Objet Herbig-Haro
Renseignements généraux
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Objets Herbig Haro (HH-) sont de petites parcelles de nébulosité associée à nouveau-nés étoiles , et sont formés lorsque jets étroits de gaz éjectés par de jeunes étoiles entrent en collision avec des nuages de gaz et de poussière à proximité à des vitesses de plusieurs centaines de kilomètres par seconde. Objets Herbig Haro-sont omniprésents dans régions de formation stellaire, et plusieurs sont souvent vu autour d'une seule étoile, aligné avec son axe de rotation.
Objets HH sont des phénomènes transitoires, d'une durée ne dépassant pas quelques milliers d'années. Ils peuvent évoluer visiblement sur des périodes très courtes comme ils se déplacent rapidement loin de leur étoile parente dans les nuages de l'espace interstellaire de gaz (la moyen ou ISM). interstellaire télescope spatial Hubble observations ont révélé l'évolution complexe des objets HH cours de la période de quelques années, en tant que parties de la nébuleuse fondu tandis que d'autres égayer comme ils entrent en collision avec un matériau clumpy du milieu interstellaire.
Les objets ont été observés à la fin du 19ème siècle par Sherburne Wesley Burnham, mais ne étaient pas reconnus comme étant un type distinct de nébuleuse par émission jusqu'à ce que les années 1940. Les premiers astronomes pour les étudier en détail étaient George Herbig et Guillermo Haro, avec lesquels ils ont été nommés. Herbig Haro et travaillaient indépendamment sur des études de la formation des étoiles quand ils ont d'abord analysé les objets, et ont reconnu qu'ils étaient un sous-produit du processus de formation d'étoiles.
Découverte et histoire des observations
| La formation des étoiles |
|---|
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| Les classes d'objets |
| Milieu interstellaire Nuage moléculaire Bok globule Nébuleuse sombre Jeune objet stellaire Protostar T Tauri étoiles Herbig Ae / Be étoiles Objet Herbig-Haro |
| Les concepts théoriques |
| Fonction de masse initiale Instabilité gravitationnelle Mécanisme de Kelvin-Helmholtz Hypothèse nébulaire |
 portail étoile |
Le premier objet HH a été observée à la fin du 19ème siècle par Burnham, quand il a observé l'étoile T Tauri avec le 36 pouces (910 mm) lunette astronomique au Léchez Observatoire et a noté une petite parcelle de nébulosité à proximité. Cependant, il a été catalogué comme un simple nébuleuse d'émission, plus tard, devenir connu comme Burnham nébuleuse, et n'a pas été reconnu comme une classe distincte de l'objet. Cependant, T Tauri est avéré être une star très jeune et variable, et est le prototype de la classe d'objets similaires connus sous le nom Étoiles T Tauri qui ne ont pas encore atteint un état de équilibre hydrostatique entre effondrement gravitationnel et la production d'énergie par le biais la fusion nucléaire dans leurs centres.
Cinquante ans après la découverte de Burnham, plusieurs nébuleuses semblables ont été découverts qui étaient si petites qu'elles en sont presque étoiles comme en apparence. Les deux Herbig Haro et fait des observations indépendantes de plusieurs de ces objets dans les années 1940. Herbig est également penchée sur la nébuleuse de Burnham et l'a trouvé affiché une inhabituelle spectre électromagnétique, avec ProMinent raies d'émission de l'hydrogène , du soufre et de l'oxygène . Haro a constaté que tous les objets de ce type étaient invisibles dans la lumière infrarouge.
Suite à leurs découvertes indépendants, Herbig Haro et se sont rencontrés à une astronomie conférence Tucson, Arizona. Herbig avait initialement accordé peu d'attention aux objets qu'il avait découverts, étant principalement sur les étoiles proches, mais en entendant les conclusions de Haro il réalisé des études plus détaillées d'entre eux. Le Soviétique astronome Viktor Hambardzumyan donné les objets leur nom, et basée sur leur présence à proximité de jeunes étoiles (quelques centaines de milliers ans), a suggéré qu'ils pourraient représenter un stade précoce dans la formation des étoiles T Tauri.
Des études ont montré objets HH étaient très théoriciens ionisés, et au début du spéculé qu'ils pourraient contenir faible luminosité étoiles chaudes. Cependant, l'absence de rayonnement infrarouge de la nébuleuse signifiait il pourrait ne pas être dans les étoiles, car ceux-ci ont émis la lumière infrarouge abondante. Des études ultérieures ont suggéré les nébuleuses peut contenir protoétoiles, mais des objets éventuellement HH est venu à être compris comme matériau éjecté de proximité jeunes étoiles qui se heurte à des vitesses supersoniques avec l'ISM, avec les ondes de choc résultant générant la lumière visible.
Au début des années 1980, les observations ont révélé pour la première fois la nature de la jet-comme de la plupart des objets HH. Cela a conduit à la compréhension que la matière éjectée pour former des objets HH est très collimaté (concentré en jets étroits). Une formation d'étoiles est souvent entouré par disque d'accrétion dans leur première quelques centaines de mille ans d'existence. Comme gaz tombe sur eux, la rotation rapide des parties intérieures de ces disques conduit à l'émission de jets étroits de gaz partiellement ionisé ( plasma ) perpendiculaire au disque, connu sous le nom jets polaires. Lorsque ces jets entrent en collision avec le milieu interstellaire, ils donnent lieu à des petites parcelles de lumineux émission qui comprennent des objets HH.
Caractéristiques physiques
Les émissions électromagnétiques des objets HH est causée lorsque ondes de choc en collision avec le milieu interstellaire, mais leurs mouvements sont compliqués. Les observations spectroscopiques de leur décalages Doppler indiquent des vitesses de plusieurs centaines de kilomètres par seconde, mais les raies d'émission dans les Les spectres sont trop faibles pour avoir été formé dans de telles collisions à grande vitesse. Ceci suggère que certains des documents qu'ils entrent en collision avec également se déplacer le long de la poutre, mais à une vitesse inférieure.
La masse totale étant éjectée pour former des objets typiques HH est estimé à de l'ordre de 1 à 20 de la Terre -masses, une très petite quantité de matière par rapport à la masse des étoiles elles-mêmes. Les températures observées dans les objets HH sont typiquement d'environ 8000-12,000 K , semblables à ceux trouvés dans d'autres nébuleuses ionisé tels que H II régions et les nébuleuses planétaires . Ils ont tendance à être assez dense, allant de quelques milliers à quelques dizaines de milliers de particules par cm 3, par rapport à généralement inférieure à 1000 / cm3 dans les régions H II et nébuleuses planétaires. Objets HH composent principalement d'hydrogène et de l'hélium , qui représentent environ 75% et 25% respectivement de leur masse. Moins de 1% de la masse des objets HH est constitué de plus lourds éléments chimiques , et les abondances de ceux-ci sont généralement semblables à celles mesurées dans les environs jeunes étoiles.
Près de l'étoile source, environ 20-30% du gaz dans les objets HH est ionisé, mais cette proportion diminue à des distances croissantes. Cela implique le matériau est ionisé dans le jet polaire, et recombine en se éloignant de l'étoile, plutôt que d'être ionisé par des collisions ultérieures. Shocking à la fin du jet peut ré-ioniser un certain matériel, cependant, donnant lieu à des "bouchons" lumineux aux extrémités des jets.
Nombre et la répartition
Plus de 400 objets ou groupes HH individuels sont maintenant connus. Ils sont omniprésents dans les régions de formation d'étoiles H II, et sont souvent trouvés dans les grands groupes. Ils sont généralement observées près (Globules de Bok nébuleuses sombres qui contiennent de très jeunes étoiles) et souvent en émanent. Souvent, plusieurs objets HH sont vus près d'une source unique de l'énergie, formant une chaîne d'objets le long de la ligne du axe polaire de l'étoile parent.
Le nombre d'objets connus HH a augmenté rapidement au cours des dernières années, mais il est encore considéré comme une très faible proportion de l'estimation d'un maximum de 150 000 dans la Voie Lactée , la grande majorité d'entre eux sont trop loin pour être résolu. La plupart des objets se trouvent dans HH 0,5 parsecs de leur étoile parente, avec très peu ont trouvé plus de 1 pc de suite. Cependant, certains sont vus plusieurs parsecs, peut-être ce qui implique le milieu interstellaire ne est pas très dense dans leur voisinage, leur permettant de voyager plus loin de la source avant de se disperser.
Mouvements propres et de la variabilité
Les observations spectroscopiques d'objets HH montrent qu'ils se éloignent des étoiles de source à des vitesses de 100 à 1000 km / s. Au cours des dernières années, la forte résolution optique de télescope spatial Hubble a révélé la mouvement propre de nombreux objets HH dans observations espacées de plusieurs années d'intervalle. Ces observations ont également permis une estimation des distances de quelques objets HH via le Procédé d'expansion de parallaxe.
Comme ils se éloignent de l'étoile parente, objets HH évoluent considérablement, allant de la luminosité sur des échelles de temps de quelques années. Nœuds individuels au sein d'un objet peuvent égayer et se estomper ou disparaître complètement, tandis que de nouveaux noeuds ont été vus à apparaître. Ainsi que les changements causés par les interactions avec l'ISM, les interactions entre les jets se déplaçant à des vitesses différentes dans objets HH aussi causer des variations.
L'éruption de jets des étoiles parentes se produit dans impulsions plutôt que comme un flux régulier. Les impulsions peuvent produire des jets de déplacement du gaz dans la même direction, mais à des vitesses différentes, et les interactions entre les différents jets de créer soi-disant «surfaces de travail", où flux de gaz entrent en collision et génèrent des ondes de choc.
Homologues infrarouges (mutuelles)
Herbig Haro-(HH) objets associés avec de très jeunes étoiles très massives ou protoétoiles sont souvent cachés à la vue des longueurs d'onde optiques par le nuage de gaz et de poussière à partir de laquelle elles se forment. Ce matériau natal environnante peut produire des dizaines voire des centaines de magnitudes visuelles de diminution aux longueurs d'onde optiques. Ces objets profondément ancrées ne peuvent être observés aux longueurs d'onde infrarouges ou radio, habituellement dans les fréquences de l'hydrogène moléculaire chaude ou tiède émissions de monoxyde de carbone.
Au cours des dernières années, les images infrarouges ont révélé dizaines d'exemples de "objets" HH infrarouges. La plupart ressemblent arc vagues (semblables aux vagues à la tête d'un navire), et sont donc généralement dénommé moléculaire "arc chocs". Comme les objets HH, ces chocs supersoniques sont entraînés par des jets collimatés des pôles opposés d'une protoétoile. Ils balayer ou "entraînent" gaz dense entourant moléculaire pour former un flux continu de matériau, qui est considéré comme un sortie bipolaire. Chocs d'arc infrarouges voyagent à des centaines de kilomètres par seconde, gaz de chauffage à des centaines voire des milliers de kelvin. Parce qu'ils sont associés avec les étoiles plus jeunes, où l'accumulation est particulièrement forte. Chocs d'arc infrarouge sont habituellement associés avec des jets plus puissants que leurs cousins optiques HH.
La physique des chocs d'arc infrarouge peut être comprise de la même manière que celle des objets HH, puisque ces objets sont essentiellement les mêmes - ce est que les conditions dans le jet et de nuages entourant qui sont différents, provoquant l'émission infrarouge des molécules plutôt que émission optique parmi les atomes et les ions.
En 2009, le sigle «mutuelle», pour objet hydrogène moléculaire émissions en ligne, a été approuvé pour ces objets par le Groupe de travail international sur l'Union Astronomique Désignations, et a été conclu leur en ligne Dictionnaire référence à la nomenclature des objets célestes. Le catalogue des mutuelles (voir liens externes ci-dessous) contient plus de 1000 objets.
