Объект Хербига – Аро - Herbig–Haro object
.jpg)
Хербига-Аро ( HH ) объекты являются яркими пятнами туманностей , связанных с новорожденными звездами . Они образуются, когда узкие струи частично ионизированного газа, выбрасываемые звездами, сталкиваются с ближайшими облаками газа и пыли со скоростью несколько сотен километров в секунду. Объекты Хербига – Аро обычно находятся в областях звездообразования , и несколько объектов часто можно увидеть вокруг одной звезды, выровненной по ее оси вращения . Большинство из них находится в пределах одного парсека (3,26 светового года ) от источника, хотя некоторые наблюдались на расстоянии нескольких парсеков. Объекты HH - это временные явления, которые длятся около нескольких десятков тысяч лет. Они могут заметно меняться в течение нескольких лет по мере того, как они быстро удаляются от своей родительской звезды в газовые облака межзвездного пространства ( межзвездная среда или ISM). Наблюдения космического телескопа Хаббл показали сложную эволюцию объектов HH в течение нескольких лет, когда части туманности тускнеют, а другие становятся ярче, сталкиваясь с комковатым материалом межзвездной среды.
Объекты Хербига – Аро, впервые обнаруженные в конце 19 века Шербурном Уэсли Бернхэмом , были признаны отдельным типом эмиссионных туманностей в 1940-х годах. Первыми астрономами, изучившими их подробно, были Джордж Хербиг и Гильермо Аро , в честь которых они были названы. Хербиг и Аро работали независимо над исследованиями звездообразования, когда они впервые проанализировали объекты, и признали, что они были побочным продуктом процесса звездообразования. Хотя объекты HH являются явлением видимой длины волны , многие из них остаются невидимыми на этих длинах волн из-за пыли и газа и могут быть обнаружены только в инфракрасном диапазоне. Такие объекты, наблюдаемые в ближнем инфракрасном диапазоне, называются объектами с линиями эмиссии молекулярного водорода (MHO).
Открытие и история наблюдений
Первый объект HH был замечен в конце 19 века Шербурном Уэсли Бернхэмом, когда он наблюдал звезду Т Тельца с помощью 36-дюймового (910 мм) рефракторного телескопа в обсерватории Лик и заметил небольшое пятно туманности поблизости. Считалось, что это эмиссионная туманность , позже ставшая известной как туманность Бернема , и не была признана отдельным классом объектов. Тельца Тельца оказалась очень молодой и изменчивой звездой, которая является прототипом класса подобных объектов, известных как звезды Т Тельца, которые еще не достигли состояния гидростатического равновесия между гравитационным коллапсом и генерацией энергии посредством ядерного синтеза в их центрах. . Через пятьдесят лет после открытия Бернхэма было обнаружено несколько подобных туманностей, имеющих почти звездный вид. И Аро, и Хербиг провели независимые наблюдения нескольких из этих объектов в туманности Ориона в 1940-х годах. Хербига также смотрели на Туманности Бернемы и обнаружил , что отображается необычный электромагнитный спектр , с выпуклыми линиями излучения из водорода , серы и кислорода . Аро обнаружил, что все объекты этого типа невидимы в инфракрасном свете.
После своих независимых открытий Хербиг и Аро встретились на астрономической конференции в Тусоне, штат Аризона, в декабре 1949 года. Сначала Хербиг уделял мало внимания обнаруженным им объектам, в первую очередь обращая внимание на близлежащие звезды, но, услышав выводы Харо, он сделал это. более детальное их изучение. Советский астроном Виктор Амбарцумян дал объекты их имя (Хербига-Аро объекты, как правило , сокращается до объектов HH), и на основе их появления вблизи молодых звезд (несколько сотен тысяч лет), предложил , чтобы они могли представлять собой раннюю стадию в формировании звезд Т Тельца. Исследования объектов HH показали, что они были сильно ионизированы , и ранние теоретики предположили, что это были отражательные туманности, содержащие глубоко внутри горячие звезды с низкой светимостью. Но отсутствие инфракрасного излучения от туманностей означало, что внутри них не могло быть звезд, поскольку они излучали бы обильный инфракрасный свет. В 1975 году американский астроном Р. Д. Шварц предположил, что ветры от звезд типа Т Тельца при столкновении вызывают толчки в окружающей среде, что приводит к генерации видимого света. С открытием первой прото-звездной струей в HH 46/47, стало ясно , что объекты HH действительно шок индуцированных явлений с шоками гонют на коллимирован- струи из протозвезды.
Формирование
Звезды образуются в результате гравитационного коллапса облаков межзвездного газа . По мере того, как сжатие увеличивает плотность, потери энергии на излучение уменьшаются из-за повышенной непрозрачности . Это повышает температуру облака, что предотвращает дальнейшее схлопывание, и устанавливается гидростатическое равновесие. Во вращающемся диске газ продолжает падать к ядру . Ядро этой системы называется протозвездой . Часть аккрецирующего материала выбрасывается вдоль оси вращения звезды двумя струями частично ионизованного газа ( плазмы ). Механизм образования этих коллимированных биполярных джетов не совсем понятен, но считается, что взаимодействие между аккреционным диском и звездным магнитным полем ускоряет часть аккрецирующего материала в пределах нескольких астрономических единиц звезды от плоскости диска. На этих расстояниях поток расходится, разветвляясь под углом в диапазоне 10-30 °, но он становится все более коллимированным на расстояниях от десятков до сотен астрономических единиц от источника, поскольку его расширение ограничено. Джеты также уносят избыточный угловой момент, возникающий в результате аккреции вещества на звезду, что в противном случае привело бы к слишком быстрому вращению звезды и ее распаду. Когда эти струи сталкиваются с межзвездной средой, они вызывают появление небольших пятен яркого излучения, которые составляют объекты HH.
Характеристики
Электромагнитное излучение от объектов HH возникает, когда связанные с ними ударные волны сталкиваются с межзвездной средой , создавая так называемые «конечные рабочие поверхности». Спектр непрерывен , но также имеет интенсивные линии выбросов нейтральных и ионизированных видов. Спектроскопические наблюдения доплеровских сдвигов объектов HH показывают скорости в несколько сотен километров в секунду, но эмиссионные линии в этих спектрах слабее, чем можно было бы ожидать от таких высокоскоростных столкновений. Это говорит о том, что часть материала, с которым они сталкиваются, также движется по балке, хотя и с меньшей скоростью. Спектроскопические наблюдения объектов HH показывают, что они удаляются от звезд-источников со скоростью несколько сотен километров в секунду. В последние годы высокое оптическое разрешение космического телескопа Хаббла показало собственное движение (движение по плоскости неба) многих HH-объектов в наблюдениях, разнесенных на несколько лет. По мере удаления от родительской звезды объекты HH значительно эволюционируют, меняя яркость во времени в несколько лет. Отдельные компактные узлы или сгустки внутри объекта могут светлеть и исчезать или полностью исчезать, в то время как появляются новые узлы. Вероятно, они возникают из-за прецессии их джетов, а также из-за пульсирующих и прерывистых извержений их родительских звезд. Более быстрые струи догоняют более ранние более медленные струи, создавая так называемые «внутренние рабочие поверхности», где потоки газа сталкиваются и генерируют ударные волны и последующие выбросы.
Общая масса, выбрасываемая звездами для образования типичных объектов HH, по оценкам составляет от 10 -8 до 10 -6 M ☉ в год, что является очень небольшим количеством материала по сравнению с массой самих звезд, но составляет примерно 1–10% от общей массы, приходящейся на звезды-источники за год. Потеря массы имеет тенденцию к уменьшению с увеличением возраста источника. Температуры, наблюдаемые в объектах HH, обычно составляют около 9000–12000 К , аналогично температурам , обнаруженным в других ионизированных туманностях, таких как области H II и планетарные туманности . С другой стороны, плотности выше, чем в других туманностях, от нескольких тысяч до нескольких десятков тысяч частиц на см 3 , по сравнению с несколькими тысячами частиц на см 3 в большинстве областей H II и планетарных туманностей.
Плотность также уменьшается по мере развития источника с течением времени. Объекты HH состоят в основном из водорода и гелия , на долю которых приходится около 75% и 24% их массы соответственно. Около 1% массы объектов HH состоит из более тяжелых химических элементов , включая кислород, серу, азот , железо , кальций и магний . Содержание этих элементов, определенное по эмиссионным линиям соответствующих ионов, в целом аналогично их космическому содержанию . Считается, что многие химические соединения, обнаруженные в окружающей межзвездной среде, но не присутствующие в исходном материале, такие как гидриды металлов , образовались в результате химических реакций, вызванных ударом. Около 20–30% газа в объектах HH ионизируется вблизи звезды-источника, но эта доля уменьшается с увеличением расстояния. Это означает, что материал ионизируется в полярной струе и рекомбинирует по мере удаления от звезды, а не ионизируется в результате более поздних столкновений. Удар в конце струи может повторно ионизировать некоторый материал, вызывая появление ярких «шапок».
Числа и распределение
Объекты HH именуются приблизительно в порядке их идентификации; HH 1/2 - самый ранний из таких объектов, который удалось идентифицировать. Сейчас известно более тысячи отдельных объектов. Они всегда присутствуют в областях звездообразования H II и часто встречаются большими группами. Обычно они наблюдаются около глобул Бока ( темные туманности, содержащие очень молодые звезды) и часто исходят от них. Несколько объектов HH были замечены около одного источника энергии, образуя цепочку объектов вдоль линии полярной оси родительской звезды. Число известных объектов HH быстро увеличивалось за последние несколько лет, но это очень небольшая часть из примерно 150 000 в Млечном Пути , подавляющее большинство из которых слишком далеки, чтобы их можно было разрешить. Большинство объектов HH находятся в пределах одного парсека от их родительской звезды. Однако многие из них видны на расстоянии нескольких парсеков.
HH 46/47 находится около 450 парсек (1500 световых лет) от Солнца и питается от протозвезды класса I двоичном . Биполярная струя врезается в окружающую среду со скоростью 300 километров в секунду, создавая две эмиссионные шапки на расстоянии примерно 2,6 парсека (8,5 световых лет) друг от друга. Истечение струи сопровождается истечением молекулярного газа длиной 0,3 парсека (0,98 светового года), которое захватывает сама струя. Инфракрасные исследования космического телескопа Спитцера выявили множество химических соединений в молекулярном потоке, включая воду (лед), метанол , метан , диоксид углерода ( сухой лед ) и различные силикаты . Расположенный на расстоянии около 460 парсеков (1500 световых лет) в молекулярном облаке Ориона A , HH 34 создается сильно коллимированной биполярной струей, питаемой протозвездой класса I. Вещество в реактивном двигателе движется со скоростью около 220 километров в секунду. На противоположных сторонах источника присутствуют две яркие носовые толчки , разделенные примерно 0,44 парсека (1,4 светового года), за которыми следуют серии более слабых на больших расстояниях, в результате чего весь комплекс составляет около 3 парсеков (9,8 световых года). длинный. Джет окружен слабым молекулярным потоком длиной 0,3 парсека (0,98 светового года) вблизи источника.
Источник звезд
Все звезды, из которых излучаются струи HH, - очень молодые звезды, возрастом от нескольких десятков тысяч до примерно миллиона лет. Самые молодые из них - все еще протозвезды, которые собираются из окружающих их газов. Астрономы делят эти звезды на классы 0, I, II и III в зависимости от того, сколько инфракрасного излучения излучают звезды. Большее количество инфракрасного излучения подразумевает большее количество более холодного материала, окружающего звезду, что указывает на то, что она все еще сливается. Нумерация классов возникает из-за того, что объекты класса 0 (самые младшие) не были обнаружены до тех пор, пока классы I, II и III уже не были определены.
Объектам класса 0 всего несколько тысяч лет; настолько молоды, что еще не подвергаются реакции ядерного синтеза в своих центрах. Вместо этого они питаются только гравитационной потенциальной энергией, высвобождаемой при падении на них материала. В основном они содержат молекулярные потоки с низкими скоростями (менее ста километров в секунду) и слабые выбросы в потоках. Ядерный синтез начался в ядрах объектов класса I, но газ и пыль все еще падают на их поверхности из окружающей туманности, и большая часть их светимости объясняется гравитационной энергией. Обычно они по-прежнему окутаны плотными облаками пыли и газа, которые закрывают весь видимый свет, и поэтому их можно наблюдать только в инфракрасном и радиоволновом диапазонах. В потоках этого класса преобладают ионизированные частицы, и их скорости могут достигать 400 километров в секунду. Падение газа и пыли в объектах класса II (классические звезды Т Тельца) в основном закончилось, но они по-прежнему окружены дисками из пыли и газа и производят слабые истечения с низкой светимостью. Объекты класса III (звезды типа Т Тельца со слабой линией) имеют только следы от их первоначального аккреционного диска.
Около 80% звезд, дающих начало объектам HH, представляют собой двойные или кратные системы (две или более звезды, вращающиеся вокруг друг друга), что намного выше, чем пропорция, обнаруженная для звезд с низкой массой на главной последовательности . Это может указывать на то, что двойные системы с большей вероятностью будут генерировать струи, которые дают начало объектам HH, и данные свидетельствуют о том, что самые большие оттоки HH могут образовываться при распаде кратных звездных систем. Считается, что большинство звезд происходят из нескольких звездных систем, но значительная часть этих систем разрушается до того, как их звезды достигают главной последовательности из-за гравитационного взаимодействия с близлежащими звездами и плотными газовыми облаками.
Вокруг прото-коричневых карликов
Первый и в настоящее время только (май 2017 г.) крупномасштабная Хербига-Ар объект вокруг прото - коричневого карлика является HH 1165 , который соединен с прото-коричневого карлика Mayrit 1701117 . HH 1165 имеет длину 0,8 светового года (0,26 парсек ) и находится в окрестностях скопления сигма Ориона . Раньше вокруг прото-коричневых карликов были обнаружены только небольшие мини-джеты (≤0,03 парсек).
Инфракрасные аналоги
Объекты HH, связанные с очень молодыми звездами или очень массивными протозвездами, часто не видны в оптическом диапазоне из-за облака газа и пыли, из которого они образуются. Промежуточный материал может уменьшить визуальную величину в десятки или даже сотни раз в оптических длинах волн. Такие глубоко внедренные объекты можно наблюдать только в инфракрасном или радиоволновом диапазоне, обычно на частотах излучения горячего молекулярного водорода или теплого монооксида углерода . В последние годы инфракрасные изображения выявили десятки примеров «инфракрасных объектов HH». Большинство из них выглядят как носовые волны (похожие на волны в носовой части корабля), поэтому их обычно называют молекулярными «носовыми сотрясениями». Физику инфракрасных носовых толчков можно понять во многом так же, как и физику объектов HH, поскольку эти объекты, по сути, одинаковы - сверхзвуковые толчки, вызываемые коллимированными струями с противоположных полюсов протозвезды. Различаются только условия в струе и окружающем облаке, вызывая инфракрасное излучение молекул, а не оптическое излучение атомов и ионов. В 2009 году аббревиатура «MHO», означающая «объект линии выброса молекулярного водорода», была одобрена для таких объектов, обнаруженных в ближней инфракрасной области, Рабочей группой по обозначениям Международного астрономического союза и внесена в их он-лайн Справочный словарь по номенклатуре. небесных объектов. Каталог MHO содержит более 2000 объектов.
Галерея
На этом поразительном снимке изображено относительно редкое небесное явление, известное как объект Хербига – Аро.
Смотрите также
использованная литература
внешние ссылки
- Каталог объектов HH на VizieR
- Анимация струйных объектов HH по наблюдениям HST
- Каталог объектов линий эмиссии молекулярного водорода в истечениях молодых звезд: Каталог MHO