Herbig Object - Haro

Den aktuelle version af siden er endnu ikke blevet gennemgået af erfarne bidragydere og kan afvige væsentligt fra den version , der blev gennemgået den 15. marts 2022; verifikation kræver 1 redigering .

Herbig -Haro-objekter er små pletter af tåger forbundet med unge stjerner .  De dannes, når den gas, som disse stjerner udsender, interagerer med nærliggende skyer af gas og støv med hastigheder på flere hundrede kilometer i sekundet. Herbig-Haro-objekter er karakteristiske for stjernedannende områder ; nogle gange observeres de nær enkeltstjerner - langstrakte langs sidstnævntes rotationsakse .

Herbig-Haro-objekter er midlertidige formationer med en maksimal levetid på flere tusinde år. De udvikler sig næsten "for øjnene af os": På billederne, der tages selv med relativt korte intervaller, er deres høje penetrationshastighed i interstellare gasskyer væk fra moderstjernen mærkbar. Hubble - observationer viser den komplekse udvikling af disse regioner over en periode på blot et par år: Mens nogle dele af dem dæmpes, bliver andre tværtimod lysere og kolliderer med det klumpede stof i det interstellare medium.

Disse objekter blev først observeret af Sherburne Wesley Burnham i slutningen af ​​det 19. århundrede , men de blev ikke anerkendt som en separat type emissionståger før i 1940'erne . De første astronomer til at studere dem i detaljer var George Herbig og Guillermo Haro , efter hvem disse formationer blev opkaldt. Herbig og Haro, der udførte uafhængige undersøgelser af stjernedannelse , analyserede først disse objekter og indså, at disse områder er et biprodukt af stjernedannelsesprocessen.

Opdagelse og historie af observationer

For første gang blev et sådant objekt observeret i slutningen af ​​det 19. århundrede af S. Burnham , da han i nærheden af ​​stjernen T Taurus , ved hjælp af en 36 -tommer refraktor ved Lick Observatory , bemærkede en lille tåget sky. På det tidspunkt blev dette objekt, senere navngivet Burnham-tågen , kun katalogiseret som en emissionståge og blev ikke klassificeret som en separat klasse af astronomiske objekter . Det blev dog fundet, at T Tauri  er en meget ung og variabel stjerne , der ikke har nået en tilstand af hydrostatisk ligevægt mellem gravitationssammentrækning og energigenerering i dens dybder. Senere blev hun prototypen på lignende stjerner .

I løbet af de næste 50 år efter Burnhams opdagelse blev der fundet flere lignende tåger, så små, at de næsten ikke kunne skelnes fra stjerner. Aro og Herbig lavede uafhængigt af hinanden en række observationer af disse genstande i løbet af 1940'erne. Herbig, der studerede Burnham-tågen, fandt ud af, at den havde et usædvanligt elektromagnetisk spektrum , med brint- , svovl- og iltlinjer fremtrædende ; og Haro opdagede, at alle disse objekter er usynlige i det infrarøde .

Nogen tid senere mødtes Herbig og Haro til en astronomikonference i Tucson , Arizona . I starten var Herbig ikke særlig interesseret i de objekter, han studerede, med fokus på nærliggende stjerner, men Haros observationer interesserede ham, og han besluttede at foretage en mere grundig undersøgelse af disse områder. Den sovjetiske astronom Viktor Ambartsumyan foreslog at kalde dem Herbig-Haro-objekter. Baseret på det faktum, at de er observeret omkring unge stjerner, der ikke er mere end et par hundrede tusinde år gamle, antog han, at de kan repræsentere et tidligt stadium i dannelsen af ​​T Tauri-stjerner.

Undersøgelser har vist, at Herbig-Haro- regionerne er stærkt ioniserede , og det blev oprindeligt foreslået, at de kunne indeholde varme stjerner med lav lysstyrke . Men manglen på infrarød stråling fra disse tåger betød, at der ikke kunne være stjerner inde i dem, da stjernerne ville udsende infrarødt lys. Senere blev der lavet en anden antagelse - at der kan være protostjerner i disse regioner , men den blev heller ikke bekræftet. Endelig blev det klart, at Herbig-Haro-objekter er dannet af stof, der udstødes af nærliggende stjerner på et tidligt stadium af deres dannelse, og kolliderer med overlydshastighed med stoffet fra det interstellare medium, og chokbølger gør disse skyer synlige [1] .

I begyndelsen af ​​1980'erne afslørede observationer for første gang, at arten af ​​disse objekter er forbundet med emissioner af stof. Dette førte til forståelsen af, at det udstødte stof, der danner sådanne tåger, er stærkt kollimeret (sammentrukket til smalle strømme). I de første par hundrede tusinde år af deres eksistens er stjerner ofte omgivet af tilvækstskiver dannet af gas, der falder på dem (stjerner), og den høje rotationshastighed af de indre dele af skiven fører til emissioner af delvist ioniseret plasma rettet vinkelret på skivens plan, de såkaldte polære jetstrømme . Når sådanne ejektaer kolliderer med stof fra det interstellare medium, dannes områder med lys stråling , som er karakteristiske for Herbig-Haro-objekter [2] .

Fysiske egenskaber

Strålingen fra Herbig-Haro-objekter er forårsaget af chokbølgernes interaktion med det interstellare medium, men deres bevægelse er ret indviklet. Doppler-skiftet er blevet brugt til at bestemme udbredelseshastigheden af ​​nebulærstoffet - flere hundrede kilometer i sekundet, men emissionslinjerne i deres spektre er for svage til at blive dannet ved kollisioner ved så høje hastigheder. Det betyder sandsynligvis, at stoffet fra det interstellare medium, som stoffet fra stjernetågen kolliderer med, også bevæger sig i retningen fra moderstjernen, dog med lavere hastighed [3] .

Det antages, at den samlede masse af stof, der udgør et typisk Herbig-Haro-objekt, er i størrelsesordenen 1-20 jordmasser , hvilket er meget lille sammenlignet med stjerners masse [4] . Stoffets temperatur i disse objekter er 8.000-12.000 K , omtrent det samme som i andre ioniserede tåger - H II-områder og planetariske tåger . Stoffetætheden her er højere - fra flere tusinde til titusindvis af partikler pr. cm³, mens for H II-områder og planetariske tåger er dette tal normalt mindre end 1000 partikler/cm³ [5] . Herbig-Haro-objekter består primært af brint og helium med et masseforhold på omkring 3:1. Mindre end 1 % af massen af ​​disse tåger er tunge grundstoffer , normalt er deres relative mængde omtrent lig med den, der måles for nærliggende stjerner [4] .

I regionerne tættest på stjernen er omkring 20-30 % af gassen ioniseret, men dette tal falder med stigende afstand. Det betyder, at stoffet i de tidlige stadier er i en ioniseringstilstand, og når det bevæger sig væk fra stjernen, råder rekombinationsprocessen over ioniseringsprocessen (som følge af kollisioner). Chokbølger ved de "fremadrettede" udstødningsgrænser kan dog re-ionisere noget af materialet, og som et resultat kan vi observere lyse kuppelformede former på disse steder.

Antal og fordeling

Til dato er mere end 400 Herbig-Haro-objekter eller deres grupper blevet opdaget. Disse objekter er karakteristiske for H II-områder , hvor aktiv stjernedannelse forekommer , og observeres endda ofte der i store grupper. Normalt kan de ses nær Bok-kuglerne ( mørke tåger , inde i hvilke meget unge stjerner er skjult), og ofte kommer Herbig-Haro-objekter fra dem. Ofte observeres flere Herbig-Haro-objekter i nærheden af ​​én energikilde – så stiller de sig op i en kæde langs moderstjernens rotationsakse.

Antallet af kendte Herbig-Haro-objekter er steget dramatisk i løbet af de sidste par år, men det menes stadig at være meget lille sammenlignet med deres samlede antal i vores galakse . Ifølge grove skøn er det angivet, at deres antal kan nå op på 150.000 [6] , men langt de fleste af dem er for langt væk til at kunne observeres med moderne astronomiske midler . De fleste Herbig-Haro-objekter ligger inden for 0,5 parsec fra deres moderstjerne, med kun få placeret længere end 1 parsec. I sjældne tilfælde kan en sådan tåge ses bevæge sig et par parsek fra stjernen, hvilket betyder, at det er muligt, at det interstellare medium på dette sted har en lav tæthed, hvilket tillader Herbig-Haro-objektet at bevæge sig længere, før det spreder sig.

Korrekt bevægelse og variabilitet

Spektroskopidata indikerer , at Herbig-Haro-objekter bevæger sig væk fra deres moderstjerner med hastigheder på 100 til 1000 km/s. I de senere år har billeder i høj opløsning fra Hubble-rumteleskopet taget med flere års mellemrum vist korrekt bevægelse af mange Herbig-Haro-objekter. Disse data gjorde det også muligt at estimere størrelsen af ​​flere sådanne objekter ved hjælp af ekspansionsparallaksemetoden (se kosmisk afstandsstige ).

Når man bevæger sig væk fra stjernen, ændrer Herbig-Haro-objekter sig betydeligt, og deres lysstyrke ændrer sig over perioder på kun få år. Separate "knuder" af tågen kan øge eller mindske deres lysstyrke, forsvinde helt eller dukke op "fra bunden". Disse ændringer skyldes vekselvirkningen mellem stofstrømme i tågen enten med det kosmiske miljø eller med hinanden (inde i tågen), hvis to sådanne strømme bevæger sig med forskellig hastighed.

Udbrud af stof fra moderstjernen er mere en serie af udstødninger end en konstant strøm. Emissioner, der er co-directed, kan have forskellige hastigheder, og vekselvirkninger mellem forskellige emissioner danner de såkaldte "arbejdsflader", hvor gasstrømme støder sammen og danner chokbølger .

Forældrestjerner

Alle stjernerne, der er ansvarlige for dannelsen af ​​Herbig-Haro-objekter, er meget unge, og de yngste af dem er stadig protostjerner , der kun kommer frem fra den omgivende gas. Astronomer inddeler disse stjerner i 4 klasser: 0, I, II, III - afhængig af intensiteten af ​​deres stråling i det infrarøde område [7] . Jo stærkere den infrarøde stråling er, jo mere koldt stof omgiver stjernen, hvilket betyder, at stjernen stadig er på dannelsesstadiet. Denne nummerering af klasser opstår, fordi objekter i klasse 0 (den yngste) endnu ikke er blevet opdaget, mens klasse I, II og III allerede er defineret.

Klasse 0-stjerner er kun et par tusinde år gamle - de er så unge, at nuklear fusion endnu ikke er begyndt i deres dybder . I stedet bliver de fodret af frigivelsen af ​​gravitationel potentiel energi , når stof falder på dem [8] . Fusionsreaktioner begynder i det indre af klasse I stjerner , men gas og støv fra den omgivende tåge fortsætter stadig med at falde til overfladen af ​​stjernen. På dette stadium er de normalt skjult i tætte skyer af tåge, som absorberer alt deres synlige lys , så sådanne stjerner er kun synlige i infrarød og radio . Aflejringen af ​​gas og støv stopper næsten fuldstændigt i klasse II-stjerner , men på dette stadium er de stadig omgivet af en tilvækstskive. Endelig, i klasse III stjerner, forsvinder skiven og efterlader kun et resterende spor.

Undersøgelser viser, at omkring 80 % af stjernerne, der danner Herbig-Haro-objekter, er binære eller multiple stjernesystemer . Denne procentdel er meget højere end den for lavmasse hovedsekvensstjerner . Dette kan betyde, at binære systemer har en større chance for at danne et Herbig-Haro-objekt, og der er tegn på, at de største sådanne objekter dannes, når flere systemer henfalder. Det menes, at de fleste stjerner danner flere systemer, men en betydelig del af dem, på grund af gravitationsinteraktioner med nærliggende stjerner og tætte gasskyer, henfalder, før de når hovedsekvensen [9] .

Infrarøde "tvillinger"

Herbig-Haro-objekter, som tilhører meget unge stjerner eller meget massive protostjerner, er ofte skjult for observation i det synlige område af de gas- og støvskyer, som disse stjerner er dannet af. Dette omgivende mørke stof kan dæmpe synligt lys dusinvis eller endda hundredvis af gange. Sådanne skjulte objekter kan kun observeres i det infrarøde område og radioområdet [10] ved at undersøge de spektrale komponenter svarende til varmt molekylært brint (H 2 ) eller varmt carbonmonoxid (CO).

I de seneste år har IR-billeder afsløret snesevis af eksempler på " Herbig-Haro infrarøde objekter ". De fleste af dem er i form af bølger, der divergerer fra bådens stævn (hoved), så sådanne formationer kaldes normalt molekylære bovchokbølger ( engelske  bow shocks ). Ligesom Herbig-Haro-objekter kommer disse supersoniske chokbølger fra kollimerede strømme af stof fra begge poler af protostjernen. De fejer bogstaveligt talt væk, eller "slæber", den tætte omgivende molekylære gas bag sig og danner en konstant strøm af stof, som kaldes bipolær gasstrøm . Infrarøde chokbølger har hastigheder på flere hundrede kilometer i sekundet og opvarmer gassen til hundreder eller endda tusinder af kelvin . På grund af det faktum, at disse objekter er forbundet med de yngste stjerner, hvor tilvæksten er særlig stærk, genereres infrarøde chokbølger af kraftigere polære strømme end deres synlige "kolleger".

Fysikken i infrarøde chokbølger ligner grundlæggende den, der observeres i Herbig-Haro-objekter; dette er forståeligt, da disse objekter for det meste er de samme. Forskellen her er kun i de parametre, der er iboende i polære strømme og det omgivende stof: I det ene tilfælde får chokbølger atomer og ioner til at udstråle i synligt lys, og i det andet tilfælde allerede molekyler  i det infrarøde område [11] .

Noter

  1. ↑ Reipurth B.; Heathcote S. 50 års undersøgelse af Herbig-Haro-objekter. Fra opdagelse til Hubble, Herbig-Haro-aktuel og stjernefødsel = 50 års Herbig-Haro-forskning. Fra opdagelse til 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. Stjernefødsel, Herbig-Haro-jetfly, tilvækst og protoplanetariske skiver. Videnskab og Hubble-rumteleskopet - II = Stjernernes fødsel: Herbig-Haro-stråler, tilvækst og proto-planetariske diske, videnskab med Hubble-rumteleskopet - II. - 1995.
  3. ↑ Dopita M. Herbig  -  Haro-objekterne i GUM-tågen // Astronomi og astrofysik . - EDP Sciences , 1978. - Vol. 63 , nr. 1-2 . - S. 237-241 .
  4. ↑ 12 Brugel EW; Bøhm KH; Mannery E. Emissionslinjespektre   for Herbig-Haro-objekter // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1981. - Vol. 47 . - S. 117-138 .
  5. ↑ Bacciotti F., Eislöffel J. Ionisering og   tæthed langs strålerne fra Herbig-Haro-jetfly // Astronomi og astrofysik . - EDP Sciences , 1999. - Vol. 342 . - s. 717-735 .
  6. ↑ Giulbudagian AL Om en forbindelse mellem Herbig-Haro-objekter og flarestjerner i nærheden af ​​solen. - 1984. - T. 20 . - S. 277-281 .
  7. ↑ Lada CJ Stjernedannelse - fra OB-associationer til protostjerner, i stjernedannelsesregioner = Stjernedannelse - Fra OB-associationer til protostjerner, i stjernedannende regioner // Proceedings of the Symposium, Tokyo, Japan, nov. 11-15, 1985 (A87-45601 20-90). - Dordrecht, D. Reidel Publishing Co., 1987. - S. 1-17 .
  8. ↑ Andrew P.; Ward Thompson D.; Barsony M. Submillimeter   kontinuum observationer af Rho Ophiuchi A - Kandidaten protostar VLA 1623 og prestelære klumper // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1993. - Vol. 406 . - S. 122-141 .
  9. ↑ Reipurth B.; Rodriguez LF; Anglada G.; Bally J. Radio Continuum   Jets fra Protostellar Objects // The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 2004. - Vol. 127 . - S. 1736-1746 .
  10. ↑ Davis CJ; Eisloeffel J. Nær-infrarød billeddannelse i H2 af molekylære   (CO) udstrømninger fra unge stjerner // Astronomy and Astrophysics . - EDP Sciences , 1995. - Vol. 300 . - S. 851-869 .
  11. ↑ Smith MD, Khanzadyan T., Davis CJ Anatomy of the Herbig-Haro-objekt HH   ​7 buechok // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . - Oxford University Press , 2003. - Vol. 339 . - S. 524-536 .

Links

  Gå til Wikidata-elementet  Ordbøger og encyklopædier
I bibliografiske kataloger
 interstellært medium
Komponenter
Tåger
Områder med stjernedannelse
Circumstellare formationer
StrålingStjernevind