Herbig Objekt - Haro

Iz Wikipedije, proste enciklopedije
Pojdi na navigacijo Pojdi na iskanje
Herbigov objekt - Haro HH 47 , slika s teleskopa Hubble . Segment označuje razdaljo 1000 astronomskih enot (približno 30-kratni premer sončnega sistema do orbite Neptuna ).

Herbig-Haro ( angl. Herbig-Haro objekt) - to so majhna območja meglic, povezana z mladimi zvezdami . Nastanejo, ko plin, ki ga izločajo te zvezde, sodeluje z bližnjimi oblaki plina in prahu s hitrostjo nekaj sto kilometrov na sekundo. Objekti Herbig-Haro so značilni za območja nastajanja zvezd ; včasih jih opazimo v bližini posameznih zvezd - podolgovate vzdolž osi vrtenja slednje.

Predmeti Herbig-Haro so začasne tvorbe, njihova največja življenjska doba je nekaj tisoč let. Razvijajo se skoraj "pred našimi očmi": na slikah, posnetih tudi v razmeroma majhnih presledkih, je opazna njihova visoka hitrost prodiranja v medzvezdne oblake plina stran od matične zvezde. Iz opazovanj Hubblovega teleskopa lahko vidite kompleksen razvoj teh regij v obdobju le nekaj let: medtem ko nekateri deli zbledijo, drugi, nasprotno, postanejo svetlejši in trčijo v grudasto snov medzvezdja. srednje.

Te objekte je prvič opazil Sherburn Wesley Burnham v poznem 19. stoletju , vendar jih je kot ločen tip emisijske meglice identificiral šele v štiridesetih letih prejšnjega stoletja . Prva astronoma, ki sta jih podrobno preučila, sta bila George Herbig in Guillermo Haro , po katerih so te formacije dobile ime. Herbig in Aro, ki sta izvajala neodvisne študije procesa nastajanja zvezd , sta prvič analizirala te objekte in ugotovila, da so te regije stranski produkt procesa nastajanja zvezd .

Zgodovina odkritij in opazovanj

Prvič je tak objekt opazil konec 19. stoletja S. Burnham , ko je v bližini zvezde T Tauri s 36 -palčnim refraktorjem na observatoriju Lick opazil majhen megleni oblak. Takrat je bil ta objekt, pozneje imenovan Burnhamova meglica , katalogiziran le kot emisijska meglica in ni bil uvrščen v ločen razred astronomskih objektov . Vendar je bilo ugotovljeno, da je T Tauri zelo mlada in spremenljiva zvezda, ki ni dosegla stanja hidrostatičnega ravnotežja med gravitacijskim stiskanjem in proizvodnjo energije v svoji notranjosti. Kasneje je postala prototip podobnih zvezdnic .

Shema oblikovanja objektov Herbig - Haro.

V naslednjih 50 letih po Burnhamovem odkritju je bilo najdenih več podobnih meglic, tako majhnih, da jih skoraj ni bilo mogoče razlikovati od zvezd. Haro in Herbig sta v štiridesetih letih 20. stoletja neodvisno opravila številna opazovanja teh predmetov. Herbig, ki je preučeval Burnhamovo meglico, je ugotovil, da ima nenavaden elektromagnetni spekter z izrazitimi linijami vodika , žvepla in kisika ; Aro je odkril, da so vsi ti predmeti nevidni v infrardečem območju .

Nekaj ​​​​pozneje sta se Herbig in Aro srečala na astronomski konferenci v Tucsonu v Arizoni . Sprva Herbiga niso preveč zanimali predmeti, ki jih je preučeval, saj se je osredotočal na bližnje zvezde, vendar so ga rezultati Arovih opazovanj zanimali in se je odločil, da bo izvedel temeljitejšo študijo teh območij. Sovjetski astronom Viktor Ambartsumyan je predlagal, da bi jih poimenovali Herbig-Haro objekti. Prav tako je na podlagi dejstva, da jih opazimo v bližini mladih zvezd, ki so stare manj kot nekaj sto tisoč let, domneval , da lahko predstavljajo zgodnje nastajanje zvezd T Tauri.

Študije so pokazale, da so regije Herbig-Haro zelo ionizirane , in sprva je bilo predlagano, da bi lahko vsebovale vroče in nizko svetleče zvezde. Vendar pa je pomanjkanje infrardečega sevanja, ki izhaja iz teh meglic, pomenilo, da v njih ni moglo biti zvezd, saj bi zvezde oddajale infrardečo svetlobo. Kasneje je bil podan še en predlog - da so na teh območjih morda protozvezde , vendar to tudi ni bilo potrjeno. Končno je postalo jasno, da Herbig-Haro objekti nastanejo iz snovi, ki jo izvržejo bližnje zvezde v zgodnji fazi njihovega nastanka in trčijo z nadzvočno hitrostjo s snovjo medzvezdnega medija, udarni valovi pa naredijo te oblake vidne [1] .

V zgodnjih osemdesetih letih prejšnjega stoletja so opazovanja prvič pokazala, da je narava teh predmetov povezana s sproščanjem snovi. To je pripeljalo do spoznanja, da je izvržena snov, ki tvori takšne meglice, močno kolimirana (reducirana v ozke tokove). V prvih nekaj sto tisoč letih svojega obstoja so zvezde pogosto obkrožene z akrecijskimi diski, ki jih tvori plin, ki pada nanje (zvezde), in visoka hitrost vrtenja notranjih delov diska vodi do izmeta delno ionizirane plazme, usmerjene pravokotno. na ravnino diska, tako imenovani polarni curki . Ko takšni izmeti trčijo s snovjo iz medzvezdnega medija, nastanejo področja svetlega sevanja , značilna za Herbig-Haro objekte [2] .

fizične lastnosti

Herbigova objekta - Apo HH 1 in HH 2 se nahajata na razdalji približno svetlobnega leta drug od drugega simetrično glede na mlado zvezdo, ki oddaja snov vzdolž svoje polarne osi.

Sevanje Herbig-Haro objektov je posledica interakcije udarnih valov z medzvezdnim medijem, vendar je njihovo gibanje precej zapleteno. Dopplerjev premik je določil hitrost širjenja snovi meglice – nekaj sto kilometrov na sekundo, a so emisijske črte v njihovih spektrih prešibke, da bi nastajale med trki pri tako velikih hitrostih. To verjetno pomeni, da se snov medzvezdnega medija, ki trči v snov iz meglic, odmakne tudi od matične zvezde, čeprav z manjšo hitrostjo [3] .

Domneva se, da je skupna masa snovi, ki sestavlja tipični Herbigov objekt, Aro, reda 1–20 zemeljskih mas, kar je zelo majhno v primerjavi z maso zvezd [4] . Temperatura snovi v teh objektih je 8000-12000 K , približno enaka kot v drugih ioniziranih meglicah – območjih H II in planetarnih meglic . Gostota snovi je tukaj večja - od nekaj tisoč do deset tisoč delcev na cm³, medtem ko je za območja H II in planetarne meglice ta številka običajno manjša od 1000 delcev/cm³ [5] . Predmeti Herbig-Haro so sestavljeni predvsem iz vodika in helija z masnim razmerjem približno 3:1. Manj kot 1 % mase teh meglic predstavljajo težki elementi , običajno je njihova relativna številčnost približno enaka tisti, izmerjeni za bližnje zvezde [4] .

V območjih, ki so najbližje zvezdi, je približno 20-30% plina ionizirano, vendar se ta številka zmanjšuje z naraščajočo razdaljo. To pomeni, da je snov v zgodnjih fazah v stanju ionizacije, z večanjem oddaljenosti od zvezde pa prevlada rekombinacijski proces nad ionizacijskim (kot posledica trkov). Vendar pa lahko udarni valovi na "prednjih" mejah izmeta del materiala ponovno ionizirajo in posledično lahko na teh mestih opazimo svetle kupolaste oblike.

Število in porazdelitev

Do danes je bilo odprtih več kot 400 Herbig-Haro objektov ali njihovih skupin. Ti objekti so značilni za območja H II , v katerih poteka aktivno nastajanje zvezd , in jih tam pogosto opazimo v velikih skupinah. Običajno jih je mogoče videti v bližini Bockovih kroglic ( temne meglice , znotraj katerih so skrite zelo mlade zvezde), poleg tega pa pogosto iz njih izhajajo predmeti Herbig-Haro. Pogosto v bližini enega vira energije opazimo več predmetov Herbig-Haro - nato se postavijo v verigo vzdolž osi vrtenja matične zvezde.

Število znanih Herbig-Haro objektov se je v zadnjih nekaj letih močno povečalo, vendar se domneva, da je še vedno zelo majhno v primerjavi z njihovim vsoto v naši Galaksiji . Po grobih ocenah naj bi njihovo število doseglo 150.000 [6] , vendar je velika večina preveč oddaljenih, da bi jih lahko opazovali s sodobnimi astronomskimi sredstvi . Večina objektov Herbig-Haro leži znotraj 0,5 parseka od svoje matične zvezde, le nekaj jih je dlje kot 1 parsek. V posameznih primerih je mogoče videti takšno meglico, odstranjeno več parsekov od zvezde, kar verjetno pomeni, da ima medzvezdni medij na tem mestu nizko gostoto, kar omogoča, da se predmet Herbig-Haro premakne naprej, preden se razprši.

Lastno gibanje in variabilnost

Spektroskopski podatki kažejo, da se objekti Herbig-Haro odmikajo od svojih matičnih zvezd s hitrostmi od 100 do 1000 km / s. V zadnjih letih so slike visoke ločljivosti s teleskopa Hubble, posnete v presledkih po več let, opazile pravilno gibanje številnih Herbig-Harovih objektov. Ti podatki so omogočili tudi oceno velikosti več takšnih objektov z uporabo metode ekspanzijske paralakse (glej vesoljsko lestvico razdalj ).

Ko se odmikajo od zvezde, se objekti Herbig-Haro bistveno spremenijo, njihova svetlost pa se spremeni v samo nekaj letih. Posamezni "vozlički" meglice lahko povečajo ali zmanjšajo svojo svetlost, popolnoma izginejo ali se pojavijo "iz nič". Te spremembe so posledica interakcije tokov snovi meglice bodisi s kozmičnim okoljem bodisi med seboj (znotraj meglice), če se dva taka toka premikata z različnimi hitrostmi.

Izbruh snovi iz zvezde gostiteljice je serija izmetov in ne stalen tok. Ker so izmeti sousmerjeni, imajo lahko različne hitrosti, interakcije med različnimi izmeti pa tvorijo tako imenovane »delovne površine«, kjer se tokovi plina trčijo in tvorijo udarne valove .

Starševske zvezde

HH 32 je eden najsvetlejših objektov v Herbigu - Haro.

Vse zvezde, ki so odgovorne za nastanek objektov Herbig-Haro, so zelo mlade, najmlajše med njimi pa so še protozvezde , ki le izhajajo iz okoliškega plina. Astronomi delijo te zvezde v 4 razrede: 0, I, II, III – odvisno od intenzivnosti njihovega sevanja v infrardečem območju [7] . Močnejše kot je infrardeče sevanje, več hladne snovi obdaja zvezdo, kar pomeni, da je zvezda še v fazi nastanka. To oštevilčenje razredov je posledica dejstva, da objekti razreda 0 (najmlajši) še niso odkriti, medtem ko so razredi I, II in III že opredeljeni.

Zvezde razreda 0 so stare le nekaj tisoč let – tako mlade so, da se jedrska fuzija v njihovih globinah še ni začela. Namesto tega jih poganja sproščanje gravitacijske potencialne energije, ko snov pade nanje [8] . Termonuklearne reakcije se začnejo v črevesju zvezd razreda I , vendar plin in prah iz okoliške meglice še vedno padata na površino zvezde. Na tej stopnji so običajno skrite v gostih oblakih meglice, ki absorbirajo vso njihovo vidno svetlobo , zato so takšne zvezde vidne le v infrardečem in radijskem pasu . Odlaganje plina in prahu skoraj popolnoma preneha pri zvezdah razreda II , vendar so na tej stopnji še vedno obdane z akrecijskim diskom. Končno pri zvezdah razreda III disk izgine in za seboj pusti le preostalo sled.

Raziskave kažejo, da je približno 80 % zvezd, ki sestavljajo Herbig-Haro objekte, binarnih ali več zvezdnih sistemov . Ta odstotek je bistveno višji kot pri zvezdah z majhno maso iz glavnega zaporedja . To bi lahko pomenilo, da imajo binarne več možnosti, da tvorijo Herbig-Haro objekt, in obstajajo dokazi, da največji takšni objekti nastanejo, ko razpade več sistemov. Verjame se, da večina zvezd tvori več sistemov, vendar velik del njih zaradi gravitacijskih interakcij z bližnjimi zvezdami in gostimi oblaki plina razpade, preden dosežejo glavno zaporedje [9] .

Infrardeči "dvojčki"

Infrardeča slika udarnih valov molekularnega loka iz bipolarnih plinskih tokov v Orionu.

Predmeti Herbig-Haro, ki pripadajo zelo mladim zvezdam ali zelo masivnim protozvezdam, so pogosto skriti pred opazovanjem v vidnem območju z oblaki plina in prahu, iz katerih te zvezde nastanejo. Ta okoliška temna snov lahko oslabi vidno svetlobo deset, če ne stokrat. Takšne skrite predmete je mogoče opazovati le v infrardečem in radijskem pasu [10] , pri čemer preučujemo spektralne komponente, ki ustrezajo žarečemu molekularnemu vodiku (H 2 ) ali vročemu ogljikovemu monoksidu (CO).

V zadnjih letih so infrardeče slike razkrile na desetine primerov " infrardečih objektov Herbig-Haro ". Večina jih je v obliki valov, ki sevajo iz nosu (glave) čolna, tako da takšno tvorbo običajno imenujemo molekularni premčni šok ( eng. Bow shocks). Tako kot objekti Herbig-Haro tudi ti nadzvočni udarni valovi izvirajo iz kolimiranih tokov snovi z obeh polov protozvezde. Dobesedno pometejo ali "unesejo" gost okoliški molekularni plin za seboj in tvorijo stalen tok snovi, imenovan bipolarni tok plina . Infrardeči udarni valovi imajo hitrost nekaj sto kilometrov na sekundo in segrejejo plin na stotine ali celo tisoče Kelvinov . Zaradi dejstva, da so ti objekti povezani z najmlajšimi zvezdami, pri katerih je akrecija še posebej močna, infrardeče udarne valove ustvarjajo močnejši polarni tokovi kot njihovi vidni kolegi.

Fizika infrardečih udarnih valov je v bistvu enaka tisti, ki jo opazimo pri objektih Herbig-Haro; to je razumljivo, saj so ti predmeti večinoma enaki. Tu je razlika le v parametrih, ki so značilni za polarne tokove in okoliško snov: udarni valovi v enem primeru prisilijo atome in ione, da oddajajo v vidni svetlobi, v drugem pa molekule že v infrardečem območju [11] .

Opombe (uredi)

  1. Reipurth B.; Heathcote S. 50 let Herbig-Haro predmet študija. Od odkritja do teleskopa Hubble, Herbig-Haro Flow in Star Birth = 50 let Herbig – Haro Research. Od odkritja do HST, Herbig – Haro Flows in rojstvo zvezd // Simpozij IAU št. 182. - Kluwer Academic Publishers, 1997. - S. 3-18 .
  2. Bally J .; Morse J.; Reipurth B. Rojstvo zvezde, Herbig-Haro curki, akrecija in protoplanetarni diski. Znanost in Hubblov teleskop - II = Rojstvo zvezd: Herbig – Haro curki, akrecijski in proto-planetarni diski, znanost z vesoljskim teleskopom Hubble - II. - 1995.
  3. Dopita M. Herbig - Apo Nebula Gama (Eng.) = The Herbig-Haro objects in the Meglica GUM // Astronomy and Astrophysics . - EDP ​​Sciences , 1978 - letn. 63 , št. 1-2 . - str. 237-241 .
  4. 1 2 Brugel EW; Boehm KH; Mannery E. Emission spectra of Herbig - Haro (Eng.) = Emission Spectra line of Herbig-Haro objects // of The Astrophysical Journal . - Založba IOP , 1981 - letn. 47 . - str. 117-138 .
  5. Bacciotti F., J. Eislöffel Ionization and density streams along the objects in Herbig - Apo (Eng.) = Ionization and density along the beams of Herbig-Haro jets // Astronomy and Astrophysics . - EDP ​​Sciences , 1999. - Zv. 342 . - str. 717-735 .
  6. Giulbudagian AL O povezavi med objekti Herbig – Haro in sijočimi zvezdami v bližini sonca. - 1984.-- T. 20 . - S. 277-281 .
  7. Lada CJ Формирование звёзд — от OB-ассоциаций до протозвёзд, в областях звездообразования = 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. — С. 1—17 .
  8. Andre P.; Ward-Thompson D.; Barsony M. Субмиллиметровые спектральные наблюдения звезды ρ Змееносца A — Кандидат в протозвёзды VLA 1623 и дозвёздные скопления (англ.) = Submillimeter continuum observations of Rho Ophiuchi A - The candidate protostar VLA 1623 and prestellar clumps // The Astrophysical Journal . — IOP Publishing , 1993. — Vol. 406 . — P. 122—141 .
  9. Reipurth B.; Rodríguez LF; Anglada G.; Bally J. Радиоизлучающие выбросы из протозвёздных объектов (англ.) = Radio Continuum Jets from Protostellar Objects // The Astronomical Journal . — IOP Publishing , 2004. — Vol. 127 . — P. 1736—1746 .
  10. Davis CJ; Eisloeffel J. Визуализация в ближней инфракрасной области молекул H2 по потокам молекул (CO), исходящих от молодых звёзд (англ.) = Near-infrared imaging in H2 of molecular (CO) outflows from young stars // Astronomy and Astrophysics . — EDP Sciences , 1995. — Vol. 300 . — P. 851—869 .
  11. Smith MD, Khanzadyan T., Davis CJ Анатомия головной ударной волны в объекте Хербига — Аро HH 7 (англ.) = Anatomy of the Herbig–Haro object HH 7 bow shock // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . — Oxford University Press , 2003. — Vol. 339 . — P. 524—536 .

Ссылки