici este doar în parametrii inerenți curenților polari și materiei înconjurătoare: într-un caz, undele de șoc fac ca atomii și ionii să radieze în lumină vizibilă, iar în celălalt, deja molecule  , în intervalul infraroșu [11] .

Note

  1. ↑ Reipurth B.; Heathcote S. 50 de ani de studiu a obiectelor Herbig-Haro. De la descoperire la Hubble, curentul Herbig-Haro și nașterea stelei = 50 de ani de cercetare Herbig-Haro. De la descoperire la HST, fluxurile Herbig–Haro și nașterea stelelor // Simpozionul IAU nr. 182. - Kluwer Academic Publishers, 1997. - P. 3-18 .
  2. ↑ Bally J.; Morse J.; Reipurth B. Nașterea stelei, jeturile Herbig-Haro, discurile de acreție și protoplanetare. Știința și telescopul spațial Hubble - II = The Birth of Stars: Herbig–Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks, Science with the Hubble Space Telescope - II. — 1995.
  3. ↑ Dopita M. The Herbig   –Haro objects in the GUM Nebula // Astronomie and Astrophysics . - Științe EDP , 1978. - Vol. 63 , nr. 1-2 . - P. 237-241 .
  4. ↑ 12 Brugel EW; Boehm KH; Mannery E. Spectre de linii de emisie   ale obiectelor Herbig–Haro // The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 1981. - Vol. 47 . - P. 117-138 .
  5. ↑ Bacciotti F., Eislöffel J. Ionizare și   densitate de-a lungul fasciculelor de jeturi Herbig–Haro // Astronomie și astrofizică . - Științe EDP , 1999. - Vol. 342 . - P. 717-735 .
  6. ↑ Giulbudagian AL Despre o conexiune între obiectele Herbig–Haro și stelele erupții din vecinătatea soarelui. - 1984. - T. 20 . - S. 277-281 .
  7. ↑ Lada CJ Star formation - from OB associations to protostars, in star formation regions = 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. - P. 1-17 .
  8. ↑ Andrew P.; Ward Thompson D.; Barsony M. Observații continue submilimetrice   ale lui Rho Ophiuchi A - Protostarul candidat VLA 1623 și pâlcuri prestelare // The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 1993. - Vol. 406 . - P. 122-141 .
  9. ↑ Reipurth B.; Rodriguez LF; Anglada G.; Bally J.  Jeturi Radio Continuum din obiecte protostelare //  The Astronomical Journal . - Editura IOP , 2004. - Vol. 127 . - P. 1736-1746 .
  10. ↑ Davis CJ; Eisloeffel J. Imagistica în infraroșu apropiat în H2 a fluxurilor moleculare   (CO) din stele tinere // Astronomie și Astrofizică . - Științe EDP , 1995. - Vol. 300 . - P. 851-869 .
  11. ↑ Smith MD, Khanzadyan T., Davis CJ Anatomia obiectului Herbig–Haro HH   ​​7 bow shock // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . - Oxford University Press , 2003. - Vol. 339 . - P. 524-536 .

Link -uri

  Accesați articolul Wikidata  Dicționare și enciclopedii
În cataloagele bibliografice
 mediu interstelar
Componente
Nebuloase
Regiunile de formare a stelelor
Formațiuni circumstelare
RadiațiaVânt stelar