Herbig-Harov objekt
Z Wikipédie
Herbig-Harove objekty sú malé útržky hmloviny v blízkosti novovzniknutých hviezd a tvoria sa, keď sa plyn vyvrhnutý mladou hviezdou zrazí s blízkymi oblakmi plynu a prachu pri rýchlosti niekoľko stoviek kilometrov za sekundu. Herbig-Harove objekty sa hojne vyskytujú v oblastiach tvorby hviezd a okolo jednej hviezdy je často vidno viac ako jeden, pričom sa zarovnávajú pozdĺž jej rotačnej osi.
HH objekty sú prechodným javom, trvajú najviac niekoľko stoviek rokov. Viditeľne sa vyvíjajú počas pomerne krátkych časových období ako sa pohybujú ďalej od svojej rodičovskej hviezdy do oblakov plynu a medzihviezdneho priestoru (medzihviezdne médium). Pozorovania Hubbleovho vesmírneho teleskopu odhaľujú komplexný vývoj HH objektov v priebehu niekoľkých rokov, ako ich časti tmavnú, kým iné zosvetlievajú počas kolízií s koncentrovaným materiálom v medzihviezdnom médiu.
Objekty boli prvý krát pozorované neskoro v 19. storočí Sherburneom Wesleym Burnhamom, ale neboli rozpoznané ako samostatný typ emisnej hmloviny do štyridsiatych rokov. Prví astronómovia, ktorí ich podrobne študovali boli George Herbig a Guillermo Haro, po ktorých boli pomenované. Herbig a Haro pracovali nezávisle na štúdiách tvorby hviezd, keď prvý krát analyzovali Herbig-Harove onjekty a zistili, že sú vedľajším produktom procesu tvorby hviezd.
Obsah |
[úprava] Objav a história pozorovaní
Prvý Herbig-Harov objekt pozoroval v neskorom 19. storočí Burnham, keď sa pozrel na hviezdu T Tauri pomocou 36-palcového refrakčného teleskopu na Lickovom observatóriu a všimol si malý útržok hmloviny neďaleko. Bol však katalogizovaný iba ako emisná hmlovina, neskôr s stala známou ako Burnhamova hmlovina a nebola rozoznaná ako odlišná trieda telesa. Zistilo sa však, že T Tauri je veľmi mladá a premenlivá hviezda a je prototypom triedy podobných telies známych ako T Tauri hviezdy, ktoré ešte len dosiahnu stav rovnováhy medzi gravitačným kolapsom a tvorbou energie jadrovou fúziou v jadre.
Päťdesiat rokov po Burnhamovom objave bolo objavených niekoľko podobných hmlovín, ktoré boli také malé, že takmer vyzerali ako hviezdy. Haro aj Herbig urobili nezávislé pozorovania niekoľkých z týchto telies v priebehu štyridsiatych rokov. Herbig sa tiež pozeral na Burnhamovu hmlovinu a zistil, že vyžarovala nezvyčajné elektromagnetické spektrum s výraznými emisnými čiarami vodíka, síry a kyslíka. Haro zistil, že všetky objekty tohto typu sú neviditeľné v infračervenej časti spektra.
Následne po ich nezávslých objavoch sa Herbig a Haro stretli na astronomickej konferencii v Tucsone v Arizone. Herbig spočiatku neprikladal veľký význam telesám, ktoré objavil, keďže sa primárne zaoberal blízkymi hviezdami, ale keď sa dopočul o Harovych zisteniach, urobil ich podrobnejšie štúdie. Sovietsky astronóm Viktor Ambartsumian telesá pomenoval a na základe ich výskytu v blízkosti mladých hviezd (niekoľko stoviek tisíc rokov) navrhol, že by mohli predstavovať rané štádium tvorby T Tauri hviezd.
Štúdie ukázali, že HH objekty sú vysoko ionizované a raní teoretici špekulovali, že môžu obsahovať horúce hviezdy s nízkou svietivosťou. Avšak absencia infračerveného žiarenia z hmlovín znamenala, že v nich nemohli byť hviezdy, pretože tieto by hojne vyžarovali infračervené svetlo. Neskoršie štúdie naznačovali, že hmloviny môžu obsahovať protohviezdy, ale nakoniec HH objekty boli pochopené ako materiál vyvrhnutý blízkymi mladými hviezdami a kolidujúci pri nadzvukovej rýchlosti s medzihviezdnym médiom, pričom výsledné nárazové vlny tvoria viditeľné svetlo [1].
V raných osemdesiatych rokoch 20. storočia pozorovania odhalili prvý krát tryskovitú podstatu väčšiny HH objektov. Toto viedlo k pochopeniu, že vyvrhnutý materiál HH objektov je vysoko en:collimated (koncentrovaný do úzkych vytryskujúcich zväzkov). Hviezdy sú často obkolesené akreačnými diskami počas prvých niekoľkých stoviek tisícov rokov svojej existencie, ktorý sa tvorí ako do nich padá plyn a rýchla rotácia vnútorných častí týchto diskov vedie k emisii úzkych zväzkov čiastočne ionizovanej plazmy kolmo na rovinu disku, ktoré sú známe ako en:polar jet. Keď tieto zväzky kolidujú s medzihviezdnym médiom, sú príčinou vzniku malých útržkov svetlého žiarenia, ktoré tvorí HH objekty [2].
[úprava] Fyzikálna charakteristika
Emisia z HH objektov je spôsobená nárazovými vlnami, keď kolidujú s medzihviezdnym médiom, ale ich pohyby sú zložité. Spektroskopické pozorovania ich dopplerovho posunu hovoria o rýchlosti nekoľko stoviek kilometrov za hodinu, ale emisné čiary spektra HH objektov sú príliš slabé na to, aby mohli byť vytvorené pri takých vysokorýchlostných kolíziách. To pravdepodobne znamená, že nejaký z materiálu s ktorým kolidujú sa tiež pohybuje smerom preč, hoci pri pomalšej rýchlosti [3].
Celková vyvrhnutá hmota typického HH objektu sa odhaduje na 1-20 hmostností Zeme, veľmi malé množstvo materálu v porovnaní so samotnou hmotou hviezdy [4]. Teploty pozorované v HH objektoch sú typicky okolo 8 000-12 000 K, podobne ako tie, podobne ako teploty iných ionizovaných hmlovín ako Oblasť H II a planetárne hmloviny. Zvyčajne sú celkom husté s hustotou od niekoľkých tisíc do niekoľko desiatok tisíc častíc na cm3, v porovnaní s priemerne 1 000/cm3 v oblastiach H II a planetárnych hmlovinách [5]. HH objekty pozostávajú prevažne z vodíka a hélia, ktoré tvoria 75 % a 25 % ich hmotnosti. Menej ako 1 % hmostnosti HH objektov je tvorené ťažšími chemickými prvkami a ich množstvo je vo všeobecnosti podobné ako pri mladých hviezdach [4].
V blízkosti zdrojovej hviezdy je okolo 20-30 % plynu HH objektov ionizovaných, ale tento pomer sa znižuje so nepriamo úmerne so vzdialenosťou. To ukazuje, že materiál je ionizovaný v polárnych tryskách a rekombinuje sa pohybom od hviezdy namiesto aby bol ionizovaný pri neskorších kolíziách. Nárazy na konci trysky však môžu znova ionizovať časť materiálu, čo sa prejavuje ako svetlé „čapičky“ na konci trysiek.
[úprava] Množstvo a rozloženie
Dnes je známych viac ako 400 jednotlivých HH objektov alebo ich skupín. Sú prevažne prítomné v oblastiach tvorby hviezd H II a často sa vyskytujú vo veľkých skupinách. Zvyčajne je možné ich pozorovať blízko en:Bok globule (tmavá hmlovina obsahujúca veľmi mladé hviezdy) a často z nich žiaria. Často vidieť niekoľko HH objektov takmer ako jediný zdroj energie, tvoriaci reťazec objektov pozdĺž polárnej osi rodičovskej hviezdy.
Počet známych HH objektov sa v posledných rokoch rýchlo zvyšoval, ale stále sa považuje za veľmi malý v porovnaní s celkovým počtom v Galaxii. Odhady hovoria o počte do 150 000 [6], z čoho väčšina je príliš ďaleko aby boli rozlíšiteľné so súčasnými technickými schopnosťami. Väčšina HH objektov leží do 1/2 parseku od svojej rodičovskej hviezdy, len veľmi málo ich je vzdialených 1 pc. Niektoré sú však viditeľné vo vzdialenosti niekoľko parsekov, čo by mohlo naznačovať, že medzihviezdne médium v ich blízkosti nie je veľmi husté a tak im umožňuje cestovať ďalej od zdroja predtým, ako sa rozptýlia.
[úprava] Vlastný pohyb a variabilita
Spektroskopické pozorovania HH objektov ukazujú, že sa pohybujú od rodičovských hviezd pri rýchlosti 100-1 000 km/s. V posledných rokoch pozorovania pri vysokom optickom rozlíšení Hubbleovho vesmírneho teleskopu odhalili vlastný pohyb mnohých HH objektov pozorovaných v odstupe niekoľkých rokov. Tieto pozorovania tiež umožnili odhad vzdialeností niektorých HH objektov pomocou expansion parallax method.
Ako sa pohybujú od rodičovskej hviezdy, HH objekty sa výrazne vyvíjajú, ich jas sa mení v priebehu niekoľkých rokov. Jednotlivé uzly v rámci objektu môžu zvyšovať alebo znižovať jas či sa dokonca celkom stratiť kým sa objavujú aj nové uzly. Popri zmenách spôsobených interakciami s medzihviezdnym médiom spôsobujú variácie aj interakcie mezdi tryskami pohybujúcimi sa rozličnými rýchlosťami v rámci HH objektu.
Erupcia trysiek z rodičovskej hviezdy nastáva v skôr pulzoch ako v stabilnom prúde. Pulzy sôžu tvoriť trysky plynu pohybujúce sa rovnakým smerom, ale rozličnými rýchlosťami a interakcie medzi rozličnými tryskami vytvárajú tzv. „pracovné povrchy“, kde sa stretávajú prúdy plynov a tvoria nové nárazové vlny.
[úprava] Rodičovské hviezdy
Hviezdy stojece v pozadí tvorby Herbig-Harovych objektov sú všetky veľmi mladé, najmladšie z nich sú ešte protohviezdy v procese formovania z okolotého plynu. Astronómovia delia tieto hviezdy do tried 0, I, II a III, podľa množstva vydávaného infračerveného žiarenia [7]. Väčšie množstvo infračerveného žiarenia znamená väčšie množstvo chladnejšieho materiálu obklopujúceho hviezdu, čo naznačuje, že sa stále zráža. Triedy sú číslované preto, lebo objekty triedy 0 (najmladšie) ešte neboli objavené, keď triedy I, II and III už boli definované.
Objekty triedy 0 sú staré iba niekoľko tisíc rokov, také mladé, že v ich jadrách ešte nenastala jadrová fúzia. Namiesto toho ich energia pochádza iba z gravitačného potenciálu, ktorá sa uvoľňuje ako do nich padá materiál [8]. Jadrová fúzia začala v jadrách objektov triedy I, ale plyn a prach ešte stále padajú na ich povrch z okolitej hmloviny. Sú vo všeobecnosti stále zoskupené v hustých oblakoch prachu a plynu, ktoré zakrývajú všetko ich viditeľné svetlo a spôsobujú, že sú pozorovateľné iba na infračervených a rádiových frekvenciách. Padanie plynu a prachu už do veľkej miery ustalo v objektoch triedy II, ale ešte stále ich obklopuje disk plynu a prachu, kým objekty triedy III majú už iba stopové pozostatky pôvodného akreačného disku.
Štúdie ukázali, že okolo 80 % hviezd, ktoré produkujú HH objekty sú v skutočnosti binárne alebo viachviezdne systémy (dve alebo viac hviezd navzájom sa obiehajúcich), čo je omnoho vyšší pomer ako sa vyskytuje pri hviezdach hlavnej postupnosti s nižšími hmotnosťami. To môže naznačovať, že binárne systémy pravdepodobnejšie spôsobujú trysky tvoriace HH objekty, a dôkazy nasvedčujú, že najväčšie HH výtoky sa môžu tvoriť pri dezintegrácii viacerých systémov. Predpokladá sa, že väčšina hviezd sa tvorí ako viachviezdne systémy, ale že väčšia časť sa rozbije predtým ako dosiahnu hlavnú postupnosť gravitačnými interakciami s blízkymi hviezdami a hustými mrakmi plynu [9].
[úprava] Referencie
- ^ Reipurth B., Heathcote S. (1997), 50 Years of Herbig-Haro Research. From discovery to HST, Herbig-Haro Flows and the Birth of Stars; IAU Symposium No. 182, Edited by Bo Reipurth and Claude Bertout. Kluwer Academic Publishers, 1997, p. 3-18
- ^ Bally J., Morse J., Reipurth B. (1995), The Birth of Stars: Herbig-Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks, Science with the Hubble Space Telescope -- II, Eds: P. Benvenuti, F. D. Macchetto, and E. J. Schreier
- ^ Dopita, M. (1978), The Herbig-Haro objects in the GUM Nebula, Astronomy and Astrophysics, vol. 63, no. 1-2, Feb. 1978, p. 237-241
- ^ Šablóna:Note label Brugel E.W., Boehm K.H., Mannery E. (1981), Emission line spectra of Herbig-Haro objects, Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 47, p. 117-138
- ^ Bacciotti F., Eislöffel J., (1999), Ionization and density along the beams of Herbig-Haro jets, Astronomy and Astrophysics, v.342, p.717-735
- ^ Giulbudagian, A. L. (1984), On a connection between Herbig-Haro objects and flare stars in the neighborhood of the sun, Astrofizika, vol. 20, Mar.-Apr. 1984, p. 277-281
- ^ Lada C.J. (1987), 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
- ^ Andre P., Ward-Thompson D., Barsony M. (1993), Submillimeter continuum observations of Rho Ophiuchi A - The candidate protostar VLA 1623 and prestellar clumps, Astrophysical Journal, vol. 406, p. 122-141
- ^ Reipurth B., Rodríguez L.F., Anglada G., Bally J. (2004), Radio Continuum Jets from Protostellar Objects, Astronomical Journal, v. 127, p. 1736-1746
[úprava] Externé odkazy
- Comprehensive catalogue of HH objects at the University of Colorado
- HH objects in the Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight
- Animations of HH object jets from HST observations
