stringtranslate.com

Объект Хербига–Аро

Снимки HH 24 (слева) и HH 32 (справа; вверху), полученные космическим телескопом «Хаббл» — цветные туманности типичны для объектов Хербига-Аро.

Объекты Хербига-Аро ( HH ) — это яркие участки 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, выровненными по ее оси вращения . Большинство из них находятся в пределах примерно одного парсека (3,26 светового года ) от источника, хотя некоторые наблюдались на расстоянии нескольких парсеков. Объекты HH — это кратковременные явления, которые длятся около нескольких десятков тысяч лет. Они могут заметно меняться в течение нескольких лет, поскольку они быстро удаляются от своей родительской звезды в газовые облака межзвездного пространства ( межзвездную среду или ISM). Наблюдения с помощью космического телескопа «Хаббл» выявили сложную эволюцию объектов HH на протяжении нескольких лет, когда одни части туманности тускнеют, а другие становятся ярче, сталкиваясь с комковатым материалом межзвездной среды.

Впервые обнаруженные в конце 19 века Шерберном Уэсли Бернхэмом , объекты Хербига-Аро были признаны отдельным типом эмиссионных туманностей в 1940-х годах. Первыми астрономами, которые подробно их изучили, были Джордж Хербиг и Гильермо Аро , в честь которых они и были названы. Хербиг и Аро работали независимо друг от друга над изучением звездообразования , когда впервые проанализировали объекты и признали, что они являются побочным продуктом процесса звездообразования. Хотя объекты HH являются явлениями в видимом диапазоне длин волн , 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 с эмиссионной линией молекулярного водорода (MHO).

Открытие и история наблюдений

Первый объект HH был обнаружен в конце 19 века Шерберном Уэсли Бернхэмом, когда он наблюдал звезду T Tauri с помощью 36-дюймового (910 мм) рефракторного телескопа в Ликской обсерватории и заметил небольшой участок туманности поблизости. [1] Считалось, что это была эмиссионная туманность , позже ставшая известной как туманность Бернхэма , и не была признана отдельным классом объектов. [2] Было обнаружено, что T Tauri является очень молодой и переменной звездой и является прототипом класса подобных объектов, известных как звезды T Tauri, которые еще не достигли состояния гидростатического равновесия между гравитационным коллапсом и генерацией энергии посредством ядерного синтеза в своих центрах. [3] Спустя пятьдесят лет после открытия Бернхэма было обнаружено несколько подобных туманностей с почти звездообразным внешним видом. 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 Бернхэма и обнаружил, что она демонстрирует необычный электромагнитный спектр с заметными линиями излучения водорода , серы и кислорода . Харо обнаружил, что все объекты этого типа были невидимы в инфракрасном свете. [2]

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 интересуясь близлежащими звездами, но, услышав о результатах Аро, он провел более детальное их изучение. Советский астроном Виктор Амбарцумян дал объектам их название (объекты Хербига–Аро, обычно сокращаемое 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 типа Т Тельца. [2] Исследования объектов HH показали, что они были сильно ионизированы , и ранние теоретики предположили, что это были отражательные туманности , содержащие в глубине горячие звезды с низкой светимостью. Но отсутствие инфракрасного излучения от туманностей означало, что внутри них не могло быть звезд, поскольку они излучали бы обильный инфракрасный свет. В 1975 году американский астроном Р. Д. Шварц выдвинул теорию о том, что ветры от звезд типа Т Тельца при столкновении создают ударные волны 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 являются явлениями, вызванными ударными волнами, причем ударные волны создаются коллимированной струей от протозвезд. [2] [4]

Формирование

Объекты HH образуются, когда аккрецированный материал выбрасывается протозвездой в виде ионизированного газа вдоль оси вращения звезды, как показано на примере HH 34 (справа).

Звезды образуются в результате гравитационного коллапса межзвездных газовых облаков . По мере того, как коллапс увеличивает плотность, потери лучистой энергии уменьшаются из-за увеличения непрозрачности . Это повышает температуру облака, что предотвращает дальнейший коллапс, и устанавливается гидростатическое равновесие. Газ продолжает падать к ядру во вращающемся диске . Ядро этой системы называется протозвездой . [ 5] Часть аккрецирующего материала выбрасывается вдоль оси вращения звезды в виде двух струй частично ионизированного газа ( плазмы ). [6] Механизм создания этих коллимированных биполярных струй не полностью понят, но считается, что взаимодействие между аккреционным диском и магнитным полем звезды ускоряет часть аккрецирующего материала в пределах нескольких астрономических единиц звезды от плоскости диска. На этих расстояниях истечение расходящееся, расходясь под углом в диапазоне 10−30°, но оно становится все более коллимированным на расстояниях от десятков до сотен астрономических единиц от источника, поскольку его расширение ограничено. [7] [8] Струи также уносят избыточный угловой момент, возникающий в результате аккреции материала на звезду, который в противном случае заставил бы звезду вращаться слишком быстро и распасться. [8] Когда эти струи сталкиваются с межзвездной средой, они приводят к появлению небольших пятен яркого излучения , которые составляют объекты HH. [9]

Характеристики

График зависимости интенсивности света от длины волны, на котором видно несколько провалов, вызванных поглощением света, испускаемого звездой, молекулами окружающей среды.
Инфракрасный спектр HH 46/47 , полученный космическим телескопом Spitzer , показывающий, что среда в непосредственной близости от звезды богата силикатами.

Электромагнитное излучение от объектов HH возникает, когда их связанные ударные волны сталкиваются с межзвездной средой , создавая то, что называется «конечными рабочими поверхностями». [10] Спектр непрерывен , но также имеет интенсивные линии излучения нейтральных и ионизированных видов. [6] 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 вдоль луча, хотя и с меньшей скоростью. [11] [12] Спектроскопические наблюдения объектов HH показывают, что они удаляются от исходных звезд со скоростью в несколько сотен километров в секунду. [2] [13] В последние годы высокое оптическое разрешение космического телескопа Хаббл выявило собственное движение (движение вдоль плоскости неба) многих объектов HH в наблюдениях, разнесенных на несколько лет. [14] [15] По мере удаления от родительской звезды объекты HH значительно эволюционируют, меняя яркость в масштабах времени в несколько лет. Отдельные компактные узлы или сгустки внутри объекта могут становиться ярче и бледнеть или полностью исчезать, в то время как было замечено появление новых узлов. [8] [10] Они возникают, вероятно, из-за прецессии их струй, [16] [17] наряду с пульсирующими и прерывистыми извержениями из родительских звезд. [9] 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. [18]

Общая масса , выбрасываемая звездами для формирования типичных объектов HH, оценивается в размере порядка 10−8–10−6 M ☉ в год [16] , что является очень небольшим количеством материала по сравнению с массой самих звезд [19] , но составляет около 1–10% от общей массы, аккрецированной исходными звездами за год. [20] Потеря массы имеет тенденцию уменьшаться с увеличением возраста источника. [21] Температуры, наблюдаемые в объектах HH, обычно составляют около 9000–12000  К [22] , что аналогично температурам, обнаруженным в других ионизированных туманностях, таких как области H II и планетарные туманности [23] . Плотности, с другой стороны, выше, чем в других туманностях, и составляют от нескольких тысяч до нескольких десятков тысяч частиц на см 3 [ 22] по сравнению с несколькими тысячами частиц на см 3 в большинстве областей H II и планетарных туманностей. [23]

Плотности также уменьшаются по мере того, как источник эволюционирует с течением времени. [21] Объекты HH состоят в основном из водорода и гелия , которые составляют 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 линиям излучения соответствующих ионов, в целом аналогично их космическому содержанию . [19] Многие химические соединения, обнаруженные в окружающей межзвездной среде, но не присутствующие в исходном материале, такие как гидриды металлов , как полагают, были получены в результате химических реакций, вызванных ударной волной. [7] Около 20–30% газа в объектах HH ионизировано вблизи исходной звезды, но эта доля уменьшается с увеличением расстояния. Это означает, что материал ионизирован в полярной струе и рекомбинирует по мере удаления от звезды, а не ионизуется в результате более поздних столкновений. [22] Удар в конце струи может повторно ионизировать часть материала, что приводит к появлению ярких «шапок». [6]

Численность и распределение

Сине- и оранжево-турбулентные шапки выбросов
HH 2 (внизу справа), HH 34 (внизу слева) и HH 47 (вверху) были пронумерованы в порядке их открытия; по оценкам, в Млечном Пути насчитывается до 150 000 таких объектов.

Объекты HH названы приблизительно в порядке их идентификации; HH 1/2 является самым ранним из таких объектов, который был идентифицирован. [24] В настоящее время известно более тысячи отдельных объектов. [7] Они всегда присутствуют в звездообразующих областях H II и часто встречаются большими группами. [9] Обычно они наблюдаются вблизи глобул Бока ( темные туманности , содержащие 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. [7] Количество известных объектов HH быстро возросло за последние несколько лет, но это очень малая доля от предполагаемых 150 000 в Млечном Пути , [25] подавляющее большинство из которых находятся слишком далеко, чтобы их можно было разрешить. Большинство объектов HH находятся в пределах примерно одного парсека от своей родительской звезды. Многие, однако, видны на расстоянии нескольких парсеков. [21] [22]

HH 46/47 находится примерно в 450 парсеках (1500 световых лет) от Солнца и питается от двойной протозвезды класса I. Биполярная струя 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. Истекание струи сопровождается истечением молекулярного газа длиной 0,3 парсека (0,98 световых лет), которое подхватывается самой струей. [7] Инфракрасные исследования космического телескопа Spitzer выявили множество химических соединений в молекулярном истечении, включая воду (лед), метанол , метан , диоксид углерода ( сухой лед ) и различные силикаты . [7] [26] Расположенный примерно в 460 парсеках (1500 световых лет) от нас в молекулярном облаке Ориона А , HH 34 образован высококоллимированным биполярным струйным выбросом, питаемым протозвездой класса I. Материя в струе движется со скоростью около 220 километров в секунду. Две яркие головные ударные волны , разделенные примерно 0,44 парсека (1,4 светового года), присутствуют на противоположных сторонах источника, за которыми следует серия более слабых на больших расстояниях, что делает весь комплекс длиной около 3 парсеков (9,8 световых лет). Струя окружена слабым молекулярным потоком длиной 0,3 парсека (0,98 световых лет) вблизи источника. [7] [27]

Источник звезд

Тринадцатилетняя съемка выброса материала из протозвезды класса I, в результате чего образовался объект Хербига-Аро HH 34.

Звезды, из которых выбрасываются струи HH, все очень молодые звезды, возрастом от нескольких десятков тысяч до миллиона лет. Самые молодые из них все еще являются протозвездами в процессе сбора из окружающих их газов. Астрономы делят эти звезды на классы 0, I, II и III в зависимости от того, сколько инфракрасного излучения испускают звезды. [28] 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, пока классы I, II и III уже не были определены. [29] [28]

Объектам класса 0 всего несколько тысяч лет; они настолько молоды, что еще не подвергаются реакциям ядерного синтеза в своих центрах. Вместо этого они питаются только гравитационной потенциальной энергией, высвобождаемой при падении на них материала. [30] В основном они содержат молекулярные потоки с низкими скоростями (менее ста километров в секунду) и слабые выбросы в потоках. [17] 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. Они, как правило, все еще окутаны плотными облаками пыли и газа, которые затемняют весь их видимый свет и, как следствие, могут наблюдаться только в инфракрасном и радиодиапазоне . [31] Потоки из этого класса в основном состоят из ионизированных видов, а скорости могут достигать 400 километров в секунду. [17] Падение газа и пыли в основном закончилось в объектах класса II (классические звезды типа Т Тельца), но они все еще окружены дисками пыли и газа и производят слабые оттоки низкой светимости. [17] Объекты класса III (слабые звезды типа Т Тельца) имеют только следы остатков своего первоначального аккреционного диска. [28]

Около 80% звезд, дающих начало объектам HH, являются двойными или множественными системами (две или более звезд, вращающихся друг вокруг друга), что намного выше, чем доля, обнаруженная для звезд с малой массой на главной последовательности . Это может указывать на то, что двойные системы с большей вероятностью генерируют струи, дающие начало объектам HH, и данные свидетельствуют о том, что самые большие истечения HH могут образовываться при распаде систем с несколькими звездами. [32] Считается, что большинство звезд происходят из систем с несколькими звездами, но значительная часть этих систем разрушается до того, как их звезды достигают главной последовательности из-за гравитационных взаимодействий с близлежащими звездами и плотными облаками газа. [32] [33]

Первый и единственный (по состоянию на май 2017 года) крупномасштабный объект Хербига-Аро вокруг протокоричневого карлика — это HH 1165, который связан с протокоричневым карликом Mayrit 1701117. HH 1165 имеет длину 0,8 световых лет (0,26 парсека ) и расположен в окрестностях скопления сигма Ориона . Ранее вокруг протокоричневых карликов были обнаружены только небольшие мини-джеты (≤0,03 парсека). [34] [35]

Инфракрасные аналоги

HH 49/50, полученный в инфракрасном диапазоне космическим телескопом Spitzer

Объекты HH, связанные с очень молодыми звездами или очень массивными протозвездами, часто скрыты от глаз в оптическом диапазоне облаком газа и пыли, из которого они образуются. Промежуточный материал может уменьшить визуальную величину в десятки или даже сотни раз в оптическом диапазоне. Такие глубоко погруженные объекты можно наблюдать только в инфракрасном или радиодиапазоне, [36] обычно на частотах излучения горячего молекулярного водорода или теплого угарного газа . [37] 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), и поэтому их обычно называют молекулярными «носовыми ударными волнами». Физику инфракрасных носовых ударных волн можно понять во многом так же, как и физику объектов HH, поскольку эти объекты по сути одинаковы — сверхзвуковые ударные волны, вызванные коллимированными струями с противоположных полюсов протозвезды. [38] Различаются только условия в струе и окружающем облаке, вызывая инфракрасное излучение молекул, а не оптическое излучение атомов и ионов. [39]

В 2009 году аббревиатура «MHO» (Molecular Hydrogen emit-line Object) была одобрена для таких объектов, обнаруженных в ближнем инфракрасном диапазоне, Рабочей группой по обозначениям Международного астрономического союза и была введена в их онлайн-справочник по номенклатуре небесных объектов. По состоянию на 2010 год в каталоге MHO содержалось почти 1000 объектов. [38]

Ультрафиолетовые объекты Хербига-Аро

Объекты HH наблюдались в ультрафиолетовом спектре. [40]

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ Бернхэм, SW (1890). «Заметка о переменной туманности Хайнда в Тельце». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 51 (2): 94–95. Bibcode : 1890MNRAS..51...94B. doi : 10.1093/mnras/51.2.94 .
  2. ^ abcdef Reipurth, B.; Bertout, C., ред. (1997). "50 лет исследований Хербига–Аро. От открытия до HST". Потоки Хербига–Аро и рождение звезд . Симпозиум IAU № 182. Дордрехт: Kluwer Academic Publishers . стр. 3–18. Bibcode : 1997IAUS..182....3R.
  3. ^ Кэрролл, Брэдли В.; Остли, Дейл А. (2014). Введение в современную астрофизику . Харлоу: Pearson Education Limited . стр. 478. ISBN 978-1-292-02293-2.
  4. ^ Допита, МА; Шварц, РД; Эванс, И. (декабрь 1982 г.). «Объекты Хербига–Аро 46 и 47 – свидетельство биполярного выброса из молодой звезды». Astrophysical Journal Letters . 263 : L73–L77. Bibcode :1982ApJ...263L..73D. doi : 10.1086/183927 .
  5. ^ Prialnik, D. (2000). Введение в теорию звездной структуры и эволюции . Кембридж, Великобритания: Cambridge University Press . С. 198–199. ISBN 978-0-521-65937-6.
  6. ^ abc Raga, AC (2001). «Объекты Хербига–Аро и захватывающие звезды». В Murdin, Paul (ред.). Энциклопедия астрономии и астрофизики (первое издание). Хэмпшир: Nature Publishing Group . стр. 1654–1657. ISBN 978-0333786536.
  7. ^ abcdefg Bally, J. (сентябрь 2016 г.). «Протозвездные потоки». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 54 : 491–528. Bibcode : 2016ARA&A..54..491B. doi : 10.1146/annurev-astro-081915-023341 .
  8. ^ abc Frank, A.; Ray, TP; Cabrit, S.; et al. (2014). «Джет-струи и потоки от звезды к облаку: наблюдения противостоят теории». В Beuther, S.; Klessen, RS; Dullemond, CP; Henning, T. (ред.). Протозвезды и планеты VI . Тусон: Издательство Университета Аризоны . С. 451–474. arXiv : 1402.3553 . Bibcode : 2014prpl.conf..451F. doi : 10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch020. ISBN 9780816531240. S2CID  118539135.
  9. ^ abc P. Benvenuti; FD Macchetto; EJ Schreier, ред. (1996). "Рождение звезд: струи Хербига–Аро, аккреция и протопланетные диски". Наука с космическим телескопом Хаббла – II . Балтимор: Научный институт космического телескопа . Bibcode : 1996swhs.conf..491B.(HTML-версия)
  10. ^ ab Reipurth, B.; Bally, J. (2001). «Потоки Хербига–Аро: исследования ранней звездной эволюции». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 39 (1–2): 403–455. Bibcode : 2001ARA&A..39..403R. doi : 10.1146/annurev.astro.39.1.403.
  11. ↑ Допита, М. (февраль 1978 г.). «Объекты Хербига–Аро в туманности ГУМ». Астрономия и астрофизика . 63 (1–2): 237–241. Bibcode : 1978A&A....63..237D.
  12. ^ Шварц, RD (1983). «Объекты Хербига–Аро». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 21 : 209–237. Bibcode :1983ARA&A..21..209S. doi :10.1146/annurev.aa.21.090183.001233.
  13. ^ Хиткот, С.; Рейпурт, Б.; Рага, AC (июль 1998 г.). «Структура, возбуждение и кинематика светящихся объектов Хербига – Аро 80/81». Астрономический журнал . 116 (4): 1940–1960. Бибкод : 1998AJ....116.1940H. дои : 10.1086/300548 .
  14. ^ Hartigan, P.; Morse, J.; Reipurth, B.; et al. (сентябрь 2001 г.). «Собственные движения струи HH 111, наблюдаемые с помощью космического телескопа Хаббла». Astrophysical Journal Letters . 559 (2): L157–L161. Bibcode : 2001ApJ...559L.157H. doi : 10.1086/323976 .
  15. ^ Рага, А.; Рейпурт, Б.; Веласкес, П.; и др. (декабрь 2016 г.). «Временная эволюция HH 2 по четырем эпохам изображений HST». Астрономический журнал . 152 (6): 186. arXiv : 1610.01951 . Бибкод : 2016AJ....152..186R. дои : 10.3847/0004-6256/152/6/186 . S2CID  58923690. 186.
  16. ^ ab Zealey, WJ (1992). "Молодые звездные объекты и объекты Хербига–Аро". Australian Journal of Physics . 45 (4): 487–499. Bibcode :1992AuJPh..45..487Z. doi : 10.1071/PH920487 .
  17. ^ abcd Bally, J. (октябрь 2007 г.). «Джет-струи из молодых звезд». Астрофизика и космическая наука . 311 (1–3): 15–24. Bibcode :2007Ap&SS.311...15B. doi :10.1007/s10509-007-9531-7. S2CID  55887210.
  18. ^ Рага, А.; Канто, Дж. (октябрь 2017 г.). «Формирование двойных рабочих поверхностей в периодически переменных струях». Мексиканская версия астрономии и астрофизики . 53 (2): 219–225. Бибкод : 2017RMxAA..53..219R.
  19. ^ ab Brugel, EW; Boehm, KH; Mannery, E. (1981). «Спектры эмиссионных линий объектов Хербига–Аро». Серия приложений к Astrophysical Journal . 47 : 117–138. Bibcode : 1981ApJS...47..117B. doi : 10.1086/190754.
  20. ^ Hartigan, P.; Morse, JA; Raymond, J. (ноябрь 1994 г.). «Скорости потери массы, доли ионизации, скорости ударных волн и магнитные поля звездных струй». Astrophysical Journal . 436 (1): 125–143. Bibcode :1994ApJ...436..125H. doi :10.1086/174887.
  21. ^ abc Bally, J.; Reipurth, B.; Davis, CJ (2007). "Наблюдения за струями и оттоками из молодых звезд" (PDF) . В Reipurth, B.; Jewitt, D.; Keil, K. (ред.). Протозвезды и планеты V . Tucson: University of Arizona Press. стр. 215–230. Bibcode :2007prpl.conf..215B.
  22. ^ abcd Bacciotti, F.; Eislöffel, J. (февраль 1999). «Ионизация и плотность вдоль пучков струй Хербига–Аро». Астрономия и астрофизика . 342 : 717–735. Bibcode : 1999A&A...342..717B.
  23. ^ ab Dyson, JE; Franco, J. (2001). "H II Regions". В Murdin, Paul (ред.). Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics (первое изд.). Hampshire: Nature Publishing Group. стр. 1594–1599. ISBN 978-0333786536.
  24. ^ Хербиг, GH (1974). «Проект каталога объектов Хербига – Аро». Бюллетень Ликской обсерватории . 658 (658): 1–11. Бибкод : 1974LicOB.658....1H.
  25. ^ Giulbudagian, AL (сентябрь 1984). «О связи между объектами Хербига–Аро и вспыхивающими звездами в окрестностях Солнца». Astrophysics . 20 (2): 147–149. Bibcode :1984Afz....20..277G. doi :10.1007/BF01005825. S2CID  121039271.
  26. ^ "Встроенный отток в HH 46/47". NASA Spitzer Space Telescope . Jet Propulsion Laboratory , California Institute of Technology. 18 декабря 2003 г. Архивировано из оригинала 17 февраля 2018 г. Получено 16 февраля 2018 г.
  27. ^ Reipurth, B.; Heathcote, S.; Morse, J.; et al. (январь 2002 г.). «Снимки струи HH 34 и ударной волны с космического телескопа Хаббл: структура и собственные движения». Astronomical Journal . 123 (1): 362–381. Bibcode :2002AJ....123..362R. doi : 10.1086/324738 .
  28. ^ abc McKee, CF; Ostriker, EC (сентябрь 2007 г.). "Теория звездообразования". Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 45 (1): 565–687. arXiv : 0707.3514 . Bibcode :2007ARA&A..45..565M. doi :10.1146/annurev.astro.45.051806.110602. S2CID  119714125.
  29. ^ Андре, П.; Монмерль, Т. (январь 1994 г.). «От звезд Т Тельца до протозвезд: околозвездный материал и молодые звездные объекты в облаке Ро Змееносца». Астрофизический журнал . 420 (2): 837–862. Бибкод : 1994ApJ...420..837A. дои : 10.1086/173608 .
  30. ^ Андре, П.; Уорд-Томпсон, Д.; Барсони, М. (март 1993 г.). «Наблюдения субмиллиметрового континуума Ро Змееносца A: кандидата в протозвезды VLA 1623 и предзвездных сгустков». Астрофизический журнал . 406 (1): 122–141. Бибкод : 1993ApJ...406..122A. дои : 10.1086/172425 .
  31. ^ Сталер, SW; Палла, Ф. (2004). Формирование звезд . Вайнхайм: WILEY-VCH Verlag . п. 321. ИСБН 9783527405596.
  32. ^ ab Reipurth, B. (декабрь 2000 г.). «Распад множественных систем в ранней звездной эволюции». Astronomical Journal . 120 (6): 3177–3191. Bibcode : 2000AJ....120.3177R. doi : 10.1086/316865 .
  33. ^ Рейпурт, Б.; Родригес, LF; Англада, Г.; и др. (март 2004 г.). «Струи радиоконтинуума от протозвездных объектов». Астрономический журнал . 127 (3): 1736–1746. Бибкод : 2004AJ....127.1736R. дои : 10.1086/381062 .
  34. ^ "Punching Above Its Weight, a Brown Dwarf Launches a Parsec-Scale Jet". Национальная оптическая астрономическая обсерватория . Архивировано из оригинала 2020-02-18 . Получено 2020-03-06 .
  35. ^ Риаз, Б.; Брисеньо, К.; Уилан, Э. Т.; Хиткот, С. (июль 2017 г.). «Первый крупномасштабный джет Хербига-Аро, управляемый протокоричневым карликом». The Astrophysical Journal . 844 (1): 47. arXiv : 1705.01170 . Bibcode : 2017ApJ...844...47R. doi : 10.3847/1538-4357/aa70e8 . ISSN  0004-637X. S2CID  119080074.
  36. ^ Davis, CJ; Eisloeffel, J. (август 1995 г.). «Ближнеинфракрасная съемка в H2 молекулярных (CO) потоков из молодых звезд». Астрономия и астрофизика . 300 : 851–869. Bibcode : 1995A&A...300..851D.
  37. ^ Giannini, T.; McCoey, C.; Nisini, B.; et al. (декабрь 2006 г.). «Молекулярная линия излучения в HH54: когерентный вид от ближнего до дальнего инфракрасного диапазона». Astronomy and Astrophysics . 459 (3): 821–835. arXiv : astro-ph/0607375 . Bibcode :2006A&A...459..821G. doi :10.1051/0004-6361:20065127. S2CID  8799418.
  38. ^ ab Davis, CJ; Gell, R.; Khanzadyan, T.; et al. (февраль 2010 г.). "Общий каталог объектов с эмиссионными линиями молекулярного водорода (MHO) в потоках молодых звезд". Astronomy and Astrophysics . 511 : A24. arXiv : 0910.5274 . Bibcode :2010A&A...511A..24D. doi :10.1051/0004-6361/200913561. S2CID  119306625.
  39. ^ Смит, МД; Ханзадян, Т.; Дэвис, К.Дж. (февраль 2003 г.). «Анатомия ударной волны объекта Хербига–Аро HH 7». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 339 (2): 524–536. Bibcode : 2003MNRAS.339..524S. doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06195.x .
  40. ^ Бём, Карл-Хайнц (1989), Тенорио-Тагле, Гильермо; Молес, Мариано; Мельник, Хорхе (ред.), «Объекты Хербига-Аро» , Структура и динамика межзвёздной среды , Lecture Notes in Physics, т. 350, Берлин, Гейдельберг: Springer Berlin Heidelberg, стр. 282–294, doi :10.1007/bfb0114879, ISBN 978-3-540-51956-0, S2CID  222245602 , получено 2022-10-18

Внешние ссылки

Викискладе есть медиафайлы, связанные с объектами Хербига-Аро .