Объект Хербига – Аро

редактировать

Небольшие пятна туманности, связанные с недавно родившимися звездами HH 24 находится в молекулярном облаке Ориона B. HH 32 выглядит как звезда из-за своей высокой яркости. Окружающий газ выглядит как облака вокруг полной луны. Космический телескоп Хаббл изображения HH 24 (слева) и (справа; вверху) - красочные туманности типичны для объектов Хербига – Аро

Объекты Хербига – Аро (HH)представляют собой яркие пятна туманности, связанные с новорожденным звезды. Они образуются, когда узкие струи частично ионизированного газа, выброшенные 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 с ее осью вращения . Большинство из них находится в пределах одного парсека (3,26 световых лет ) от источника, хотя некоторые наблюдались на расстоянии нескольких парсеков. Объекты HH - это временные явления, которые длятся несколько десятков тысяч лет. Они могут заметно меняться в течение нескольких лет, поскольку они быстро удаляются от своей родительской звезды в газовые облака межзвездного пространства (межзвездная среда или ISM). Наблюдения с космического телескопа Хаббла показали сложную эволюцию объектов HH в течение нескольких лет, когда части туманности тускнеют, а другие становятся ярче при столкновении с комковатым материалом межзвездной среды.

Впервые обнаруженные в конце 19 века Шербурном Уэсли Бернхэмом, объекты Хербига – Аро были признаны отдельным типом эмиссионной туманности в 1940-х годах. Первыми астрономами, изучившими их подробно, были Джордж Хербиг и Гильермо Аро, в честь которых они были названы. Хербиг и Аро независимо друг от друга работали над исследованиями звездообразования, когда они впервые проанализировали объекты и признали, что они были побочным продуктом процесса звездообразования. Хотя объекты HH являются видимым явлением с длиной волны , многие из них остаются невидимыми на этих длинах волн из-за пыли и газа и могут быть обнаружены только на длинах волн инфракрасного. Такие объекты, наблюдаемые в ближнем инфракрасном диапазоне, называются объектами с линиями излучения молекулярного водорода (MHO).

Содержание

Открытие и история наблюдений

Первый объект HH был замечен в конце 19 века Шербурном Уэсли Бернхэмом, когда он наблюдала звезду Т Тельца с помощью 36-дюймового (910 мм) рефракторного телескопа в обсерватории Лик и отметила небольшое пятно туманности поблизости. Считалось, что это эмиссионная туманность, позже известная как туманность Бернхема, и не была признана отдельным классом объектов. Т Тельца оказалась очень молодой и переменной звездой и является прототипом класса подобных объектов, известных как Т Тельца, которые еще не достигли состояния гидростатического равновесия между гравитационным коллапсом и выработкой энергии посредством ядерного синтеза в их центрах. Спустя пятьдесят лет после открытия Бернхэма было обнаружено несколько похожих туманностей, имеющих почти звездный вид. И Харо, и Хербиг провели независимые наблюдения нескольких из этих объектов в туманности Ориона в течение 1940-х годов. Хербиг также посмотрел на туманность Бернхема и обнаружил, что она демонстрирует необычный электромагнитный спектр с заметными линиями излучения водорода, серы и <120.>кислород. 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. Поначалу Хербиг уделял мало внимания обнаруженным им объектам, в первую очередь обращая внимание на близлежащие звезды, но, услышав открытия Аро, он провел более подробные исследования их. Советский астроном Виктор Амбарцумян дал объектам их названия (объекты Хербига-Аро, обычно сокращаемые до HH-объектов), и на основании их появления около молодых звезд (возрастом несколько сотен тысяч лет).), предположил, что они могут представлять собой раннюю стадию образования 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, так как они излучали бы обильный инфракрасный свет. В 1975 году американский астроном предположил, что ветры от звезд типа Т Тельца при столкновении вызывают толчки в окружающей среде, что приводит к генерации видимого света. С открытием первой протозвездной струи в HH 46/47 стало ясно, что HH-объекты действительно являются феноменом, вызванным ударной нагрузкой, при этом удары вызываются коллимированным струя протозвезд.

Формация

Иллюстрация, на которой изображены две стрелки вещества, движущиеся наружу в противоположных направлениях от системы звездного диска, и создавая яркие эмиссионные шапки на концах, где они сталкиваются с окружающей средой Желто-зеленая эмиссионная шапка, создаваемая красной струей звезды в темно-зеленой туманности Объекты HH образуются, когда сросшийся материал выбрасывается протозвездой в виде ионизированного газа вдоль оси вращения звезды, как показано на HH 34 (справа).

Звезды образуются в результате гравитационного коллапса облаков межзвездного газа. Поскольку сжатие увеличивает плотность, потери энергии излучения уменьшаются из-за увеличения непрозрачности. Это повышает температуру облака, что предотвращает дальнейшее схлопывание, и устанавливается гидростатическое равновесие. Газ продолжает падать к сердечнику во вращающемся диске . Ядро этой системы называется протозвездой. Часть материала аккреции выбрасывается вдоль оси вращения звезды двумя струями частично ионизированного газа (плазма ). Механизм образования этих коллимированных биполярных джетов до конца не изучен, 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. Струи также уносят избыточный угловой момент, возникающий в результате аккреции материала на звезду, который в противном случае заставил бы звезду вращаться слишком быстро и разрушиться. Когда эти струи сталкиваются с межзвездной средой, они вызывают появление небольших пятен яркого излучения, которые содержат объекты HH.

Свойства

График зависимости интенсивности света от длины волны с несколькими провалами, вызванными поглощением света, излучаемого звездой, молекулами окружающей среды Инфракрасный спектр из HH 46/47, полученное с помощью космического телескопа Spitzer, показывающее, что среда в непосредственной близости от звезды богата силикатами

Электромагнитное излучение от объектов HH возникает, когда связанные с ними ударные волны сталкивается с межзвездной средой, создавая то, что называется «конечными рабочими поверхностями». Спектр является непрерывным, но также имеет интенсивные линии излучения нейтральных и ионизированных частиц. Спектроскопические наблюдения доплеровских сдвигов объектов HH указывают на скорости в несколько сотен километров в секунду, но линии излучения 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 объектов HH в наблюдениях, разнесенных на несколько лет. По мере удаления от родительской звезды объекты HH претерпевают значительные изменения, 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, образует типичные HH количество объектов оценивается в количестве от 10 до 10 M в год, это очень небольшое количество материала по сравнению с массой самих звезд, но составляет около 1–10% от общей массы, аккрецируемой звездами-источниками в год. Потеря массы имеет тенденцию к уменьшению с увеличением возраста источника. Температуры, наблюдаемые в объектах HH, обычно составляют около 9000–12000 K, 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, по сравнению с несколькими тысячами частиц на см 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, что составляет 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, обычно 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, что приведет к появлению ярких «шапок».

Числа и распределение

Голубые и оранжевые турбулентные шапки излучения HH 2 (внизу справа), HH 34 (внизу слева) и HH 47 (вверху) были пронумерованы в порядке их обнаружения; по оценкам, в Млечном Пути насчитывается до 150 000 таких объектов.

Объекты HH названы приблизительно в порядке их идентификации; HH 1/2 - самый ранний из таких объектов, которые 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 (темных туманностей, содержащих 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 от предполагаемых до 150 000 в Млечном Пути, подавляющее большинство из которых находятся слишком далеко, чтобы быть решено. Большинство объектов HH находятся в пределах одного парсек от их родительской звезды. Однако многие из них видны на расстоянии нескольких парсеков.

HH 46/47 находится примерно в 450 парсеках (1500 световых лет) от Солнца и питается от протозвезды класса I двоичный. 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 Спитцер выявили различные химические соединения в молекулярном потоке, включая воду (лед), метанол, метан, углерод. диоксид (сухой лед ) и различные силикаты. Находится на расстоянии около 460 парсеков (1500 световых лет) от нас в Орионе. Молекулярное облако, HH 34 создается сильно коллимированной биполярной струей, питаемой протозвездой класса I. Вещество в струе движется со скоростью около 220 километров в секунду. Два ярких носовых толчка, разделенных примерно на 0,44 парсека (1,4 светового года), присутствуют на противоположных сторонах источника, за ними следуют серии более слабых на больших расстояниях, в результате чего весь комплекс составляет около 3 парсеков. (9,8 световых лет) в длину. Джет окружен слабым молекулярным потоком длиной 0,3 парсека (0,98 светового года) около источника.

Звезды-источники

Файл: HH 34 jet video HST.ogv Воспроизвести медиа Тринадцатилетний таймлапс вещества, выбрасываемого протозвездой класса I., образующий объект Хербига – Аро HH 34

Все звезды, из которых испускаются 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 молодые) 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 они еще не подвергаются ядерным реакциям синтеза в своих центрах. Вместо этого они получают питание только от потенциальной гравитационной энергии, высвобождаемой при падении на них материала. В основном они содержат с небольшими скоростями (менее ста километров в секунду) и слабыми выбросами в стоках. 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. Как правило, они все еще окутаны плотными облаками пыли и газа, которые закрывают весь их видимый свет, и в результате их можно наблюдать только в инфракрасном и радио длинах волн. В потоках из 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 T-Тельца со слабой линией) имеют только следы от их первоначального аккреционного диска.

Около 80% звезд, дающих начало объектам HH, являются двойными или множественными системами (две или более звезды вращаются вокруг каждой из них. прочее), что является гораздо более высокой долей, чем 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 быть сформированы при распаде кратных звездных систем. Считается, что большинство звезд происходит 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 плотных облаков газа.

Вокруг прото-коричневых карликов

Первый и единственный (по состоянию на май 2017 г.) крупномасштабный объект Хербига-Аро вокруг прото- коричневого карлика, который связан к прото-коричневому карлику. HH 1165 имеет длину 0,8 световых лет (0,26 парсек ) и находится в районе скопления сигма Ориона. Раньше вокруг прото-коричневых карликов обнаруживались только небольшие мини-джеты (≤0,03 парсек).

Инфракрасные аналоги

, видимые в инфракрасном космическом телескопе Спитцер

Объекты HH, связанные с очень молодыми звездами или очень массивными протозвездами, часто скрыты от глаз в оптическом диапазоне длин волн облаком газа и пыли, из которого они образуются. Промежуточный материал может уменьшать визуальную величину в десятки или даже сотни раз при оптических длинах волн. Такие глубоко внедренные объекты можно наблюдать только в инфракрасном или радиоволнах, обычно на частотах горячего молекулярного водорода или теплого угарного газа. В последние годы на инфракрасных изображениях были обнаружены 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 ударами». Физика инфракрасных ударов лука может быть понята во многом так же, как и физика объектов HH, поскольку эти объекты по существу одинаковы - сверхзвуковые удары, создаваемые 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 списки. -строчный справочный словарь по номенклатуре небесных объектов. Каталог MHO содержит более 2000 объектов.

См. Также

  • Астрономический портал

Ссылки

Внешние ссылки

На Викискладе есть медиафайлы, связанные с объектами Хербига – Харо.

Последняя правка сделана 2021-05-23 09:51:53
Содержание доступно по лицензии CC BY-SA 3.0 (если не указано иное).
Обратная связь: support@alphapedia.ru
Соглашение
О проекте