Objeto Herbig – Haro - Herbig–Haro object
.jpg)
Los objetos de Herbig-Haro ( HH ) son parches brillantes de nebulosidad asociados con estrellas recién nacidas . Se forman cuando chorros estrechos de gas parcialmente ionizado expulsado por las estrellas chocan con nubes cercanas de gas y polvo a varios cientos de kilómetros por segundo. Los objetos de Herbig-Haro se encuentran comúnmente en regiones de formación de estrellas , y a menudo se ven varios alrededor de una sola estrella, alineados con su eje de rotación . La mayoría de ellos se encuentran a aproximadamente un pársec (3,26 años luz ) de la fuente, aunque se han observado algunos a varios pársecs de distancia. Los objetos HH son fenómenos transitorios que duran unas pocas decenas de miles de años. Pueden cambiar visiblemente en escalas de tiempo de unos pocos años a medida que se alejan rápidamente de su estrella madre hacia las nubes de gas del espacio interestelar (el medio interestelar o ISM). Las observaciones del telescopio espacial Hubble han revelado la compleja evolución de los objetos HH durante el período de unos pocos años, a medida que partes de la nebulosa se desvanecen mientras que otras se iluminan al chocar con el material grumoso del medio interestelar.
Observados por primera vez a finales del siglo XIX por Sherburne Wesley Burnham , los objetos Herbig-Haro fueron reconocidos como un tipo distinto de nebulosa de emisión en la década de 1940. Los primeros astrónomos en estudiarlos en detalle fueron George Herbig y Guillermo Haro , de quienes han sido nombrados. Herbig y Haro estaban trabajando de forma independiente en estudios de formación de estrellas cuando analizaron por primera vez los objetos y reconocieron que eran un subproducto del proceso de formación de estrellas. Aunque los objetos HH son un fenómeno de longitud de onda visible , muchos permanecen invisibles en estas longitudes de onda debido al polvo y al gas, y solo pueden detectarse en longitudes de onda infrarrojas . Estos objetos, cuando se observan en el infrarrojo cercano, se denominan objetos de líneas de emisión de hidrógeno molecular (MHO).
Descubrimiento e historia de observaciones
El primer objeto HH fue observado a fines del siglo XIX por Sherburne Wesley Burnham, cuando observó la estrella T Tauri con el telescopio refractor de 36 pulgadas (910 mm) en el Observatorio Lick y notó un pequeño parche de nebulosidad cerca. Se pensó que era una nebulosa de emisión , que más tarde se conocería como Nebulosa de Burnham , y no fue reconocida como una clase distinta de objeto. Se descubrió que T Tauri es una estrella muy joven y variable, y es el prototipo de la clase de objetos similares conocidos como estrellas T Tauri que aún no han alcanzado un estado de equilibrio hidrostático entre el colapso gravitacional y la generación de energía a través de la fusión nuclear en sus centros. . Cincuenta años después del descubrimiento de Burnham, se descubrieron varias nebulosas similares con apariencia casi de estrella. Tanto Haro como Herbig hicieron observaciones independientes de varios de estos objetos en la Nebulosa de Orión durante la década de 1940. Herbig también miró la nebulosa de Burnham y descubrió que mostraba un espectro electromagnético inusual , con líneas de emisión prominentes de hidrógeno , azufre y oxígeno . Haro descubrió que todos los objetos de este tipo eran invisibles en luz infrarroja.
Después de sus descubrimientos independientes, Herbig y Haro se conocieron en una conferencia de astronomía en Tucson, Arizona, en diciembre de 1949. Al principio, Herbig había prestado poca atención a los objetos que había descubierto, estando principalmente preocupado por las estrellas cercanas, pero al escuchar los hallazgos de Haro, llevó a cabo estudios más detallados de ellos. El astrónomo soviético Viktor Ambartsumian dio a los objetos su nombre (objetos Herbig-Haro, normalmente abreviado como objetos HH) y, basándose en su aparición cerca de estrellas jóvenes (unos cientos de miles de años), sugirió que podrían representar una etapa temprana en la formación. de las estrellas T Tauri. Los estudios de los objetos HH mostraron que estaban altamente ionizados , y los primeros teóricos especularon que eran nebulosas de reflexión que contenían estrellas calientes de baja luminosidad en el interior. Pero la ausencia de radiación infrarroja de las nebulosas significaba que no podía haber estrellas dentro de ellas, ya que estas habrían emitido abundante luz infrarroja. En 1975, el astrónomo estadounidense RD Schwartz teorizó que los vientos de las estrellas T Tauri producen choques en el medio ambiente en el encuentro, lo que resulta en la generación de luz visible. Con el descubrimiento del primer chorro proto-estelar en HH 46/47, quedó claro que los objetos de HH son de hecho fenómenos inducidos por choques con choques impulsados por un chorro colimado de protoestrellas.
Formación
Las estrellas se forman por el colapso gravitacional de las nubes de gas interestelares . A medida que el colapso aumenta la densidad, la pérdida de energía radiativa disminuye debido al aumento de la opacidad . Esto eleva la temperatura de la nube lo que evita un mayor colapso y se establece un equilibrio hidrostático. El gas continúa cayendo hacia el núcleo en un disco giratorio . El núcleo de este sistema se llama protoestrella . Parte del material de acumulación se expulsa a lo largo del eje de rotación de la estrella en dos chorros de gas parcialmente ionizado ( plasma ). El mecanismo para producir estos chorros bipolares colimados no se comprende del todo, pero se cree que la interacción entre el disco de acreción y el campo magnético estelar acelera parte del material de acreción desde unas pocas unidades astronómicas de la estrella lejos del plano del disco. A estas distancias, el flujo de salida es divergente, extendiéndose en un ángulo en el rango de 10-30 °, pero se vuelve cada vez más colimado a distancias de decenas a cientos de unidades astronómicas de la fuente, ya que su expansión está restringida. Los chorros también se llevan el exceso de momento angular resultante de la acumulación de material en la estrella, lo que de otro modo haría que la estrella rote demasiado rápido y se desintegre. Cuando estos chorros chocan con el medio interestelar, dan lugar a pequeños parches de emisión brillante que componen los objetos HH.
Propiedades
La emisión electromagnética de los objetos HH se produce cuando sus ondas de choque asociadas chocan con el medio interestelar , creando lo que se denomina "superficies de trabajo terminales". El espectro es continuo , pero también tiene líneas de emisión intensas de especies neutras e ionizadas. Las observaciones espectroscópicas de los cambios Doppler de los objetos HH indican velocidades de varios cientos de kilómetros por segundo, pero las líneas de emisión en esos espectros son más débiles de lo que se esperaría de tales colisiones de alta velocidad. Esto sugiere que parte del material con el que chocan también se mueve a lo largo del rayo, aunque a menor velocidad. Las observaciones espectroscópicas de los objetos HH muestran que se están alejando de las estrellas fuente a velocidades de varios cientos de kilómetros por segundo. En los últimos años, la alta resolución óptica del telescopio espacial Hubble ha revelado el movimiento adecuado (movimiento a lo largo del plano del cielo) de muchos objetos HH en observaciones espaciadas con varios años de diferencia. A medida que se alejan de la estrella madre, los objetos HH evolucionan significativamente, variando en brillo en escalas de tiempo de unos pocos años. Los nudos o grupos compactos individuales dentro de un objeto pueden iluminarse y desvanecerse o desaparecer por completo, mientras que se ha observado la aparición de nuevos nudos. Estos surgen probablemente debido a la precesión de sus chorros, junto con las erupciones pulsantes e intermitentes de sus estrellas madres. Los chorros más rápidos alcanzan a los chorros más lentos anteriores, creando las llamadas "superficies de trabajo internas", donde las corrientes de gas chocan y generan ondas de choque y las consiguientes emisiones.
Se estima que la masa total expulsada por las estrellas para formar objetos HH típicos es del orden de 10 −8 a 10 −6 M ☉ por año, una cantidad muy pequeña de material en comparación con la masa de las propias estrellas, pero que asciende a aproximadamente 1-10% de la masa total acumulada por las estrellas fuente en un año. La pérdida de masa tiende a disminuir con la edad de la fuente. Las temperaturas observadas en los objetos HH son típicamente alrededor de 9.000-12.000 K , similares a las que se encuentran en otras nebulosas ionizadas como las regiones H II y las nebulosas planetarias . Las densidades, por otro lado, son más altas que en otras nebulosas, oscilando entre unos pocos miles y algunas decenas de miles de partículas por cm 3 , en comparación con unos pocos miles de partículas por cm 3 en la mayoría de las regiones H II y nebulosas planetarias.
Las densidades también disminuyen a medida que la fuente evoluciona con el tiempo. Los objetos de HH consisten principalmente en hidrógeno y helio , que representan aproximadamente el 75% y el 24% de su masa, respectivamente. Alrededor del 1% de la masa de los objetos HH está formada por elementos químicos más pesados , como oxígeno, azufre, nitrógeno , hierro , calcio y magnesio . Las abundancias de estos elementos, determinadas a partir de las líneas de emisión de los iones respectivos, son generalmente similares a sus abundancias cósmicas . Se cree que muchos compuestos químicos que se encuentran en el medio interestelar circundante, pero que no están presentes en el material de origen, como los hidruros metálicos , han sido producidos por reacciones químicas inducidas por golpes. Alrededor del 20-30% del gas en los objetos HH se ioniza cerca de la estrella fuente, pero esta proporción disminuye a distancias crecientes. Esto implica que el material se ioniza en el chorro polar y se recombina a medida que se aleja de la estrella, en lugar de ser ionizado por colisiones posteriores. Una descarga al final del chorro puede re-ionizar algún material, dando lugar a "tapas" brillantes.
Números y distribución
Los objetos HH se nombran aproximadamente por orden de identificación; HH 1/2 es el primer objeto de este tipo en ser identificado. Ahora se conocen más de mil objetos individuales. Siempre están presentes en las regiones H II de formación de estrellas y, a menudo, se encuentran en grandes grupos. Por lo general, se observan cerca de los glóbulos de Bok ( nebulosas oscuras que contienen estrellas muy jóvenes) y, a menudo, emanan de ellos. Se han visto varios objetos HH cerca de una sola fuente de energía, formando una cadena de objetos a lo largo de la línea del eje polar de la estrella madre. El número de objetos conocidos de HH ha aumentado rápidamente en los últimos años, pero esa es una proporción muy pequeña de los hasta 150.000 estimados en la Vía Láctea , la gran mayoría de los cuales están demasiado lejos para ser resueltos. La mayoría de los objetos HH se encuentran aproximadamente a un pársec de su estrella madre. Muchos, sin embargo, se ven a varios pársecs de distancia.
HH 46/47 se encuentra a unos 450 parsecs (1.500 años luz) de distancia desde el Sol y es alimentado por una protoestrella clase I binaria . El chorro bipolar se estrella contra el medio circundante a una velocidad de 300 kilómetros por segundo, produciendo dos casquetes de emisión con una separación de aproximadamente 2,6 parsecs (8,5 años luz). El flujo de salida del chorro está acompañado por un flujo de salida de gas molecular de 0,3 parsecs (0,98 años luz) de largo que es arrastrado por el propio chorro. Los estudios infrarrojos realizados por el telescopio espacial Spitzer han revelado una variedad de compuestos químicos en el flujo de salida molecular, que incluyen agua (hielo), metanol , metano , dióxido de carbono ( hielo seco ) y varios silicatos . Ubicado a unos 460 parsecs (1.500 años luz) de distancia en la nube molecular Orión A , el HH 34 es producido por un chorro bipolar altamente colimado impulsado por una protoestrella de clase I. La materia en el chorro se mueve a unos 220 kilómetros por segundo. Dos choques de arco brillantes , separados por aproximadamente 0,44 parsecs (1,4 años luz), están presentes en los lados opuestos de la fuente, seguidos de una serie de más débiles a distancias más grandes, lo que hace que todo el complejo sea de unos 3 parsecs (9,8 años luz). largo. El chorro está rodeado por un flujo de salida molecular débil de 0,3 parsecs (0,98 años luz) cerca de la fuente.
Estrellas de origen
Las estrellas de las que se emiten los chorros de HH son todas estrellas muy jóvenes, de unas pocas decenas de miles a aproximadamente un millón de años. Las más jóvenes de ellas siguen siendo protoestrellas en proceso de recolección de los gases circundantes. Los astrónomos dividen estas estrellas en clases 0, I, II y III, de acuerdo con la cantidad de radiación infrarroja que emiten las estrellas. Una mayor cantidad de radiación infrarroja implica una mayor cantidad de material más frío que rodea a la estrella, lo que indica que aún se está fusionando. La numeración de las clases surge porque los objetos de clase 0 (los más jóvenes) no se descubrieron hasta que ya se habían definido las clases I, II y III.
Los objetos de clase 0 tienen solo unos pocos miles de años; tan jóvenes que aún no están experimentando reacciones de fusión nuclear en sus centros. En cambio, están alimentados solo por la energía potencial gravitacional liberada cuando el material cae sobre ellos. En su mayoría contienen salidas moleculares con velocidades bajas (menos de cien kilómetros por segundo) y emisiones débiles en las salidas. La fusión nuclear ha comenzado en los núcleos de los objetos de Clase I, pero el gas y el polvo siguen cayendo sobre sus superficies desde la nebulosa circundante, y la mayor parte de su luminosidad se debe a la energía gravitacional. Por lo general, todavía están envueltos en densas nubes de polvo y gas, que oscurecen toda su luz visible y, como resultado, solo pueden observarse en longitudes de onda infrarroja y de radio . Los flujos de salida de esta clase están dominados por especies ionizadas y las velocidades pueden variar hasta 400 kilómetros por segundo. La caída de gas y polvo ha terminado en gran medida en los objetos de Clase II (estrellas clásicas T Tauri), pero todavía están rodeados por discos de polvo y gas, y producen flujos débiles de baja luminosidad. Los objetos de clase III (estrellas T Tauri de línea débil) solo tienen vestigios de su disco de acreción original.
Aproximadamente el 80% de las estrellas que dan lugar a objetos HH son sistemas binarios o múltiples (dos o más estrellas orbitando entre sí), que es una proporción mucho más alta que la encontrada para las estrellas de baja masa en la secuencia principal . Esto puede indicar que es más probable que los sistemas binarios generen los chorros que dan lugar a los objetos HH, y la evidencia sugiere que las mayores salidas de HH podrían formarse cuando los sistemas de estrellas múltiples se desintegran. Se cree que la mayoría de las estrellas se originan en múltiples sistemas estelares, pero una fracción considerable de estos sistemas se interrumpe antes de que sus estrellas alcancen la secuencia principal debido a interacciones gravitacionales con estrellas cercanas y densas nubes de gas.
Alrededor de enanas proto-marrones
El primer y único objeto Herbig-Haro a gran escala en la actualidad (a partir de mayo de 2017) alrededor de una enana proto- marrón es HH 1165 , que está conectado a la enana proto-marrón Mayrit 1701117 . HH 1165 tiene una longitud de 0,8 años luz (0,26 parsec ) y se encuentra cerca del cúmulo sigma Orionis . Anteriormente, solo se encontraban pequeños mini-chorros (≤0.03 parsec) alrededor de las enanas proto-marrones.
Contrapartes infrarrojas
Los objetos HH asociados con estrellas muy jóvenes o protoestrellas muy masivas a menudo quedan ocultos a la vista en longitudes de onda ópticas por la nube de gas y polvo a partir de la cual se forman. El material que interviene puede disminuir la magnitud visual en factores de decenas o incluso cientos en longitudes de onda ópticas. Estos objetos profundamente incrustados solo pueden observarse en longitudes de onda de radio o infrarrojos, generalmente en las frecuencias de emisión de hidrógeno molecular caliente o monóxido de carbono caliente . En los últimos años, las imágenes infrarrojas han revelado docenas de ejemplos de "objetos HH infrarrojos". La mayoría se parecen a las ondas de proa (similares a las olas en la cabeza de un barco), por lo que generalmente se las conoce como "choques de proa" moleculares. La física de los choques de arco infrarrojos se puede entender de la misma manera que la de los objetos HH, ya que estos objetos son esencialmente los mismos: choques supersónicos impulsados por chorros colimados de los polos opuestos de una protoestrella. Son solo las condiciones en el chorro y la nube circundante las que son diferentes, lo que provoca la emisión infrarroja de las moléculas en lugar de la emisión óptica de los átomos e iones. En 2009, el grupo de trabajo sobre designaciones de la Unión Astronómica Internacional aprobó el acrónimo "MHO", para Objeto de línea de emisión de hidrógeno molecular, para tales objetos, detectados en el infrarrojo cercano , y se ha incluido en su Diccionario de referencia de nomenclatura en línea. de objetos celestes. El catálogo MHO contiene más de 2000 objetos.
Galería
Esta impactante imagen muestra un fenómeno celeste relativamente raro conocido como objeto Herbig-Haro.
Ver también
Referencias
enlaces externos
- Catálogo de objetos HH en VizieR
- Animaciones de chorros de objetos HH a partir de observaciones HST
- Un catálogo de objetos de líneas de emisión de hidrógeno molecular en flujos de salida de estrellas jóvenes: Catálogo MHO