Herbig tárgy - Haro

Az oldal jelenlegi verzióját még nem ellenőrizték tapasztalt közreműködők, és jelentősen eltérhet a 2022. március 15-én felülvizsgált verziótól ; az ellenőrzéshez 1 szerkesztés szükséges .

A Herbig –Haro objektumok fiatal csillagokhoz kapcsolódó kis ködfoltok .  Akkor keletkeznek, amikor a csillagok által kibocsátott gáz másodpercenként több száz kilométeres sebességgel kölcsönhatásba lép a közeli gáz- és porfelhőkkel . A Herbig-Haro objektumok a csillagkeletkezési régiókra jellemzőek ; néha egyetlen csillag közelében figyelhetők meg - az utóbbiak forgástengelye mentén megnyúlva.

A Herbig-Haro objektumok ideiglenes képződmények, amelyek élettartama több ezer év. Szinte "szemünk láttára" fejlődnek: a viszonylag rövid időközönként készült felvételeken is feltűnő a csillagközi gázfelhőkbe való nagy behatolási sebességük az anyacsillagtól távol. A Hubble - megfigyelések e régiók néhány év alatti összetett fejlődését mutatják: míg egyes részeik elhalványulnak, mások éppen ellenkezőleg, fényesebbé válnak, és ütköznek a csillagközi közeg csomós anyagával.

Ezeket az objektumokat először Sherburne Wesley Burnham figyelte meg a 19. század végén , de csak az 1940 -es években ismerték fel őket különálló típusú emissziós ködként . Az első csillagászok, akik részletesen tanulmányozták őket, George Herbig és Guillermo Haro voltak, akikről ezek a képződmények elnevezték. Herbig és Haro független csillagkeletkezési tanulmányokat végezve először elemezték ezeket az objektumokat, és rájöttek, hogy ezek a régiók a csillagkeletkezési folyamat melléktermékei.

A megfigyelések felfedezése és története

Először a 19. század végén figyelt meg ilyen objektumot S. Burnham , amikor a Taurus csillag közelében , egy 36 hüvelykes refraktort használva a Lick Obszervatóriumban , egy kis ködös felhőt vett észre. Akkoriban ezt az objektumot, amelyet később Burnham-ködnek neveztek el , csak emissziós ködként sorolták be, és nem sorolták be a csillagászati ​​objektumok külön osztályába . Megállapítást nyert azonban, hogy a T Tauri  egy nagyon fiatal és változó csillag , amely nem érte el a hidrosztatikus egyensúly állapotát a gravitációs összehúzódás és a mélységében lévő energiatermelés között. Később hasonló sztárok prototípusa lett .

A Burnham felfedezését követő 50 évben több hasonló ködöt találtak, amelyek olyan kicsik voltak, hogy szinte megkülönböztethetetlenek voltak a csillagoktól. Aro és Herbig egymástól függetlenül számos megfigyelést végzett ezekről a tárgyakról az 1940-es években. Herbig a Burnham-köd tanulmányozása során megállapította, hogy annak szokatlan elektromágneses spektruma van , a hidrogén- , kén- és oxigénvonalak kiemelkednek ; és Haro felfedezte, hogy ezek az objektumok mind láthatatlanok az infravörösben .

Nem sokkal később Herbig és Haro találkozott egy csillagászati ​​konferencián az arizonai Tucsonban . Kezdetben Herbig nem nagyon érdeklődött az általa vizsgált objektumok iránt, a közeli csillagokra összpontosított, de Haro megfigyelései felkeltették érdeklődését, és úgy döntött, hogy alaposabban megvizsgálja ezeket a területeket. Viktor Ambartsumyan szovjet csillagász azt javasolta, hogy nevezzék el őket Herbig-Haro objektumoknak. Emellett arra a tényre alapozva, hogy néhány százezer évesnél fiatalabb csillagok körül figyelik meg őket, feltételezte , hogy a T Tauri csillagok kialakulásának korai szakaszát jelenthetik.

Tanulmányok kimutatták, hogy a Herbig-Haro régiók erősen ionizáltak , és kezdetben azt feltételezték, hogy forró és alacsony fényű csillagokat tartalmazhatnak. Az ezekből a ködökből származó infravörös sugárzás hiánya azonban azt jelentette, hogy nem lehetnek bennük csillagok, mivel a csillagok infravörös fényt bocsátanak ki. Később egy másik feltevés is megfogalmazódott - hogy lehetnek protocsillagok ezekben a régiókban , de ezt sem erősítették meg. Végül világossá vált, hogy a Herbig-Haro objektumok a közeli csillagok által a keletkezésük korai szakaszában kilökődött anyagból jönnek létre, és szuperszonikus sebességgel ütköznek a csillagközi közeg anyagával, és lökéshullámok teszik láthatóvá ezeket a felhőket [1] .

Az 1980-as évek elején a megfigyelések először tárták fel, hogy ezeknek a tárgyaknak a természete összefügg az anyagkibocsátással. Ez annak megértéséhez vezetett, hogy az ilyen ködöket alkotó kilökődő anyag erősen kollimált (szűk patakokká zsugorodik). Fennállásuk első néhány százezer évében a csillagokat gyakran a rájuk eső gázok (csillagok) által létrehozott akkréciós korongok veszik körül , és a korong belső részeinek nagy forgási sebessége a részlegesen ionizált plazma kibocsátásához vezet merőlegesen . a korong síkja, az úgynevezett poláris jet streamek . Amikor az ilyen kilökődés a csillagközi közegből származó anyaggal ütközik, fényes sugárzású területek képződnek , amelyek a Herbig-Haro objektumokra jellemzőek [2] .

Fizikai jellemzők

A Herbig-Haro objektumok sugárzását lökéshullámok és a csillagközi közeg kölcsönhatása okozza, mozgásuk azonban meglehetősen bonyolult. A Doppler-eltolódást a ködanyag terjedési sebességének meghatározására használták – több száz kilométer/másodperc, de spektrumaikban az emissziós vonalak túl gyengék ahhoz, hogy ilyen nagy sebességű ütközések során kialakuljanak. Ez valószínűleg azt jelenti, hogy a csillagközi közeg anyaga, amellyel a ködök anyaga ütközik, szintén az anyacsillag irányába mozog, bár kisebb sebességgel [3] .

Feltételezzük, hogy egy tipikus Herbig-Haro objektumot alkotó teljes anyagtömeg 1–20 Földtömeg nagyságrendű , ami a csillagok tömegéhez képest nagyon kicsi [4] . Ezekben az objektumokban az anyag hőmérséklete 8000-12000 K , ami megközelítőleg megegyezik más ionizált ködök – H II régiók és planetáris ködök –ével . Az anyagsűrűség itt nagyobb - több ezertől több tízezer részecske/cm³, míg a H II régiók és bolygóködök esetében ez az érték általában kevesebb, mint 1000 részecske/cm³ [5] . A Herbig-Haro objektumok elsősorban hidrogénből és héliumból állnak , tömegarányuk nagyjából 3:1. Ezeknek a ködöknek a tömegének kevesebb, mint 1%-a nehéz elem , általában relatív abundanciájuk megközelítőleg megegyezik a közeli csillagok esetében mért értékkel [4] .

A csillaghoz legközelebb eső területeken a gáz körülbelül 20-30%-a ionizálódik, de ez a szám a távolság növekedésével csökken. Ez azt jelenti, hogy a korai stádiumban az anyag ionizációs állapotban van, és a csillagtól távolodva a rekombinációs folyamat érvényesül az ionizációs folyamattal szemben (ütközések következtében). A lökéshullámok azonban az "előre" kilökési határokon újra ionizálhatják az anyag egy részét, és ennek következtében ezeken a helyeken fényes kupola alakú formákat figyelhetünk meg.

Szám és megoszlás

Eddig több mint 400 Herbig-Haro objektumot vagy csoportjukat fedezték fel. Ezek az objektumok az aktív csillagkeletkezési H II régiókra jellemzőek, sőt gyakran nagy csoportokban is megfigyelhetők. Általában a Bok-gömbök ( sötét ködök , amelyek belsejében nagyon fiatal csillagok rejtőznek) közelében láthatók, és gyakran Herbig-Haro objektumok származnak belőlük. Gyakran több Herbig-Haro objektumot figyelnek meg egy energiaforrás közelében - majd láncba sorakoznak a szülőcsillag forgástengelye mentén.

Az ismert Herbig-Haro objektumok száma drámaian megnőtt az elmúlt néhány évben, de úgy gondolják, hogy még mindig nagyon kicsi a galaxisunkban lévő teljes számukhoz képest . Hozzávetőleges becslések szerint számuk elérheti a 150 000 -et [6] , de túlnyomó többségük túl messze van ahhoz, hogy modern csillagászati ​​eszközökkel megfigyelhető legyen . A legtöbb Herbig-Haro objektum 0,5 parszek távolságon belül található szülőcsillagától , és csak néhány található 1 parszeknál távolabbról. Ritka esetekben egy ilyen köd néhány parszeknyire elmozdul a csillagtól, ami azt jelenti, hogy lehetséges, hogy a csillagközi közeg ezen a helyen alacsony sűrűséggel rendelkezik, így a Herbig-Haro objektum tovább tud mozogni, mielőtt szétszóródna.

Megfelelő mozgás és változékonyság

A spektroszkópiai adatok azt mutatják, hogy a Herbig-Haro objektumok 100-1000 km/s sebességgel távolodnak el szülőcsillagaiktól. Az elmúlt években a Hubble Űrteleszkóp nagy felbontású felvételei, amelyek több év különbséggel készültek, számos Herbig-Haro objektum megfelelő mozgását mutatták. Ezek az adatok lehetővé tették több ilyen objektum méretének becslését is expanziós parallaxis módszerrel (lásd kozmikus távolságlétra ).

A csillagtól távolodva a Herbig-Haro objektumok jelentősen megváltoznak, és fényességük is csak néhány év alatt változik. A köd különálló "csomói" növelhetik vagy csökkenthetik fényerejüket, teljesen eltűnhetnek, vagy "a semmiből" jelenhetnek meg. Ezek a változások a ködben lévő anyagáramlások kölcsönhatásából adódnak vagy a kozmikus környezettel, vagy egymással (a köd belsejében), ha két ilyen áramlás eltérő sebességgel mozog.

Az anyacsillagból származó anyagkitörések inkább kilökődések sorozata, mint állandó áramlás. Az együtt irányított emissziók különböző sebességűek lehetnek, és a különböző kibocsátások közötti kölcsönhatások alkotják az úgynevezett „munkafelületeket”, ahol a gázáramok ütköznek és lökéshullámokat képeznek .

Szülősztárok

Az összes csillag, amely felelős a Herbig-Haro objektumok kialakulásáért, nagyon fiatal, és a legfiatalabbak még protocsillagok , csak a környező gázból bukkannak elő. A csillagászok ezeket a csillagokat 4 osztályba osztják: 0, I, II, III - attól függően, hogy milyen intenzitású sugárzásuk az infravörös tartományban [7] . Minél erősebb az infravörös sugárzás, annál több hideg anyag veszi körül a csillagot, ami azt jelenti, hogy a csillag még a kialakulásának szakaszában van. Az osztályok ilyen számozása azért történik, mert a 0. osztályba tartozó objektumokat (a legfiatalabb) még nem fedezték fel, míg az I., II. és III. osztályt már meghatározták.

A 0. osztályú csillagok mindössze néhány ezer évesek – olyan fiatalok, hogy a magfúzió még nem kezdődött el mélységükben . Ehelyett a gravitációs potenciális energia felszabadulásával táplálkoznak, amikor anyag esik rájuk [8] . A fúziós reakciók az I. osztályú csillagok belsejében kezdődnek , de a környező ködből származó gáz és por továbbra is a csillag felszínére hullik. Ebben a szakaszban általában sűrű ködfelhőkben rejtőznek, amelyek elnyelik az összes látható fényüket , így az ilyen csillagok csak infravörösben és rádióban láthatók . A gáz és a por lerakódása szinte teljesen leáll a II. osztályú csillagokban , de ebben a szakaszban még mindig egy akkréciós korong veszi körül őket. Végül a III. osztályú csillagokban a korong eltűnik, csak egy maradék nyomot hagyva maga után.

A tanulmányok azt mutatják, hogy a Herbig-Haro objektumokat alkotó csillagok körülbelül 80%-a kettős vagy több csillagrendszer . Ez az arány sokkal magasabb, mint a kis tömegű fősorozatú csillagoké . Ez azt jelentheti, hogy a bináris rendszereknek nagyobb esélyük van Herbig-Haro objektum létrehozására, és bizonyíték van arra, hogy a legnagyobb ilyen objektumok akkor jönnek létre, amikor több rendszer bomlik. Úgy tartják, hogy a legtöbb csillag több rendszert alkot, de ezek jelentős része a közeli csillagokkal való gravitációs kölcsönhatások és a sűrű gázfelhők miatt lebomlik, mielőtt elérné a fő sorozatot [9] .

Infravörös "ikrek"

A Herbig-Haro objektumokat, amelyek nagyon fiatal csillagokhoz vagy nagyon nagy tömegű protocsillagokhoz tartoznak, a látható tartományban gyakran elrejtik a megfigyelés elől a gáz- és porfelhők, amelyekből ezek a csillagok keletkeznek. Ez a környező sötét anyag több tucatszor vagy akár százszor is gyengítheti a látható fényt. Ilyen rejtett objektumok csak az infravörös és rádiós tartományban [10] figyelhetők meg a forró molekuláris hidrogénnek (H 2 ) vagy a forró szén-monoxidnak (CO) megfelelő spektrális komponensek vizsgálatával .

Az elmúlt években az infravörös képek több tucat példát tártak fel " Herbig-Haro infravörös objektumokra ". Legtöbbjük a csónak orrától (fejétől) elágazó hullámok formájában van, ezért az ilyen képződményeket általában molekuláris orr lökéshullámoknak ( angol  bow shocks ) nevezik. A Herbig-Haro objektumokhoz hasonlóan ezek a szuperszonikus lökéshullámok a protocsillag mindkét pólusáról származó, kollimált anyagáramokból származnak. Szó szerint elsöprik, vagy "vonszolják" maguk mögött a sűrű, környező molekuláris gázt, állandó anyagáramlást hozva létre, amelyet bipoláris gázáramlásnak neveznek . Az infravörös lökéshullámok sebessége több száz kilométer per másodperc, és több száz vagy akár több ezer kelvinre hevítik fel a gázt . Tekintettel arra, hogy ezek az objektumok a legfiatalabb csillagokhoz kötődnek, amelyekben különösen erős az akkréció , az infravörös lökéshullámokat erősebb poláris áramok generálják, mint látható "kollégáik".

Az infravörös lökéshullámok fizikája alapvetően hasonló a Herbig-Haro objektumoknál megfigyelthez; ez érthető, hiszen ezek a tárgyak nagyrészt ugyanazok. A különbség itt csak a poláris áramlatokban és a környező anyagokban rejlő paraméterekben van: az egyik esetben lökéshullámok hatására atomok és ionok sugároznak ki látható fényben, a másik esetben pedig már molekulák  , az infravörös tartományban [11] .

Jegyzetek

  1. ↑ Repurth B.; Heathcote S. 50 év Herbig-Haro tárgyak tanulmányozása. A felfedezéstől a Hubble-ig, a Herbig-Haro áramlat és a csillagok születése = 50 éves Herbig-Haro kutatás. A felfedezéstől a HST-ig, a Herbig–Haro Flows és a csillagok születése // IAU Symposium No. 182. - Kluwer Academic Publishers, 1997. - P. 3-18 .
  2. ↑ Bally J.; Morse J.; Reipurth B. Csillagszületés, Herbig-Haro fúvókák, akkréciós és protoplanetáris korongok. A tudomány és a Hubble Űrteleszkóp - II = A csillagok születése: Herbig–Haro sugárhajtású repülőgépek, akkréció és protobolygókorongok, Tudomány a Hubble Űrteleszkóppal - II. – 1995.
  3. ↑ Dopita M. A Herbig   -Haro objektumok a GUM-ködben // Csillagászat és asztrofizika . - EDP Sciences , 1978. - Vol. 63 , sz. 1-2 . - P. 237-241 .
  4. ↑ 12 Brugel EW; Boehm KH; Mannery E.  Herbig–Haro objektumok emissziós  vonalspektrumai // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1981. - Vol. 47 . - 117-138 . o .
  5. ↑ Bacciotti F., Eislöffel J. Ionizáció és   sűrűség a Herbig–Haro sugárnyalábok mentén // Astronomy and Astrophysics . - EDP Sciences , 1999. - Vol. 342 . - P. 717-735 .
  6. ↑ Giulbudagian AL A Herbig–Haro objektumok és a Nap szomszédságában lévő fellángoló csillagok közötti kapcsolatról. - 1984. - T. 20 . - S. 277-281 .
  7. ↑ Lada CJ Csillagképződés - OB asszociációktól protocsillagokig, csillagképző régiókban = 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. - P. 1-17 .
  8. ↑ András P.; Ward Thompson D.; Barsony M. Rho Ophiuchi A szubmilliméteres   kontinuum megfigyelései – A VLA 1623 protocsillag jelölt és a csillag előtti csomók // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1993. - Vol. 406 . - 122-141 . o .
  9. ↑ Repurth B.; Rodriguez LF; Anglada G.; Bally J. Radio Continuum   Jets from protostellar Objects // The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 2004. - Vol. 127 . - P. 1736-1746 .
  10. ↑ Davis CJ; Eisloeffel J. Közeli infravörös képalkotás a fiatal csillagokból kiáramló molekuláris   (CO) H2-ben // Astronomy and Astrophysics . - EDP Sciences , 1995. - Vol. 300 . - P. 851-869 .
  11. ↑ Smith MD, Khanzadyan T., Davis CJ A Herbig–Haro objektum anatómiája HH  7 bow shock // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . - Oxford University Press , 2003. - Vol. 339 . - P. 524-536 .

Linkek

  Ugrás a Wikidata elemre  Szótárak és enciklopédiák
Bibliográfiai katalógusokban
 csillagközi közeg
Alkatrészek
Ködök
A csillagkeletkezés régiói
Körkörös képződmények
SugárzásCsillagszél