A csillagászat , Herbig-Haro objektumok (vagy néha csak Herbig-Haro objektumok ; rövidítve HH tárgyak ) kicsi nebulosities jár bizonyos nagyon fiatal csillagok , amelyek formája, amikor számít kiadja ezeket a születő csillagok nekiütközik a gáz- és porfelhők környező sebességgel másodpercenként több száz kilométert. A Herbig-Haro objektumok mindenütt jelen vannak a csillagképződési területeken , és nagyon gyakran megfigyelhető több ugyanazon csillag körül, annak forgástengelye mentén .
Ezek a tárgyak mulandó jelenségek, amelyek élettartama legfeljebb néhány ezer év. Látható, hogy viszonylag rövid idő alatt fejlődnek, miközben csillagközi gázfelhőkön keresztül távolodnak attól a csillagtól, amelyről jöttek . A Hubble Űrtávcső megfigyelései alig néhány év alatt összetett fejlődést mutatnak, egyes részek gyengülnek, mások meggyulladnak , a tapasztalt közeg sűrűségétől függően .
A Herbig-Haro objektumokat Sherburne Wesley Burnham figyelte meg először a XIX . Század végén, de csak 1950-ben jöttünk rá, hogy új típusú ködről van szó . Az első csillagászok, akik részletesen tanulmányozták őket, George Herbig és Guillermo Haro , innen származik a nevük. Herbig és Haro egymástól függetlenül tanulmányozták a csillagképződést, amikor elemezték ezeket az objektumokat, és megértették, hogy ezek a csillagképződés eredménye.
Az első Herbig-Haro objektum fedezte fel Sherburne Wesley Burnham végén a XIX th században, ahogy nézte a csillagos T Tauri a keret 900 mm Az obszervatórium Lick Burnham fogott csak le egy egész kis felhőzet. Ezt „szabványos” emissziós ködnek , később „Burnham-féle ködnek” (ma HH 255) nevezték, de abban az időpontban nem ismerték el egy új tárgyosztály képviselőjeként. Másrészt akkor már tudtuk, hogy T Tauri nagyon fiatal változócsillag , a „T Tauri típusú változóknak” nevezett változócsillagok osztályának prototípusa . Ezek a csillagok rendkívül fiatalok, és még nem érték el azt az egyensúlyi stádiumot, ahol a gravitációs összeomlást középpontjában lévő magfúziós reakciók ellensúlyozzák .
A negyvenes évek végére, ötven évvel Burnham felfedezése után néhány hasonló ködöt észleltek, amelyek többsége olyan kicsi volt, hogy szinte csillagokként összetéveszthetőek. Guillermo Haro és George Herbig ezután egymástól függetlenül végeztek megfigyeléseket több ilyen objektumon. Herbig ismét a Burnham-ködre pillantott, és megállapította, hogy szokatlan elektromágneses spektruma van , amely erős emissziós vonalakat mutat a hidrogén , a kén ([S II]) és az oxigén ([O II]) számára, és hogy más tárgyak, például HH 1, A HH 2 és 3 hasonló jellemzőkkel bír. Haro a maga részéről 1952-1953-ban bejelentette, hogy sok más, azonos típusú objektumot felfedezett, és megmutatta, hogy az infravörös sugárzásban mindegyik láthatatlan .
Megfigyelésüket követően Herbig és Haro egy csillagászati szimpóziumon találkoztak az arizonai Tucsonban , 1949-ben. Herbig nem nagyon figyelt az általa megfigyelt tárgyakra, főleg a közeli fiatal csillagok tanulmányozására összpontosítva, de Haro megállapításainak megismerése után úgy döntött, hogy további tanulmányt készít. Ezután Viktor Ambartsumian szovjet csillagász adta ezeknek a tárgyaknak a jelenlegi nevüket. A fiatalabb (legfeljebb néhány százezer éves) csillagok közelségétől azt javasolta, hogy a Herbig-Haro objektumok összefüggésben álljanak a T Tauri csillagképződés korai szakaszával.
Az ezt követő vizsgálatok azt mutatták, hogy a HH tárgyak erősen ionizáltak , és a korai elméletek szerint forró, halvány csillagokat tartalmazhatnak. Az infravörös sugárzás hiánya a ködből azonban ellentmond ennek a hipotézisnek. Később azt képzelték, hogy a köd tartalmazhat protosztárokat , az akkréciós folyamat során felszabaduló energia a fotoionizáció forrásává válik.
Az elméleti és megfigyelési fejlődés eredményeként egyértelművé vált, hogy a HH objektumokat a közeli fiatal csillagok által kidobott anyag hozta létre, ez az anyag nagyon nagy sebességgel ütközött a csillagközi közeg gázával .
Az 1980-as évek elején a technikai fejlődés lehetővé tette, hogy a megfigyelések feltárják a HH tárgyak sugár alakját. Ez arra a megértésre vezetett, hogy a HH objektumokat előidéző kibocsátott anyag nagyon finom, bipoláris sugárban koncentrálódik ( kollimálva ). Valóban, a kialakulóban lévő csillagokat létezésük első ezer évében körülveszi a kezdeti gázfelhő maradványai által képzett akkreditációs korong . Ennek a korongnak a legbelső részei gyors forgása generálja a korong síkjára merőleges, részben ionizált anyagból származó erős sugárzásokat. Amikor ezek a sugárzások ütköznek a csillagközi közeggel , kis kibocsátó ködök keletkeznek , beleértve a Herbig-Haro tárgyakat is.
A Herbig-Haro tárgyak által kibocsátott sugárzás a csillagközi közeggel való ütközés okozta lökéshullámoknak köszönhető , de mozgásuk bonyolult. A Doppler-elmozdulás spektroszkópiás megfigyelései azt mutatják, hogy a sugárban lévő anyag másodpercenként száz kilométeres sebességgel mozog, de ezen tárgyak spektrumában az emissziós vonalak túl gyengék ahhoz, hogy ilyen ütközési sebességeken létrejöhessenek. Ez valószínűleg azt jelenti, hogy az anyag, amellyel a sugárok ütköznek, szintén mozgásban van, szintén távolodik a központi csillagtól, de lassabb sebességgel, mint a sugárok.
A HH-objektum kialakításához szükséges összes kidobott tömeg becslése egy-húsz földtömeg nagyságrendű, ami viszonylag kis mennyiség a csillag teljes össztömegéhez képest. A HH objektumokban megfigyelt hőmérséklet körülbelül 8000 és 12 000 Kelvin között mozog , hasonlóan a más típusú ionizált ködöknél, például a HII régiókban vagy a bolygóködökben megfigyelt hőmérsékletekhez . Viszonylag sűrűek, sűrűségük néhány ezer és néhány tízezer részecske / köbcentiméter között változik, a HII régiók sűrűsége általában kevesebb, mint 1000 részecske / köbcentiméter. A HH-objektumok főleg hidrogénből és héliumból állnak , körülbelül 75, illetve 25 tömegszázalékban. Ezek össztömegének kevesebb, mint egy százaléka nehezebb elemekből áll , és bőségük általában hasonló a közeli fiatal csillagokban mérthez.
A forráscsillag közelében egy HH-objektum gázának 20-30% -a ionizálódik, de ez az arány hajlamos a távolság csökkenésével csökkenni. Ez azt jelenti, hogy a gázt a sarki sugárban ionizálják , majd a csillagtól távolodva rekombinálódnak , nem pedig magában az ütközésben. A sugár végén bekövetkező sokk azonban újra ionizálhatja az anyag egy részét, ezáltal fényesebb "sapkák" keletkezhetnek a fúvókák végén.
Jelenleg több mint 450 HH objektum vagy objektumcsoport szerepel (2006). A csillagképződési régiókban mindenütt jelen vannak, és gyakran csoportokban vannak jelen. Nagyon gyakran megfigyelhetők a Bok-gömbök ( nagyon fiatal csillagokat tartalmazó sötét ködök ) közelében, és gyakran ezekből a gömbökből származnak. Gyakori megfigyelni többeket egyetlen csillag közelében, így egyfajta rózsafüzért alkotva egy vonal mentén, amely ennek a tengelynek a tengelyét képviseli .
Az ismert HH objektumok száma az utóbbi években gyorsan növekedett, de általánosságban úgy gondolják, hogy ez a szám valójában csak nagyon kis hányada a Galaxisban ténylegesen meglévő mennyiségnek . Becslések szerint akár 150 000 is van, amelyek túlnyomó többsége túl messze van és túl homályos ahhoz, hogy a jelenlegi eszközökkel megoldható legyen. A legtöbb HH objektum legfeljebb 0,5 parsec távolságra található a forráscsillagtól, némelyiket 1 parsec-ig figyelték meg. Van azonban néhány olyan szám, amely több parsek távolságra van, valószínűleg azért, mert a csillagközi közeg nagyon ritka a közelükben, így a kidobott anyag sokkal tovább tud utazni, mielőtt szétszóródna.
A HH objektumok spektroszkópiás megfigyelései azt mutatják, hogy 100 és 1000 km / s közötti sebességgel távolodnak el a forrás csillagtól . Az elmúlt években a Hubble űrtávcső lehetővé tette több HH objektum természetes mozgásának mérését a több évre eső megfigyeléseknek köszönhetően.
Ahogy távolodnak a csillaguktól, a HH objektumok jelentősen megváltoznak, fényerejük csak néhány év alatt változik. Néhány „csomópont” a HH objektumon belül világíthat, gyengülhet vagy teljesen eltűnik, míg mások más helyen jelennek meg.
A csillag által kibocsátott sugárok anyagát nem folyamatosan, hanem inkább impulzusokban dobják ki. Ezek a pulzációk ugyanabba az irányba, de különböző sebességgel haladnak, és e különböző sugárok közötti kölcsönhatások viszont sokkhullámokat eredményeznek.
A Herbig-Haro objektumok létrehozásának hátterében álló csillagok nagyon fiatalok, közülük a legfiatalabb még mindig a környező gázokból kialakuló protosztár . A csillagászok ezeket a csillagokat négy osztályba sorolják, 0, I, II és III, a kibocsátott infravörös sugárzás intenzitása szerint . Minél nagyobb az infravörös sugárzás, annál jobban körülveszi a csillagot a hideg anyag, ami azt jelzi, hogy még mindig a gravitációs összeomlás szakaszában van.
A 0. osztályú csillagok csak néhány ezer évesek és olyan fiatalok, hogy még nem kezdték meg a magfúzió folyamatát . Az I. osztályú tárgyak magjaiban megkezdődtek a fúziós reakciók, de a keletkező csillag tovább gyorsítja a gázt és a port . Ezen a ponton, ezek a csillagok általában még burkolta a sűrű gáz és por, amely elfedi a látható fény és az ezeket eredményező során csak az infravörös és rádió tartományban . A gáz- és porrészecskék felhalmozódása a II. Osztályú csillagok esetében nagyrészt teljes, de ezeket még mindig egy korong gáz- és porkorong veszi körül, míg a III.
Tanulmányok kimutatták, hogy a Herbig-Haro objektumokat előidéző csillagok mintegy 80% -a valójában kettős vagy többszörös csillag , ez az arány sokkal nagyobb, mint a fő sorrendben található kis tömegű csillagoké . Ez úgy tűnik, hogy azt jelzi, hogy a bináris rendszerek elősegítik a sugárképződést, amely aztán HH objektumokat eredményez .