Herbig Object - Haro

Aktuální verze stránky ještě nebyla zkontrolována zkušenými přispěvateli a může se výrazně lišit od verze recenzované 15. března 2022; ověření vyžaduje 1 úpravu .

Objekty Herbig -Haro jsou malé skvrny mlhovin spojených s mladými hvězdami .  Vznikají, když plyn vyvržený těmito hvězdami interaguje s blízkými mračny plynu a prachu rychlostí několika set kilometrů za sekundu. Herbig-Haro objekty jsou charakteristické pro hvězdotvorné oblasti ; někdy jsou pozorovány v blízkosti jednotlivých hvězd - protáhlých podél osy jejich rotace .

Objekty Herbig-Haro jsou dočasné útvary s maximální životností několik tisíc let. Vyvíjejí se téměř „před našima očima“: na snímcích pořízených i v relativně krátkých intervalech je patrná jejich vysoká rychlost průniku do mezihvězdných oblaků plynu vzdálených od mateřské hvězdy. Pozorování HST ukazují složitý vývoj těchto oblastí během období pouhých několika let: zatímco některé jejich části ztmavnou, jiné naopak zesvětlí a narazí na hrudkovitou hmotu mezihvězdného média.

Tyto objekty poprvé pozoroval Sherburne Wesley Burnham na konci 19. století , ale jako samostatný typ emisních mlhovin byly rozpoznány až ve 40. letech 20. století . Prvními astronomy, kteří je podrobně studovali, byli George Herbig a Guillermo Haro , po nichž byly tyto útvary pojmenovány. Herbig a Haro, kteří prováděli nezávislé studie tvorby hvězd , nejprve analyzovali tyto objekty a uvědomili si, že tyto oblasti jsou vedlejším produktem procesu tvorby hvězd.

Objev a historie pozorování

Poprvé takový objekt pozoroval na konci 19. století S. Burnham , když si poblíž hvězdy T Taurus pomocí 36palcového refraktoru na Lickově observatoři všiml malého mlžného mraku. V té době byl tento objekt, později nazvaný Burnhamova mlhovina , katalogizován pouze jako emisní mlhovina a nebyl klasifikován jako samostatná třída astronomických objektů . Bylo však zjištěno, že T Tauri  je velmi mladá a proměnná hvězda , která ve svých hlubinách nedosáhla stavu hydrostatické rovnováhy mezi gravitační kontrakcí a tvorbou energie . Později se stala prototypem podobných hvězd .

Během následujících 50 let po Burnhamově objevu bylo nalezeno několik podobných mlhovin, tak malých, že byly téměř k nerozeznání od hvězd. Aro a Herbig nezávisle na sobě provedli řadu pozorování těchto objektů během 40. let 20. století. Herbig, studující Burnhamskou mlhovinu, zjistil, že má neobvyklé elektromagnetické spektrum s výraznými čarami vodíku , síry a kyslíku ; a Haro objevil, že všechny tyto objekty jsou v infračerveném světle neviditelné .

O nějaký čas později se Herbig a Haro setkali na astronomické konferenci v Tucsonu v Arizoně . Zpočátku se Herbig o objekty, které studoval, příliš nezajímal, zaměřoval se na blízké hvězdy, ale Harova pozorování ho zaujala a rozhodl se provést důkladnější studium těchto oblastí. Sovětský astronom Viktor Ambartsumyan je navrhl nazývat objekty Herbig-Haro. Také na základě skutečnosti, že jsou pozorovány u mladých hvězd starých ne více než několik set tisíc let, předpokládal , že mohou představovat ranou fázi formování hvězd T Tauri.

Studie ukázaly, že oblasti Herbig-Haro jsou vysoce ionizované a původně se předpokládalo, že by mohly obsahovat horké hvězdy a hvězdy s nízkou svítivostí . Nedostatek infračerveného záření pocházejícího z těchto mlhovin však znamenal, že v nich nemohly být žádné hvězdy, protože hvězdy by vyzařovaly infračervené světlo. Později byl učiněn další předpoklad - že v těchto oblastech mohou být protohvězdy , ale také to nebylo potvrzeno. Konečně se ukázalo, že objekty Herbig-Haro jsou tvořeny z hmoty vyvržené blízkými hvězdami v rané fázi jejich formování a kolidují nadzvukovou rychlostí s hmotou mezihvězdného média a rázové vlny činí tato oblaka viditelnými [1] .

Na počátku 80. let pozorování poprvé odhalila, že povaha těchto objektů je spojena s emisemi hmoty. To vedlo k pochopení, že vyvržená hmota, která tvoří takové mlhoviny, je vysoce kolimovaná (stažená do úzkých proudů). V prvních několika stovkách tisíc let své existence jsou hvězdy často obklopeny akrečními disky tvořenými plynem, který na ně dopadá (hvězdy), a vysoká rychlost rotace vnitřních částí disku vede k emisím částečně ionizovaného plazmatu směřujícímu kolmo k rovina disku, tzv. polární jet streamy . Když se taková ejekta srazí s hmotou z mezihvězdného prostředí, vytvoří se oblasti jasného záření , které jsou charakteristické pro Herbig-Harovy objekty [2] .

Fyzikální vlastnosti

Záření objektů Herbig-Haro je způsobeno interakcí rázových vln s mezihvězdným prostředím, ale jejich pohyb je poměrně složitý. K určení rychlosti šíření mlhovinové hmoty byl použit Dopplerův posun – několik set kilometrů za sekundu, ale emisní čáry v jejich spektrech jsou příliš slabé na to, aby se vytvořily při srážkách při tak vysokých rychlostech. Pravděpodobně to znamená, že hmota mezihvězdného prostředí, do kterého se hmota z mlhovin sráží, se také pohybuje směrem od mateřské hvězdy, i když nižší rychlostí [3] .

Předpokládá se, že celková hmotnost hmoty, která tvoří typický Herbig-Haro objekt, je řádově 1–20 hmotností Země , což je velmi málo ve srovnání s hmotností hvězd [4] . Teplota hmoty v těchto objektech je 8 000-12 000 K , přibližně stejná jako v jiných ionizovaných mlhovinách – oblastech H II a planetárních mlhovinách . Hustota hmoty je zde vyšší – od několika tisíc do desítek tisíc částic na cm³, zatímco pro oblasti H II a planetární mlhoviny je toto číslo obvykle nižší než 1000 částic/cm³ [5] . Herbig-Haro objekty jsou složeny primárně z vodíku a helia , s hmotnostním poměrem přibližně 3:1. Méně než 1 % hmotnosti těchto mlhovin jsou těžké prvky , obvykle je jejich relativní množství přibližně stejné jako u blízkých hvězd [4] .

V oblastech nejblíže hvězdě je ionizováno asi 20-30 % plynu, ale toto číslo se s rostoucí vzdáleností snižuje. To znamená, že v raných fázích je hmota ve stavu ionizace a jak se vzdaluje od hvězdy, převažuje proces rekombinace nad procesem ionizace (v důsledku srážek). Rázové vlny na „dopředných“ hranicích vyvržení však mohou část materiálu znovu ionizovat a v důsledku toho můžeme v těchto místech pozorovat světlé kupolovité formy.

Počet a distribuce

K dnešnímu dni bylo objeveno více než 400 Herbig-Haro objektů nebo jejich skupin. Tyto objekty jsou charakteristické pro oblasti H II , ve kterých dochází k aktivní tvorbě hvězd , a jsou zde dokonce často pozorovány ve velkých skupinách. Obvykle je lze spatřit poblíž Bokových globulí ( tmavé mlhoviny , uvnitř kterých se skrývají velmi mladé hvězdy) a často z nich pocházejí objekty Herbig-Haro. Často je v blízkosti jednoho zdroje energie pozorováno několik objektů Herbig-Haro - pak se seřadí do řetězu podél osy rotace mateřské hvězdy.

Počet známých objektů Herbig-Haro se za posledních několik let dramaticky zvýšil, ale předpokládá se, že je stále velmi malý ve srovnání s jejich celkovým počtem v naší Galaxii . Podle hrubých odhadů se uvádí, že jejich počet může dosáhnout 150 000 [6] , ale naprostá většina z nich je příliš daleko na to, aby je bylo možné pozorovat moderními astronomickými prostředky . Většina objektů Herbig-Haro leží do 0,5 parsec od své mateřské hvězdy, přičemž jen několik z nich se nachází dále než 1 parsek. Ve vzácných případech lze takovou mlhovinu vidět, jak se pohybuje několik parseků od hvězdy, což znamená, že je možné, že mezihvězdné médium v ​​tomto místě má nízkou hustotu, což umožňuje objektu Herbig-Haro pohybovat se dále, než se rozptýlí.

Správný pohyb a variabilita

Spektroskopické údaje ukazují, že objekty Herbig-Haro se vzdalují od svých mateřských hvězd rychlostí 100 až 1000 km/s. V posledních letech snímky s vysokým rozlišením z Hubbleova vesmírného dalekohledu pořízené s odstupem několika let ukázaly správný pohyb mnoha objektů Herbig-Haro. Tato data také umožnila odhadnout velikosti několika takových objektů pomocí metody expanzní paralaxy (viz žebřík kosmické vzdálenosti ).

Objekty Herbig-Haro se pohybem od hvězdy výrazně mění a jejich jasnost se mění v obdobích pouhých několika let. Samostatné "uzly" mlhoviny mohou zvýšit nebo snížit jejich jas, úplně zmizet nebo se objevit "od nuly". Tyto změny jsou způsobeny interakcí toků hmoty v mlhovině buď s kosmickým prostředím, nebo mezi sebou navzájem (uvnitř mlhoviny), pokud se dva takové toky pohybují různou rychlostí.

Erupce hmoty z mateřské hvězdy jsou spíše sérií výronů než neustálým proudem. Emise, které jsou spoluřízeny, mohou mít různé rychlosti a interakce mezi různými emisemi tvoří takzvané „pracovní plochy“, kde se proudy plynu srážejí a vytvářejí rázové vlny .

Rodičovské hvězdy

Všechny hvězdy, které jsou zodpovědné za vznik objektů Herbig-Haro, jsou velmi mladé a nejmladší z nich jsou stále protohvězdy , které se teprve vynořují z okolního plynu. Astronomové rozdělují tyto hvězdy do 4 tříd: 0, I, II, III - v závislosti na intenzitě jejich záření v infračervené oblasti [7] . Čím silnější je infračervené záření, tím více chladné hmoty hvězdu obklopuje, což znamená, že hvězda je stále ve fázi vzniku. K tomuto číslování tříd dochází proto, že objekty třídy 0 (nejmladší) ještě nebyly objeveny, zatímco třídy I, II a III již byly definovány.

Hvězdy třídy 0 jsou staré jen několik tisíc let – jsou tak mladé, že jaderná fúze v jejich hlubinách ještě nezačala . Místo toho jsou napájeny uvolněním gravitační potenciální energie , když na ně dopadne hmota [8] . Fúzní reakce začínají v nitru hvězd třídy I , ale plyn a prach z okolní mlhoviny stále padají na povrch hvězdy. V této fázi jsou obvykle ukryty v hustých oblacích mlhoviny, která pohlcuje veškeré jejich viditelné světlo , takže takové hvězdy jsou viditelné pouze v infračerveném a rádiovém světle . Ukládání plynu a prachu se u hvězd třídy II téměř úplně zastaví , ale v této fázi jsou stále obklopeny akrečním diskem. Nakonec u hvězd třídy III disk zmizí a zanechá za sebou pouze zbytkovou stopu.

Studie ukazují, že asi 80 % hvězd, které tvoří objekty Herbig-Haro, jsou binární nebo více hvězdné systémy . Toto procento je mnohem vyšší než u hvězd hlavní posloupnosti s nízkou hmotností . To může znamenat, že binární systémy mají větší šanci na vytvoření Herbig-Harova objektu a existují důkazy, že největší takové objekty vznikají při rozpadu více systémů. Předpokládá se, že většina hvězd tvoří více systémů, ale významná část z nich se vlivem gravitačních interakcí s blízkými hvězdami a hustými oblaky plynu rozpadne dříve, než dosáhnou hlavní sekvence [9] .

Infračervená "dvojčata"

Objekty Herbig-Haro, které patří k velmi mladým hvězdám nebo velmi hmotným protohvězdám, jsou často skryty před pozorováním ve viditelné oblasti mračny plynu a prachu, ze kterých se tyto hvězdy tvoří. Tato okolní temná hmota může zeslabit viditelné světlo desítky nebo dokonce stokrát. Takto skryté objekty lze pozorovat pouze v infračerveném a rádiovém rozsahu [10] zkoumáním spektrálních složek odpovídajících horkému molekulárnímu vodíku (H 2 ) nebo horkému oxidu uhelnatému (CO).

V posledních letech IR snímky odhalily desítky příkladů " Herbig-Haro infračervených objektů ". Většina z nich je ve formě vln rozbíhajících se od přídě (hlavy) lodi, proto se takové útvary obvykle nazývají molekulární rázové vlny přídě ( anglicky  bow shocks ). Stejně jako objekty Herbig-Haro, tyto nadzvukové rázové vlny pocházejí z kolimovaných proudů hmoty z obou pólů protohvězdy. Doslova zametají nebo „tahají“ hustý okolní molekulární plyn za sebou a vytvářejí konstantní tok hmoty, který se nazývá bipolární tok plynu . Infračervené rázové vlny mají rychlost několik set kilometrů za sekundu a ohřívají plyn na stovky nebo dokonce tisíce kelvinů . Vzhledem k tomu, že tyto objekty jsou spojeny s nejmladšími hvězdami, u kterých je akrece obzvláště silná, jsou infračervené rázové vlny generovány silnějšími polárními proudy než jejich viditelní „kolegové“.

Fyzika infračervených rázových vln je v zásadě podobná té, která byla pozorována u objektů Herbig-Haro; to je pochopitelné, protože tyto objekty jsou z velké části stejné. Rozdíl je zde pouze v parametrech, které jsou vlastní polárním proudům a okolní hmotě: v jednom případě rázové vlny způsobují vyzařování atomů a iontů ve viditelném světle a ve druhém případě již molekuly  v infračervené oblasti [11] .

Poznámky

  1. ↑ Reipurth B.; Heathcote S. 50 let studia Herbig-Harových objektů. Od objevu k Hubbleovi, proud Herbig-Haro a zrození hvězd = 50 let výzkumu Herbig-Haro. Od objevu k 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. Zrození hvězd, výtrysky Herbig-Haro, akrece a protoplanetární disky. Věda a Hubbleův vesmírný dalekohled - II = Zrození hvězd: Výtrysky Herbig–Haro, Akreční a protoplanetární disky, Věda s Hubbleovým vesmírným dalekohledem - II. — 1995.
  3. ↑ Dopita M. Objekty Herbig   –Haro v mlhovině GUM // Astronomie a astrofyzika . - EDP Sciences , 1978. - Sv. 63 , č. 1-2 . - str. 237-241 .
  4. ↑ 12 Brugel EW; Boehm KH; Mannery E. Spektra emisní   čáry objektů Herbig–Haro // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1981. - Sv. 47 . - str. 117-138 .
  5. ↑ Bacciotti F., Eislöffel J. Ionizace a   hustota podél paprsků Herbig–Harových jetů // Astronomie a astrofyzika . - EDP Sciences , 1999. - Sv. 342 . - str. 717-735 .
  6. ↑ Giulbudagian AL O spojení mezi objekty Herbig–Haro a zábleskovými hvězdami v sousedství Slunce. - 1984. - T. 20 . - S. 277-281 .
  7. ↑ Lada CJ Formace hvězd - od asociací OB k protohvězdám, v oblastech vzniku hvězd = formace hvězd - Od asociací OB k protohvězdám, v oblastech tvorby hvězd // Proceedings of the Symposium, Tokio, 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. Submilimetrová pozorování   kontinua Rho Ophiuchi A – kandidátská protohvězda VLA 1623 a předhvězdné shluky // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1993. - Sv. 406 . - S. 122-141 .
  9. ↑ Reipurth B.; Rodriguez LF; Anglada G.; Bally J. Radio Continuum   Jets z protostellárních objektů // The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 2004. - Sv. 127 . - S. 1736-1746 .
  10. ↑ Davis CJ; Eisloeffel J. Blízké infračervené zobrazování H2 molekulárních   (CO) výtoků z mladých hvězd // Astronomy and Astrophysics . - EDP Sciences , 1995. - Sv. 300 _ - S. 851-869 .
  11. ↑ Smith MD, Khanzadyan T., Davis CJ Anatomie objektu Herbig–Haro HH   ​​7 bow shock // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . - Oxford University Press , 2003. - Vol. 339 . - str. 524-536 .

Odkazy

  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie
V bibliografických katalozích
 mezihvězdné médium
Komponenty
mlhoviny
Oblasti vzniku hvězd
Cirkumstelární útvary
ZářeníHvězdný vítr