Википедија

Хербиг-Ароово тело

Хербиг-Ароови тела — светли дамки на маглина кои се поврзани со новородени ѕвезди. Тие се формираат кога млазови на делумно јонизиран гас исфрлен од ѕвезди се судира со блиските облаци од гас и прашина со брзина од неколку стотици километри во секунда. Хербиг-Ароовите тела вообичаено се наоѓаат во областите што формираат ѕвезди, а неколку често се гледаат околу една ѕвезда, усогласени со нејзината ротациона оска. Повеќето од нив лежат на околу еден парсек (3,26 светлосни години) од изворот, иако некои се забележани неколку парсеци подалеку. Хербиг-Ароовите тела се минливи феномени кои траат околу неколку десетици илјади години. Тие можат видливо да се променат во временски рокови од неколку години додека брзо се оддалечуваат од нивната матична ѕвезда во гасните облаци на меѓуѕвездениот простор (меѓуѕвездениот медиум). Набљудувањата на вселенскиот телескоп „Хабл“ ја откриле сложената еволуција на телата во период од неколку години, бидејќи делови од маглината бледнеат, додека други осветлуваат додека се судираат со густиот материјал на меѓуѕвездениот медиум.

HH 24 is located in the Orion B molecular cloud
HH 32 looks like a star due to its intense brightness. The surrounding gas appears like clouds around a full moon.
Фотографии од вселенскиот телескоп Хабл на HH 24 (лево) и HH 32 (десно) – шарените маглини се типични за Хербиг-Ароовите тела

За прв пат Хербиг-Ароовите тела биле забележани кон крајот на 19 век од Шербурн Весли Барнам, а како посебен тип на емисиона маглина биле препознаени во 1940-тите. Првите астрономи кои детално ги проучувале биле Џорџ Хербиг и Гилермо Аро, по кои биле именувани. Хербиг и Аро работеле независно на иследувања за ѕвездообразби кога првпат ги анализирале објектите и препознале дека тие се нуспроизвод на процесот на формирање на ѕвезди. Иако Хербиг-Ароовите тела се феномени со видливи бранови должини, голем дел од нив остануваат невидливи на овие бранови должини поради прашината и гасот, и може да се детектираат само на инфрацрвени бранови должини. Таквите објекти, кога се набљудуваат во блиско инфрацрвено, се нарекуваат објекти со спектрална линија на молекуларен водород (MHO).

Откривање и историја на набљудувања

уреди

Првото Хербиг-Ароово тело било забележано кон крајот на 19 век од Шербурн Весли Барнам, кога ја набљудувал ѕвездата Т Бик со 36 инчи (910 мм) прекршувачки телескоп во опсерваторијата Лик и забележал мал дел од небулозност во близина[1] . Се сметало дека е оддавна маглина, подоцна позната како Бурнамова маглина и не била препознаена како посебна класа на објекти[2]. Било откриено дека Т Бик е многу млада и променлива ѕвезда и е прототип на класата слични објекти познати како ѕвезди од типот на Т Бик кои допрва треба да достигнат состојба на хидростатичка рамнотежа помеѓу гравитацискиот колапс и создавањето енергија преку нуклеарна фузија во нивните центри. Педесет години по откривањето на Бурнам, биле откриени неколку слични маглини со изглед речиси како ѕвезда. И Џорџ Хербиг и Гилермо Аро направиле независни набљудувања на неколку од овие објекти во маглината Орион во текот на 1940-тите. Хербиг ја погледнал и маглината на Бурнам и открил дека прикажува необичен електромагнетен спектар, со истакнати спектрални линии на водород, сулфур и кислород. Аро открил дека сите објекти од овој тип се невидливи на инфрацрвена светлина.

По нивните независни откритија, Хербиг и Аро се сретнале на астрономска конференција во Тусон, Аризона во декември 1949 година. Хербиг на почетокот обрнувал помалку внимание на предметите што ги открил, бидејќи првенствено се занимавал со блиските ѕвезди, но откако ги слушнал наодите на Аро, извршил подетални проучувања за нив. Советскиот астроном Виктор Амбарцумјан им го дал името на објектите (Хербиг-Ароови тела, вообичаено скратени на ХА-тела), и врз основа на нивното појавување во близина на млади ѕвезди (стари неколку стотици илјади години), сугерирал дека тие би можеле да претставуваат рана фаза во формирањето на ѕвездите од типот на Т Бик. Студиите на Хербиг-Ароовите тела покажале дека тие се високо јонизирани, а раните теоретичари шпекулирале дека станува збор за отсјајни маглини кои содржат врели ѕвезди со ниска осветленост длабоко во себе. Но, отсуството на инфрацрвено зрачење од маглините значело дека не би можело да има ѕвезди во нив, бидејќи тие би испуштале изобилство инфрацрвена светлина. Во 1975 година, американскиот астроном Р.Д. Шварц теоретизирал дека ветровите од ѕвездите од типот Т Бик предизвикуваат удари во амбиенталниот медиум при средбата, што резултира со генерирање на видлива светлина. Со откривањето на првиот прото-ѕвезден млаз во ХА 46/47, станало јасно дека Хербиг-Ароовите тела се навистина феномени предизвикани од шок, при што ударите се придвижувани од судиран млаз од протоѕвезди[3].

Сликата на прашалник поврзан со објектот била пријавена на 18 август 2023 година во The New York Times.[4]

Формирање

уреди

Ѕвездите се формираат со гравитациски колапс на меѓуѕвездени гасни облаци. Како што колапсот ја зголемува густината, загубата на радијативна енергија се намалува поради зголемената непроѕирност. Ова ја зголемува температурата на облакот што го спречува понатамошниот колапс и се воспоставува хидростатичка рамнотежа. Гасот продолжува да паѓа кон јадрото во насобирачкиот диск. Јадрото на овој систем се нарекува протоѕвезда.[5] Дел од насобирачкиот материјал се исфрла по должината на оската на вртење на ѕвездата во два млазови делумно јонизиран гас (плазма)[6]. Механизмот за создавање на овие усогласени биполарни млазови не е целосно разбран, но се верува дека интеракцијата помеѓу насобирачкиот диск и ѕвезденото магнетно поле забрзува дел од насобирачкиот материјал од неколку астрономски единици на ѕвездата подалеку од рамнината на дискот. На овие растојанија, одливот е дивергентен, се шири под агол во опсег од 10-30 °, но станува сè повеќе усогласен на растојанија од десетици до стотици астрономски единици од изворот, бидејќи неговото проширување е ограничено.[7][8] Млазовите, исто така, го одземаат вишокот аголен импулс што произлегува од собирањето материјал на ѕвездата, што инаку би предизвикало ѕвездата да ротира премногу брзо и да се распадне. Кога овие млазови ќе се судрат со меѓуѕвездениот медиум, тие предизвикуваат мали дамки на светли емисии кои содржат Хербиг-Ароови тела.[9]

Својства

уреди
 
Инфрацрвениот спектар на HH 46/47 добиен од вселенскиот телескоп <i id="mwfg">Спицер</i>, покажувајќи дека медиумот во непосредна близина на ѕвездата е богат со силикати

Електромагнетната емисија од Хербиг-Ароовите тела се предизвикува кога нивните поврзани ударни бранови се судираат со меѓуѕвездениот медиум, создавајќи го она што се нарекува „терминални работни површини“.[10] Спектарот е континуиран, но има и интензивни емисиони линии на неутрални и јонизирани видови. Спектроскопските набљудувања на доплеровите ефекти на Хербиг-Ароовите тела укажуваат на брзини од неколку стотици километри во секунда, но линиите на емисија во тие спектри се послаби од она што би се очекувало од таквите судири со голема брзина.[11][12] Ова сугерира дека дел од материјалот со кој тие се судираат исто така се движи по зракот, иако со помала брзина. Спектроскопските набљудувања на Хербиг-Ароовите тела покажуваат дека тие се оддалечуваат од изворните ѕвезди со брзина од неколку стотици километри во секунда. Во последниве години, високата оптичка резолуција на вселенскиот телескоп Хабл го открил правилното движење (движење по небесната рамнина) на многу Хербиг-Ароови тела на набљудувањата на растојание од неколку години.[13][14] Како што се оддалечуваат од матичната ѕвезда, Хербиг-Ароовите тела значително еволуираат, со различна осветленост во временски размери од неколку години. Индивидуалните компактни јазли или купчиња во објектот може да осветлат и избледат или целосно да исчезнат, додека се гледа дека се појавуваат нови јазли. Тие се појавуваат најверојатно поради прецесијата на нивните млазови[15][16], заедно со пулсирачките и повремени ерупции од нивните матични ѕвезди. Побрзите млазници ги достигнуваат претходните побавни млазници, создавајќи ги таканаречените „внатрешни работни површини“, каде струи на гас се судираат и генерираат ударни бранови и последователни емисии.[17]

Вкупната маса што ја исфрлаат ѕвездите за да формираат типични Хербиг-Ароови тела се проценува дека е од редот од 10 −8 до 10 −6 M☉ годишно, многу мала количина на материјал во споредба со масата на самите ѕвезди, но изнесува околу 1-10% од вкупната маса насобрана од изворните ѕвезди за една година. Губењето на масата има тенденција да се намалува со зголемувањето на возраста на изворот. Температурите забележани во Хербиг-Ароовите тела обично се околу 9.000-12.000 К, слични на оние пронајдени во други јонизирани маглини како што се подрачјата H II и планетарните маглини. Густините, од друга страна, се повисоки отколку во другите маглини, кои се движат од неколку илјади до неколку десетици илјади честички на cm3, во споредба со неколку илјади честички на cm3 во повеќето H II региони и планетарни маглини.

Густините исто така се намалуваат како што изворот еволуира со текот на времето. Хербиг-Ароовите тела се состојат главно од водород и хелиум, кои сочинуваат околу 75% и 24% од нивната маса соодветно. Околу 1% од масата на Хербиг-Ароовите тела е составена од потешки хемиски елементи, вклучувајќи кислород, сулфур, азот, железо, калциум и магнезиум. Изобилството на овие елементи, утврдени од линиите на емисија на соодветните јони, генерално се слични на нивните космички изобилства. Голем број на хемиски соединенија кои се наоѓаат во околната на меѓуѕвездена средина, но не се присутни во изворниот материјал, како што се металните хидриди, се верува дека се произведени од хемиски реакции предизвикани од шок. Околу 20-30% од гасот во Хербиг-Ароовите тела се јонизира во близина на изворната ѕвезда, но оваа пропорција се намалува на зголемени растојанија. Ова имплицира дека материјалот е јонизиран во поларниот млаз и се рекомбинира додека се оддалечува од ѕвездата, наместо да се јонизира од подоцнежните судири. Шокирањето на крајот на млазот може повторно да јонизира дел од материјалот, предизвикувајќи светли „капачиња“.

Броеви и распространетост

уреди
 
HH 2 (долу десно), HH 34 (доллу лево) и HH 47 (горе) биле нумерирани по редослед на нивното откритие; се проценува дека има до 150.000 такви објекти на Млечниот Пат.

Хербиг-Ароовите тела се именувани приближно по редослед на нивната идентификација; HH 1/2 е најраниот таков објект што бил идентификуван. Денес се познати повеќе од илјада индивидуални објекти. Тие се секогаш присутни во областите H II кои формираат ѕвезди и често се наоѓаат во големи групи. Тие обично се забележани во близина на глобулите (темни маглини кои содржат многу млади ѕвезди) и често произлегуваат од нив. Неколку Хербиг-Ароови тела се видени во близина на еден извор на енергија, формирајќи низа од објекти по должина ан линијата на поларната оска на матичната ѕвезда. Бројот на познати Хербиг-Ароови тела рапидно се зголемил во последните неколку години, но тоа е многу мал дел од проценетите до 150.000 на Млечниот Пат, од кои огромното мнозинство се премногу далеку за да се решат. Повеќето Хербиг-Ароови тела се наоѓаат на околу еден парсек од нивната матична ѕвезда. Сепак, многумина се гледаат на неколку парсеци подалеку.

HH 46/47 се наоѓа на околу парсеци од Сонцето и се напојува со бинарна протоѕвезда од класа I. Биполарниот млаз се удира во околниот медиум со брзина од 300 километри во секунда, произведувајќи две емисиони „капачиња“ на растојание од околу 2,6 парсеци. Излевањето на млазот е придружено со 0.3 парсеци долг одлив на молекуларен гас кој е занесен од самиот млаз. Инфрацрвените проучувања на вселенскиот телескоп „Спицер“ откриле различни хемиски соединенија во молекуларниот одлив, вклучувајќи вода (мраз), метанол, метан, јаглерод диоксид (сув мраз) и разни силикати. Сместено на околу 460 парсеци во молекуларниот облак Орион А, HH 34 е произведен од високо усогласен биполарен млаз кој се напојува со протоѕвезда од класа I. Материјата во млазот се движи околу 220 километри во секунда. Два светли лачни удари, разделени со околу 0.44 парсеци, се присутни на спротивните страни на изворот, проследени со серија побледи на поголеми растојанија, што го прави целиот комплекс околу 3 парсеци долго. Млазот е опкружен со слаб молекуларен одлив во близина на изворот долг 0.3 парсеци.

Изворни ѕвезди

уреди
Тринаесетгодишен тајмлапс на материјал кој се исфрла од протоѕвезда од класа I, формирајќи го Хербиг-Аровото тело HH 34

Ѕвездите од кои се емитуваат млазовите на Хербиг-Ароовите тела се сите многу млади ѕвезди, стари од неколку десетици илјади до околу милион години. Најмладите од нив се уште се протоѕвезди кои се во процес на собирање од нивните околни гасови. Астрономите ги делат овие ѕвезди во класи 0, I, II и III, според тоа колку инфрацрвено зрачење емитираат ѕвездите. Поголемото количество на инфрацрвено зрачење подразбира поголемо количество поладен материјал што ја опкружува ѕвездата, што покажува дека таа сè уште се спојува. Нумерирањето на класите произлегува затоа што предметите од класата 0 (најмладите) не биле откриени додека класите I, II и III веќе биле дефинирани.

Предметите од класа 0 се стари само неколку илјади години; толку млади што сè уште не се подложени на реакции на нуклеарна фузија во нивните јадра. Наместо тоа, тие се напојуваат единствено од гравитациската потенцијална енергија ослободена кога материјалот паѓа врз нив. Претежно содржат молекуларни одливи со мали брзини (помалку од сто километри во секунда) и слаби емисии во одливите. Нуклеарната фузија започнала во јадрата на објектите од класа I, но гасот и прашината сè уште паѓаат на нивните површини од околната маглина, а најголемиот дел од нивната сјајност се должи на гравитационата енергија. Тие генерално сè уште се обвиткани со густи облаци од прашина и гас, кои ја заматуваат целата нивна видлива светлина и како резултат може да се набљудуваат само на инфрацрвени и радио бранови должини. Во одливите од оваа класа доминираат јонизирани видови и брзините може да се движат до 400 километри во секунда. Падот на гас и прашина во голема мера е завршен кај објектите од класа II (ѕвезди од класичните типови на Т Бик), но тие сè уште се опкружени со дискови од прашина и гас и произведуваат слаби одливи со мала осветленост. Објектите од класа III (ѕвезди со слаба линија Т Бик) имаат остатоци од траги од нивниот оригинален насобирачки диск.

Околу 80% од ѕвездите што предизвикуваат Хербиг-Ароови тела се бинарни или повеќекратни системи (две или повеќе ѕвезди кои орбитираат една околу друга), што е многу поголем процент од оној што е пронајден за ѕвезди со мала маса во главната низа. Ова може да укаже дека бинарните системи се со поголема веројатност да генерираат млазови кои предизвикуваат Хербиг-Ароови тела, а доказите сугерираат дека најголемите одливи на Хербиг-Ароовите тела може да се формираат кога системите со повеќе ѕвезди се распаѓаат. Се смета дека повеќето ѕвезди потекнуваат од повеќе ѕвездени системи, но дека значителен дел од овие системи се нарушени пред нивните ѕвезди да стигнат до главната низа поради гравитационите интеракции со блиските ѕвезди и густите облаци од гас.

Првиото и моментално единствено (од мај 2017 година) Хербиг-Ароово тело од големи размери околу прото кафеавото џуџе е HH 1165, кој е поврзан со прото-кафеавото џуџе Мајрит 1701117. HH 1165 има должина од 0,8 светлосни години (0,26 парсек) и се наоѓа во близина на сигма кластерот Орионис. Претходно само мали мини-млазници (≤0,03 парсек) биле пронајдени околу прото-кафеавите џуџиња.[18][19]

Инфрацрвени колеги

уреди
 
HH 49/50 виден во инфрацрвена боја од вселенскиот телескоп „Спицер“

Хербиг-Ароовите тела поврзани со многу млади ѕвезди или многу масивни протоѕвезди често се скриени од погледот на оптички бранови должини од облакот од гас и прашина од кои се формираат. Интервенирачкиот материјал може да ја намали визуелната големина со фактори од десетици или дури стотици на оптички бранови должини. Ваквите длабоко вградени објекти може да се набљудуваат само на инфрацрвени или радио бранови должини, обично во фреквенциите на врел молекуларен водород или топла емисија на јаглерод моноксид. Во последниве години, инфрацрвените слики откриле десетици примери на „инфрацрвени Хербиг-Ароови тела “. Повеќето личат на лачни бранови (слично на брановите на чело на брод), и затоа обично се нарекуваат молекуларни „лачни удари“. Физиката на ударите со инфрацрвени лакови може да се разбере на ист начин како онаа на Хербиг-Ароови тела, бидејќи овие објекти се во суштина исти – суперсонични удари предизвикани од судирани млазови од спротивните полови на протоѕвезда. Само условите во млазот и околниот облак се различни, предизвикувајќи инфрацрвена емисија од молекулите наместо оптичка емисија од атомите и јоните.

Во 2009 година, акронимот „MHO“, за тело со емисија на молекуларна водород, биол одобрен за такви објекти, откриени во блиска инфрацрвена боја, од Работната група на Меѓународната астрономска унија за ознаки, и бил внесен во нивниот он-лајн Референтен речник на Номенклатура на небесни објекти. Од 2010 година, речиси 1000 објекти се содржани во каталогот на „MHO“.

Ултравиолетови Хербиг-Ароови тела

уреди

HH објекти биле забележани во ултравиолетовиот спектар.[20]

Поврзано

уреди
 </img>
 </img>
Хербиг-Ароовите тела се формираат кога насобраниот материјал е исфрлен од протоѕвезда како јонизиран гас по должината на оската на ротација на ѕвездата, како што е примерот на HH 34 (десно).

Наводи

уреди
  1. ↑ Burnham, S. W. (1890). „Note on Hind's Variable Nebula in Taurus“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 51 (2): 94–95. Bibcode:1890MNRAS..51...94B. doi:10.1093/mnras/51.2.94.
  2. ↑ Reipurth, B.; Bertout, C., уред. (1997). „50 Years of Herbig–Haro Research. From discovery to HST“. Herbig–Haro Flows and the Birth of Stars. IAU Symposium No. 182. Dordrecht: Kluwer Academic Publishers. стр. 3–18. Bibcode:1997IAUS..182....3R.
  3. ↑ Dopita, M. A.; Schwartz, R. D.; Evans, I. (December 1982). „Herbig–Haro Objects 46 and 47 – Evidence for bipolar ejection from a young star“. Astrophysical Journal Letters. 263: L73–L77. Bibcode:1982ApJ...263L..73D. doi:10.1086/183927.
  4. ↑ Overbye, Dennis (18 August 2023). „The Biggest Question Mark in Astronomy? You're Looking at It. - Close scrutiny of a recent image from the Webb Space Telescope revealed some questionable punctuation“. The New York Times. Архивирано од изворникот на 18 August 2023. Посетено на 19 August 2023.
  5. ↑ Prialnik, D. (2000). An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge, United Kingdom: Cambridge University Press. стр. 198–199. ISBN 978-0-521-65937-6.
  6. ↑ Raga, A. C. (2001). „Herbig–Haro Objects and Exciting Stars“. Во Murdin, Paul (уред.). Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics (First. изд.). Hampshire: Nature Publishing Group. стр. 1654–1657. ISBN 978-0333786536.
  7. ↑ Bally, J. (September 2016). „Protostellar Outflows“. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 54: 491–528. Bibcode:2016ARA&A..54..491B. doi:10.1146/annurev-astro-081915-023341.
  8. ↑ Frank, A.; Ray, T. P.; Cabrit, S.; и др. (2014). „Jets and Outflows from Star to Cloud: Observations Confront Theory“. Во Beuther, S.; Klessen, R. S.; Dullemond, C. P.; Henning, T. (уред.). Protostars and Planets VI. Tucson: University of Arizona Press. стр. 451–474. arXiv:1402.3553. Bibcode:2014prpl.conf..451F. doi:10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch020. ISBN 9780816531240. S2CID 118539135.
  9. ↑ P. Benvenuti; F. D. Macchetto; E. J. Schreier, уред. (1996). „The Birth of Stars: Herbig–Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks“. Science with the Hubble Space Telescope – II. Baltimore: Space Telescope Science Institute. Bibcode:1996swhs.conf..491B. (HTML version)
  10. ↑ Reipurth, B.; Bally, J. (2001). „Herbig–Haro Flows: Probes of Early Stellar Evolution“. 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. ↑ Dopita, M. (February 1978). „The Herbig–Haro objects in the GUM Nebula“. Astronomy and Astrophysics. 63 (1–2): 237–241. Bibcode:1978A&A....63..237D.
  12. ↑ Schwartz, R. D. (1983). „Herbig–Haro Objects“. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 21: 209–237. Bibcode:1983ARA&A..21..209S. doi:10.1146/annurev.aa.21.090183.001233.
  13. ↑ Hartigan, P.; Morse, J.; Reipurth, B.; и др. (September 2001). „Proper Motions of the HH 111 Jet Observed with the Hubble Space Telescope“. Astrophysical Journal Letters. 559 (2): L157–L161. Bibcode:2001ApJ...559L.157H. doi:10.1086/323976.
  14. ↑ Raga, A.; Reipurth, B.; Velázquez, P.; и др. (December 2016). „The time evolution of HH 2 from four epochs of HST images“. Astronomical Journal. 152 (6): 186. arXiv:1610.01951. Bibcode:2016AJ....152..186R. doi:10.3847/0004-6256/152/6/186. S2CID 58923690. 186.
  15. ↑ Zealey, W. J. (1992). „Young Stellar Objects and Herbig–Haro Objects“. Australian Journal of Physics. 45 (4): 487–499. Bibcode:1992AuJPh..45..487Z. doi:10.1071/PH920487.
  16. ↑ Bally, J. (October 2007). „Jets from young stars“. Astrophysics and Space Science. 311 (1–3): 15–24. Bibcode:2007Ap&SS.311...15B. doi:10.1007/s10509-007-9531-7. S2CID 55887210.
  17. ↑ Raga, A.; Cantó, J. (October 2017). „The formation of double working surfaces in periodically variable jets“. Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. 53 (2): 219–225. Bibcode:2017RMxAA..53..219R.
  18. ↑ „Punching Above Its Weight, a Brown Dwarf Launches a Parsec-Scale Jet“. National Optical Astronomy Observatory. Архивирано од изворникот на 2020-02-18. Посетено на 2020-03-06.
  19. ↑ Riaz, B.; Briceño, C.; Whelan, E. T.; Heathcote, S. (July 2017). „First Large-scale Herbig-Haro Jet Driven by a Proto-brown Dwarf“. The Astrophysical Journal (англиски). 844 (1): 47. arXiv:1705.01170. Bibcode:2017ApJ...844...47R. doi:10.3847/1538-4357/aa70e8. ISSN 0004-637X.
  20. ↑ Böhm, Karl-Heinz (1989), Tenorio-Tagle, Guillermo; Moles, Mariano; Melnick, Jorge (уред.), „Herbig-Haro objects“, Structure and Dynamics of the Interstellar medium, Lecture Notes in Physics (англиски), Berlin, Heidelberg: Springer Berlin Heidelberg, 350: 282–294, doi:10.1007/bfb0114879, ISBN 978-3-540-51956-0, Посетено на 2022-10-18

Надворешни врски

уреди
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Хербиг-Ароово_тело&oldid=5275752“