Объекты Хербига-Аро ( HH ) представляют собой яркие пятна туманности , связанные с новорожденными звездами . Они образуются, когда узкие струи частично ионизированного газа, выбрасываемые звездами, сталкиваются с близлежащими облаками газа и пыли со скоростью несколько сотен километров в секунду. Объекты Хербига-Аро обычно встречаются в областях звездообразования , и несколько из них часто можно увидеть вокруг одной звезды, выровненной по ее оси вращения . Большинство из них находятся в пределах одного парсека (3,26 светового года ) от источника, хотя некоторые наблюдались и на расстоянии нескольких парсеков. Объекты HH — это временные явления, которые длятся около нескольких десятков тысяч лет. Они могут заметно меняться в течение нескольких лет по мере быстрого удаления от своей родительской звезды в газовые облака межзвездного пространства (межзвездная среда или ISM). Наблюдения космического телескопа Хаббл выявили сложную эволюцию объектов HH в течение нескольких лет: части туманности тускнеют, а другие становятся ярче, когда они сталкиваются с комковатым материалом межзвездной среды.
Объекты Хербига-Аро , впервые обнаруженные в конце 19 века Шербурном Уэсли Бёрнемом , были признаны отдельным типом эмиссионной туманности в 1940-х годах. Первыми астрономами, подробно изучившими их, были Джордж Хербиг и Гильермо Аро , в честь которых они были названы. Хербиг и Аро работали независимо над изучением звездообразования , когда впервые проанализировали объекты и осознали, что они являются побочным продуктом процесса звездообразования. Хотя объекты HH представляют собой явления видимой длины волны , многие из них остаются невидимыми на этих длинах волн из-за пыли и газа и могут быть обнаружены только в инфракрасном диапазоне. Такие объекты, наблюдаемые в ближнем инфракрасном диапазоне, называются объектами эмиссионных линий молекулярного водорода (MHO).
Первый объект HH наблюдался в конце 19 века Шербурном Уэсли Бёрнемом, когда он наблюдал звезду T Тельца с помощью 36-дюймового (910 мм) рефракторного телескопа в Ликской обсерватории и заметил неподалеку небольшой участок туманности. [1] Считалось, что это эмиссионная туманность , позже ставшая известной как туманность Бёрнема , и не была признана отдельным классом объектов. [2] T Тельца оказалась очень молодой и переменной звездой и является прототипом класса подобных объектов, известных как звезды T Тельца , которым еще предстоит достичь состояния гидростатического равновесия между гравитационным коллапсом и выработкой энергии посредством ядерного синтеза. в их центрах. [3] Через пятьдесят лет после открытия Бёрнема было обнаружено несколько подобных туманностей, внешне напоминающих звезды. И Джордж Хербиг, и Гильермо Аро провели независимые наблюдения нескольких из этих объектов в туманности Ориона в 1940-х годах. Хербиг также посмотрел на туманность Бёрнема и обнаружил, что она демонстрирует необычный электромагнитный спектр с заметными эмиссионными линиями водорода , серы и кислорода . Харо обнаружил, что все объекты этого типа невидимы в инфракрасном свете. [2]
После своих независимых открытий Хербиг и Аро встретились на астрономической конференции в Тусоне, штат Аризона, в декабре 1949 года. Первоначально Хербиг мало обращал внимания на открытые им объекты, его в первую очередь интересовали близлежащие звезды, но, услышав открытия Аро, он осуществил более детальное их изучение. Советский астроном Виктор Амбарцумян дал этим объектам названия (объекты Хербига-Аро, обычно сокращаемые до объектов HH) и, основываясь на их появлении вблизи молодых звезд (возрастом в несколько сотен тысяч лет), предположил, что они могут представлять собой раннюю стадию формирования. звезд Т Тельца. [2] Исследования объектов HH показали, что они сильно ионизированы , и ранние теоретики предположили, что это отражательные туманности , содержащие горячие звезды низкой светимости глубоко внутри. Но отсутствие инфракрасного излучения туманностей означало, что внутри них не могло быть звезд, поскольку они излучали бы обильное инфракрасное излучение. В 1975 году американский астроном Р.Д. Шварц предположил, что ветры от звезд Т Тельца при столкновении вызывают толчки в окружающей среде, что приводит к генерации видимого света. [2] С открытием первой протозвездной струи в HH 46/47 стало ясно, что объекты HH действительно представляют собой явления, вызванные ударной волной, при этом удары вызываются коллимированной струей протозвезд. [2] [4]
Изображение вопросительного знака , связанного с объектом, было опубликовано 18 августа 2023 года в The New York Times . [5]
Звезды образуются в результате гравитационного коллапса межзвездных газовых облаков . Поскольку коллапс увеличивает плотность, потери энергии излучения уменьшаются из-за увеличения непрозрачности . Это повышает температуру облака, что предотвращает дальнейшее коллапс и устанавливается гидростатическое равновесие. Газ продолжает падать к ядру во вращающемся диске . Ядро этой системы называется протозвездой . [6] Часть аккрецирующего материала выбрасывается вдоль оси вращения звезды в виде двух струй частично ионизированного газа ( плазмы ). [7] Механизм образования этих коллимированных биполярных струй не совсем понятен, но считается, что взаимодействие между аккреционным диском и звездным магнитным полем ускоряет часть аккрецирующего материала изнутри нескольких астрономических единиц звезды от диска. самолет. На этих расстояниях поток расходится, расходясь веером под углом в диапазоне 10–30°, но на расстояниях от десятков до сотен астрономических единиц от источника он становится все более коллимированным, поскольку его расширение ограничено. [8] [9] Джеты также уносят избыточный угловой момент , возникающий в результате аккреции материала на звезду, что в противном случае привело бы к слишком быстрому вращению звезды и ее распаду. [9] Когда эти струи сталкиваются с межзвездной средой, они порождают небольшие пятна яркого излучения , которые составляют объекты HH. [10]
Электромагнитное излучение объектов HH возникает, когда связанные с ними ударные волны сталкиваются с межзвездной средой , создавая так называемые «конечные рабочие поверхности». [11] Спектр непрерывен , но также имеет интенсивные линии излучения нейтральных и ионизированных частиц. [7] Спектроскопические наблюдения доплеровских сдвигов объектов HH показывают скорости в несколько сотен километров в секунду, но эмиссионные линии в этих спектрах слабее, чем можно было бы ожидать от таких высокоскоростных столкновений. Это говорит о том, что часть материала, с которым они сталкиваются, тоже движется вдоль луча, хотя и с меньшей скоростью. [12] [13] Спектроскопические наблюдения объектов HH показывают, что они удаляются от звезд-источников со скоростью несколько сотен километров в секунду. [2] [14] В последние годы высокое оптическое разрешение космического телескопа «Хаббл» выявило собственное движение (движение по плоскости неба) многих объектов HH в наблюдениях с интервалом в несколько лет. [15] [16] По мере удаления от родительской звезды объекты HH значительно эволюционируют, меняя яркость в течение нескольких лет. Отдельные компактные узлы или комки внутри объекта могут становиться ярче, тускнеть или полностью исчезать, при этом появляются новые узлы. [9] [11] Они возникают, вероятно, из-за прецессии их струй, [17] [18] наряду с пульсирующими и периодическими извержениями их родительских звезд. [10] Более быстрые струи догоняют более ранние, более медленные, создавая так называемые «внутренние рабочие поверхности», где потоки газа сталкиваются и генерируют ударные волны и, как следствие, выбросы. [19]
Общая масса, выбрасываемая звездами для формирования типичных объектов HH, оценивается порядка от 10 -8 до 10 -6 M ☉ в год, [17] очень небольшое количество материала по сравнению с массой самих звезд [ 17]. 20] , но составляющие около 1–10% от общей массы, аккрецированной звездами-источниками за год. [21] Потеря массы имеет тенденцию уменьшаться с увеличением возраста источника. [22] Температуры, наблюдаемые в объектах HH, обычно составляют около 9 000–12 000 К , [23] аналогичны температурам, обнаруженным в других ионизированных туманностях, таких как области H II и планетарные туманности . [24] С другой стороны, плотность выше, чем в других туманностях, и варьируется от нескольких тысяч до нескольких десятков тысяч частиц на см 3 , [23] по сравнению с несколькими тысячами частиц на см 3 в большинстве H II. области и планетарные туманности. [24]
Плотность также уменьшается по мере развития источника с течением времени. [22] Объекты HH состоят в основном из водорода и гелия , на долю которых приходится 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 . Содержания этих элементов, определенные по эмиссионным линиям соответствующих ионов, в целом аналогичны их космическим содержаниям . [20] 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. [8] Около 20–30% газа в объектах HH ионизировано 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 последующих столкновений. [23] Ударная волна в конце струи может повторно ионизировать часть материала, вызывая появление ярких «шапок». [7]
Объекты HH названы примерно в порядке их идентификации; HH 1/2 является самым ранним из таких объектов, которые были идентифицированы. [25] Сейчас известно более тысячи отдельных объектов. [8] Они всегда присутствуют в областях звездообразования H II и часто встречаются большими группами. [10] Обычно они наблюдаются вблизи глобул Бока ( темных туманностей , содержащих очень молодые звезды) и часто исходят из них. Несколько объектов HH были замечены вблизи одного источника энергии, образуя цепочку объектов вдоль линии полярной оси родительской звезды. [8] Число известных объектов HH быстро увеличилось за последние несколько лет, но это очень малая часть из предполагаемых 150 000 в Млечном Пути , [26] подавляющее большинство из которых находятся слишком далеко, чтобы их можно было обнаружить. решено. Большинство объектов HH находятся в пределах одного парсека от родительской звезды. Однако многие из них видны на расстоянии нескольких парсеков. [22] [23]
HH 46/47 расположена примерно в 450 парсеках (1500 световых лет) от Солнца и питается от двойной протозвезды класса I. Биполярный джет врезается в окружающую среду со скоростью 300 километров в секунду, создавая две эмиссионные шапки на расстоянии около 2,6 парсека (8,5 световых лет) друг от друга. Истечение струи сопровождается истечением молекулярного газа длиной 0,3 парсека (0,98 светового года), который уносится вверх самой струей. [8] Инфракрасные исследования, проведенные космическим телескопом «Спитцер» , выявили в молекулярном потоке различные химические соединения, включая воду (лед), метанол , метан , углекислый газ ( сухой лед ) и различные силикаты . [8] [27] Расположенная на расстоянии около 460 парсеков (1500 световых лет) в молекулярном облаке Ориона А , HH 34 образуется высококоллимированной биполярной струей, питаемой протозвездой класса I. Материя в струе движется со скоростью около 220 километров в секунду. Две яркие головные ударные волны , разделенные примерно 0,44 парсеками (1,4 светового года), присутствуют на противоположных сторонах источника, за ними следует серия более слабых на больших расстояниях, что составляет около 3 парсеков (9,8 световых лет). длинный. Джет окружен слабым молекулярным потоком длиной 0,3 парсека (0,98 светового года) вблизи источника. [8] [28]
Все звезды, из которых испускаются струи HH, очень молодые, от нескольких десятков тысяч до миллиона лет. Самые молодые из них все еще являются протозвездами, находящимися в процессе сбора из окружающих газов. Астрономы делят эти звезды на классы 0, I, II и III в зависимости от того, сколько инфракрасного излучения излучают звезды. [29] Большее количество инфракрасного излучения подразумевает большее количество более холодного материала, окружающего звезду, что указывает на то, что она все еще сливается. Нумерация классов возникла потому, что объекты класса 0 (самые молодые) не были обнаружены до тех пор, пока не были определены классы I, II и III. [30] [29]
Возраст объектов класса 0 всего несколько тысяч лет; настолько молоды, что в их центрах еще не происходят реакции ядерного синтеза. Вместо этого они питаются только за счет потенциальной гравитационной энергии , высвобождаемой при падении на них материала. [31] В основном они содержат молекулярные потоки с низкими скоростями (менее ста километров в секунду) и слабыми выбросами в потоках. [18] В ядрах объектов класса I начался ядерный синтез, но газ и пыль все еще падают на их поверхности из окружающей туманности, и большая часть их светимости приходится на гравитационную энергию. Обычно 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 радиодиапазоне . [32] В потоках этого класса преобладают ионизированные частицы, а скорости могут достигать 400 километров в секунду. [18] Падение газа и пыли в основном закончилось в объектах класса II (классические звезды Т Тельца), но они все еще окружены дисками пыли и газа и производят слабые истечения низкой светимости. [18] Объекты класса III (звезды слабой линии Т Тельца) имеют лишь следовые остатки своего первоначального аккреционного диска. [29]
Около 80% звезд, дающих начало объектам HH, представляют собой двойные или кратные системы (две или более звезды, вращающиеся вокруг друг друга), что гораздо выше, чем у звезд малой массы на главной последовательности . Это может указывать на то, что двойные системы с большей вероятностью генерируют струи, которые порождают объекты HH, и данные свидетельствуют о том, что самые большие оттоки HH могут образовываться при распаде систем с несколькими звездами. [33] Считается, что большинство звезд происходят 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 плотными облаками газа. [33] [34]
Первым и на данный момент единственным (по состоянию на май 2017 г.) крупномасштабным объектом Хербига-Аро вокруг протокоричневого карлика является HH 1165, который связан с протокоричневым карликом Майрит 1701117. HH 1165 имеет длину 0,8 светового года. (0,26 парсек ) и расположена в районе скопления сигма Ориона . Раньше вокруг протокоричневых карликов были обнаружены лишь небольшие мини-джеты (<0,03 парсека). [35] [36]
Объекты HH, связанные с очень молодыми звездами или очень массивными протозвездами, часто скрыты от поля зрения в оптических длинах волн облаком газа и пыли, из которого они формируются. Промежуточный материал может уменьшить визуальную величину в десятки или даже сотни раз на оптических длинах волн. Такие глубоко погруженные объекты можно наблюдать только в инфракрасном или радиодиапазоне, [37] обычно на частотах излучения горячего молекулярного водорода или теплого угарного газа . [38] В последние годы инфракрасные изображения выявили 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 ударными волнами». Физику инфракрасных ударных волн можно понять почти так же, как и физику объектов HH, поскольку эти объекты по сути одинаковы – сверхзвуковые ударные волны, вызываемые коллимированными струями с противоположных полюсов протозвезды. [39] Отличаются только условия в струе и окружающем облаке, вызывающие инфракрасное излучение молекул, а не оптическое излучение атомов и ионов. [40]
В 2009 году аббревиатура «MHO», обозначающая «Объект эмиссионной линии молекулярного водорода», была одобрена для таких объектов, обнаруженных в ближнем инфракрасном диапазоне, Рабочей группой по обозначениям Международного астрономического союза и была введена в их онлайн-справочный словарь номенклатуры. Небесных Объектов. [39] Каталог MHO содержит более 2000 объектов.
Объекты HH наблюдались в ультрафиолетовом спектре. [41]
