Herbig–Haro-Objekt - Herbig–Haro object
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Herbig-Haro ( HH ) -Objekte sind helle Nebelflecken, die mit neugeborenen Sternen verbunden sind . Sie entstehen, wenn schmale Jets aus teilweise ionisiertem Gas , die von Sternen ausgestoßen werden, mit mehreren hundert Kilometern pro Sekunde mit nahegelegenen Gas- und Staubwolken kollidieren. Herbig-Haro-Objekte werden häufig in Sternentstehungsregionen gefunden , und mehrere werden oft um einen einzelnen Stern herum gesehen, der mit seiner Rotationsachse ausgerichtet ist . Die meisten von ihnen liegen innerhalb von etwa einem Parsec (3,26 Lichtjahre ) von der Quelle, obwohl einige mehrere Parsec entfernt beobachtet wurden. HH-Objekte sind vorübergehende Phänomene, die einige zehntausend Jahre andauern. Sie können sich über Zeiträume von einigen Jahren sichtbar verändern, wenn sie sich schnell von ihrem Mutterstern in die Gaswolken des interstellaren Raums (des interstellaren Mediums oder ISM) entfernen . Beobachtungen des Hubble-Weltraumteleskops haben die komplexe Entwicklung von HH-Objekten über einen Zeitraum von einigen Jahren offenbart, während Teile des Nebels verblassen, während andere aufhellen, wenn sie mit dem klumpigen Material des interstellaren Mediums kollidieren.
Herbig-Haro-Objekte, die erstmals im späten 19. Jahrhundert von Sherburne Wesley Burnham beobachtet wurden , wurden in den 1940er Jahren als eigenständige Art von Emissionsnebel erkannt . Die ersten Astronomen, die sie im Detail untersuchten, waren George Herbig und Guillermo Haro , nach denen sie benannt wurden. Herbig und Haro arbeiteten unabhängig voneinander an Sternentstehungsstudien, als sie die Objekte zum ersten Mal analysierten und erkannten, dass sie ein Nebenprodukt des Sternentstehungsprozesses waren. Obwohl HH-Objekte ein sichtbares Wellenlängenphänomen sind, bleiben viele bei diesen Wellenlängen aufgrund von Staub und Gas unsichtbar und können nur bei infraroten Wellenlängen erkannt werden. Solche Objekte werden, wenn sie im nahen Infrarot beobachtet werden, als molekulare Wasserstoff- Emissionslinien- Objekte (MHOs) bezeichnet.
Entdeckung und Geschichte der Beobachtungen
Das erste HH-Objekt wurde Ende des 19. Jahrhunderts von Sherburne Wesley Burnham beobachtet, als er den Stern T Tauri mit dem 36-Zoll (910 mm) -Refraktionsteleskop am Lick-Observatorium beobachtete und einen kleinen Nebelfleck in der Nähe bemerkte. Es wurde angenommen, dass es sich um einen Emissionsnebel handelt , der später als Burnham-Nebel bekannt wurde und nicht als eigenständige Objektklasse anerkannt wurde. Es wurde festgestellt, dass T Tauri ein sehr junger und veränderlicher Stern ist und ist der Prototyp der Klasse ähnlicher Objekte, die als T Tauri-Sterne bekannt sind und noch keinen Zustand des hydrostatischen Gleichgewichts zwischen Gravitationskollaps und Energieerzeugung durch Kernfusion in ihren Zentren erreicht haben . Fünfzig Jahre nach Burnhams Entdeckung wurden mehrere ähnliche Nebel mit fast sternähnlichem Aussehen entdeckt. Sowohl Haro als auch Herbig machten in den 1940er Jahren unabhängige Beobachtungen mehrerer dieser Objekte im Orionnebel . Herbig untersuchte auch Burnhams Nebel und stellte fest, dass er ein ungewöhnliches elektromagnetisches Spektrum mit markanten Emissionslinien von Wasserstoff , Schwefel und Sauerstoff aufwies . Haro fand heraus, dass alle Objekte dieser Art im Infrarotlicht unsichtbar waren.
Nach ihren unabhängigen Entdeckungen trafen sich Herbig und Haro im Dezember 1949 auf einer Astronomie- Konferenz in Tucson, Arizona . Herbig hatte den von ihm entdeckten Objekten zunächst wenig Aufmerksamkeit geschenkt, da er sich hauptsächlich mit den nahen Sternen beschäftigt hatte, aber als er Haros Erkenntnisse hörte, führte er aus genauere Studien über sie. Der sowjetische Astronom Viktor Ambartsumian gab den Objekten ihren Namen (Herbig-Haro-Objekte, normalerweise abgekürzt als HH-Objekte) und schlug aufgrund ihres Vorkommens in der Nähe junger Sterne (einige hunderttausend Jahre alt) vor, dass sie ein frühes Stadium in der Entstehung darstellen könnten von T Tauri Sternen. Studien der HH-Objekte zeigten, dass sie stark ionisiert waren , und frühe Theoretiker spekulierten, dass es sich um Reflexionsnebel handelt, die tief im Inneren heiße Sterne mit geringer Leuchtkraft enthalten. Aber das Fehlen von Infrarotstrahlung von den Nebeln bedeutete, dass es keine Sterne in ihnen geben konnte, da diese reichlich Infrarotlicht emittiert hätten. 1975 stellte der amerikanische Astronom RD Schwartz die Theorie auf, dass Winde von T-Tauri-Sternen bei der Begegnung Schocks im umgebenden Medium erzeugen , was zur Erzeugung von sichtbarem Licht führt. Mit der Entdeckung des ersten protostellaren Jets in HH 46/47 wurde klar, dass HH-Objekte tatsächlich schockinduzierte Phänomene sind, bei denen Stöße von einem kollimierten Jet von Protosternen angetrieben werden .
Formation
Sterne entstehen durch den Gravitationskollaps interstellarer Gaswolken . Wenn der Kollaps die Dichte erhöht, nimmt der Strahlungsenergieverlust aufgrund der erhöhten Opazität ab . Dadurch wird die Temperatur der Wolke erhöht, wodurch ein weiterer Kollaps verhindert wird, und es stellt sich ein hydrostatisches Gleichgewicht ein. Das Gas fällt in einer rotierenden Scheibe weiter in Richtung des Kerns . Der Kern dieses Systems wird als Protostern bezeichnet . Ein Teil des Akkretionsmaterials wird entlang der Rotationsachse des Sterns in zwei Strahlen aus teilweise ionisiertem Gas ( Plasma ) ausgestoßen . Der Mechanismus zur Erzeugung dieser kollimierten bipolaren Jets ist nicht vollständig verstanden, aber es wird angenommen, dass die Wechselwirkung zwischen der Akkretionsscheibe und dem stellaren Magnetfeld einen Teil des Akkretionsmaterials innerhalb weniger astronomischer Einheiten des Sterns von der Scheibenebene weg beschleunigt . Bei diesen Entfernungen ist der Ausfluss divergent und fächert sich in einem Winkel im Bereich von 10–30° auf, wird jedoch in Abständen von einigen zehn bis hunderten astronomischen Einheiten von der Quelle zunehmend kollimiert, da seine Ausdehnung eingeschränkt ist. Die Jets tragen auch den überschüssigen Drehimpuls ab, der durch die Akkretion von Material auf den Stern entsteht, der sonst dazu führen würde, dass der Stern zu schnell rotiert und zerfällt. Wenn diese Jets mit dem interstellaren Medium kollidieren, erzeugen sie die kleinen Flecken heller Emission, die HH-Objekte umfassen.
Eigenschaften
Elektromagnetische Emission von HH-Objekten wird verursacht, wenn ihre zugehörigen Stoßwellen mit dem interstellaren Medium kollidieren und so genannte "terminale Arbeitsflächen" erzeugen. Das Spektrum ist kontinuierlich , weist aber auch intensive Emissionslinien neutraler und ionisierter Spezies auf. Spektroskopische Beobachtungen der Dopplerverschiebungen von HH-Objekten weisen auf Geschwindigkeiten von mehreren hundert Kilometern pro Sekunde hin, aber die Emissionslinien in diesen Spektren sind schwächer, als man von solchen Hochgeschwindigkeitskollisionen erwarten würde. Dies deutet darauf hin, dass sich ein Teil des Materials, mit dem sie kollidieren, ebenfalls entlang des Strahls bewegt, wenn auch mit geringerer Geschwindigkeit. Spektroskopische Beobachtungen von HH-Objekten zeigen, dass sie sich mit Geschwindigkeiten von mehreren hundert Kilometern pro Sekunde von den Quellsternen entfernen. In den letzten Jahren hat die hohe optische Auflösung des Hubble-Weltraumteleskops die Eigenbewegung (Bewegung entlang der Himmelsebene) vieler HH-Objekte bei Beobachtungen im Abstand von mehreren Jahren gezeigt. Wenn sie sich vom Mutterstern entfernen, entwickeln sich HH-Objekte erheblich und variieren in ihrer Helligkeit auf Zeitskalen von einigen Jahren. Einzelne kompakte Knoten oder Klumpen innerhalb eines Objekts können aufhellen und verblassen oder ganz verschwinden, während neue Knoten sichtbar wurden. Diese entstehen wahrscheinlich aufgrund der Präzession ihrer Jets, zusammen mit den pulsierenden und intermittierenden Eruptionen ihrer Muttersterne. Schnellere Jets holen frühere langsamere Jets ein, wodurch die sogenannten "inneren Arbeitsflächen" entstehen, an denen Gasströme kollidieren und Stoßwellen und daraus resultierende Emissionen erzeugen.
Die Gesamtmasse, die von Sternen ausgestoßen wird, um typische HH-Objekte zu bilden, wird auf eine Größenordnung von 10 −8 bis 10 −6 M ☉ pro Jahr geschätzt , eine sehr kleine Materialmenge im Vergleich zur Masse der Sterne selbst, die jedoch etwa . beträgt 1–10% der Gesamtmasse, die von den Quellsternen in einem Jahr angesammelt wird. Der Massenverlust nimmt tendenziell mit zunehmendem Alter der Quelle ab. Die in HH-Objekten beobachteten Temperaturen liegen typischerweise bei etwa 9.000–12.000 K , ähnlich denen, die in anderen ionisierten Nebeln wie H II-Regionen und planetarischen Nebeln gefunden werden . Andererseits sind die Dichten höher als in anderen Nebeln und reichen von einigen Tausend bis einigen Zehntausend Partikeln pro cm 3 , verglichen mit einigen Tausend Partikeln pro cm 3 in den meisten H II-Regionen und planetarischen Nebeln.
Die Dichten nehmen auch ab, wenn sich die Quelle im Laufe der Zeit entwickelt. HH-Objekte bestehen hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium , die etwa 75% bzw. 24% ihrer Masse ausmachen. Etwa 1% der Masse von HH-Objekten besteht aus schwereren chemischen Elementen , darunter Sauerstoff, Schwefel, Stickstoff , Eisen , Kalzium und Magnesium . Die Häufigkeiten dieser Elemente, die aus den Emissionslinien der jeweiligen Ionen bestimmt werden, sind im Allgemeinen ihren kosmischen Häufigkeiten ähnlich . Es wird angenommen, dass viele chemische Verbindungen, die im umgebenden interstellaren Medium vorkommen, aber nicht im Quellenmaterial vorhanden sind, wie Metallhydride , durch schockinduzierte chemische Reaktionen erzeugt wurden. Etwa 20–30% des Gases in HH-Objekten werden in der Nähe des Quellsterns ionisiert, aber dieser Anteil nimmt mit zunehmender Entfernung ab. Dies impliziert, dass das Material im polaren Jet ionisiert wird und rekombiniert, wenn es sich vom Stern entfernt, anstatt durch spätere Kollisionen ionisiert zu werden. Durch Erschütterungen am Ende des Strahls kann ein Teil des Materials wieder ionisiert werden, was zu hellen "Kappen" führt.
Zahlen und Verteilung
HH-Objekte werden ungefähr in der Reihenfolge ihrer Identifizierung benannt; HH 1/2 ist das früheste solche Objekt, das identifiziert wurde. Inzwischen sind mehr als tausend Einzelobjekte bekannt. Sie sind immer in sternbildenden H II-Regionen vorhanden und werden oft in großen Gruppen gefunden. Sie werden typischerweise in der Nähe von Bok-Kugeln ( dunkle Nebel , die sehr junge Sterne enthalten) beobachtet und gehen oft von ihnen aus. Mehrere HH-Objekte wurden in der Nähe einer einzigen Energiequelle gesehen, die eine Reihe von Objekten entlang der Linie der Polarachse des Muttersterns bilden. Die Zahl der bekannten HH-Objekte hat in den letzten Jahren rasant zugenommen, aber das ist nur ein sehr kleiner Teil der geschätzten bis zu 150.000 in der Milchstraße , von denen die allermeisten zu weit entfernt sind, um aufgelöst zu werden. Die meisten HH-Objekte liegen innerhalb von etwa einem Parsec von ihrem Mutterstern. Viele werden jedoch mehrere Parsec entfernt gesehen.
HH 46/47 befindet sich etwa 450 Parsec (1.500 Lichtjahre) von der Sonne entfernt und wird von einem Klasse-I-Protostern- Binärsystem angetrieben . Der bipolare Jet prallt mit einer Geschwindigkeit von 300 Kilometern pro Sekunde in das umgebende Medium und erzeugt zwei Emissionskappen, die etwa 2,6 Parsec (8,5 Lichtjahre) voneinander entfernt sind. Der Jet-Ausfluss wird von einem 0,3 Parsec (0,98 Lichtjahre) langen molekularen Gasausfluss begleitet, der vom Jet selbst mitgerissen wird. Infrarot-Studien des Spitzer-Weltraumteleskops haben eine Vielzahl chemischer Verbindungen im molekularen Abfluss enthüllt, darunter Wasser (Eis), Methanol , Methan , Kohlendioxid ( Trockeneis ) und verschiedene Silikate . HH 34 liegt etwa 460 Parsec (1.500 Lichtjahre) entfernt in der Orion-A-Molekülwolke und wird von einem hochkollimierten bipolaren Jet erzeugt, der von einem Klasse-I-Protostern angetrieben wird. Die Materie im Jet bewegt sich mit etwa 220 Kilometern pro Sekunde. Auf den gegenüberliegenden Seiten der Quelle befinden sich zwei helle Bogenschocks , die durch etwa 0,44 Parsec (1,4 Lichtjahre) getrennt sind, gefolgt von einer Reihe schwächerer in größeren Entfernungen, was den gesamten Komplex etwa 3 Parsec (9,8 Lichtjahre) macht. lang. Der Jet ist in der Nähe der Quelle von einem 0,3 Parsec (0,98 Lichtjahre) langen schwachen molekularen Ausfluss umgeben.
Quellsterne
Die Sterne, von denen HH-Jets emittiert werden, sind allesamt sehr junge Sterne, einige Zehntausend bis etwa eine Million Jahre alt. Die jüngsten von ihnen sind immer noch Protosterne, die sich aus ihren umgebenden Gasen sammeln. Astronomen teilen diese Sterne in die Klassen 0, I, II und III ein, je nachdem, wie viel Infrarotstrahlung die Sterne aussenden. Eine größere Menge an Infrarotstrahlung impliziert eine größere Menge an kühlerem Material, das den Stern umgibt, was darauf hindeutet, dass er noch koalesziert. Die Nummerierung der Klassen ergibt sich, weil Objekte der Klasse 0 (die jüngsten) erst entdeckt wurden, nachdem die Klassen I, II und III definiert waren.
Objekte der Klasse 0 sind nur wenige tausend Jahre alt; so jung, dass sie in ihren Zentren noch keine Kernfusionsreaktionen durchlaufen. Stattdessen werden sie nur durch die potentielle Gravitationsenergie angetrieben, die freigesetzt wird, wenn Material auf sie fällt. Sie enthalten meist molekulare Abflüsse mit geringen Geschwindigkeiten (weniger als hundert Kilometer pro Sekunde) und schwachen Emissionen in den Abflüssen. Die Kernfusion hat in den Kernen von Klasse-I-Objekten begonnen, aber Gas und Staub fallen immer noch aus dem umgebenden Nebel auf ihre Oberflächen, und der größte Teil ihrer Leuchtkraft wird durch Gravitationsenergie verursacht. Sie sind im Allgemeinen noch in dichte Staub- und Gaswolken gehüllt, die ihr gesamtes sichtbares Licht verdecken und daher nur bei Infrarot- und Radiowellenlängen beobachtet werden können . Abflüsse aus dieser Klasse werden von ionisierten Spezies dominiert und die Geschwindigkeiten können bis zu 400 Kilometer pro Sekunde betragen. Das Einfallen von Gas und Staub ist bei Objekten der Klasse II (klassische T-Tauri-Sterne) weitgehend beendet, aber sie sind immer noch von Staub- und Gasscheiben umgeben und erzeugen schwache Ausströmungen mit geringer Leuchtkraft. Klasse-III-Objekte (Weak-Line-T-Tauri-Sterne) haben nur Spuren ihrer ursprünglichen Akkretionsscheibe.
Ungefähr 80% der Sterne, die HH-Objekte hervorbringen, sind Doppel- oder Mehrfachsysteme (zwei oder mehr Sterne, die sich umkreisen), was ein viel höherer Anteil ist als bei Sternen mit geringer Masse auf der Hauptreihe . Dies könnte darauf hindeuten, dass Doppelsternsysteme mit größerer Wahrscheinlichkeit Jets erzeugen, die zu HH-Objekten führen, und es gibt Hinweise darauf, dass die größten HH-Ausflüsse gebildet werden könnten, wenn Mehrsternsysteme zerfallen. Es wird angenommen, dass die meisten Sterne aus mehreren Sternensystemen stammen, aber dass ein beträchtlicher Teil dieser Systeme aufgrund von Gravitationswechselwirkungen mit nahen Sternen und dichten Gaswolken zerstört wird, bevor ihre Sterne die Hauptreihe erreichen .
Um protobraune Zwerge
Das erste und derzeit einzige (Stand Mai 2017) große Herbig-Haro-Objekt um einen protobraunen Zwerg ist HH 1165 , das mit dem protobraunen Zwerg Mayrit 1701117 in Verbindung steht . HH 1165 hat eine Länge von 0,8 Lichtjahren (0,26 Parsec ) und befindet sich in der Nähe des Sigma-Orionis- Clusters. Zuvor wurden nur kleine Mini-Jets (≤0,03 Parsec) um protobraune Zwerge herum gefunden.
Infrarot-Gegenstücke
HH-Objekte, die mit sehr jungen Sternen oder sehr massereichen Protosternen verbunden sind, werden bei optischen Wellenlängen oft durch die Gas- und Staubwolke, aus der sie entstehen, unsichtbar gemacht. Das dazwischenliegende Material kann die visuelle Größe bei optischen Wellenlängen um Zehner- oder sogar Hunderter-Faktoren verringern . Solche tief eingebetteten Objekte können nur bei Infrarot- oder Radiowellenlängen beobachtet werden, normalerweise in den Frequenzen von heißem molekularem Wasserstoff oder warmer Kohlenmonoxid- Emission. In den letzten Jahren haben Infrarotbilder Dutzende von Beispielen für "Infrarot-HH-Objekte" enthüllt. Die meisten sehen aus wie Bugwellen (ähnlich den Wellen an der Spitze eines Schiffes) und werden daher normalerweise als molekulare "Bugschocks" bezeichnet. Die Physik von Infrarot-Bogenschocks kann ähnlich wie die von HH-Objekten verstanden werden, da diese Objekte im Wesentlichen gleich sind – Überschallschocks, die von kollimierten Jets von den entgegengesetzten Polen eines Protosterns angetrieben werden. Lediglich die Bedingungen im Jet und in der umgebenden Wolke sind unterschiedlich und verursachen eine Infrarotemission von Molekülen statt einer optischen Emission von Atomen und Ionen. Im Jahr 2009 wurde das Akronym "MHO" für Molecular Hydrogen Emission-Line Object für solche Objekte, die im nahen Infrarot entdeckt wurden, von der International Astronomical Union Working Group on Designations genehmigt und in ihr Online Reference Dictionary of Nomenclature aufgenommen von Himmelsobjekten. Der MHO-Katalog enthält über 2000 Objekte.
Galerie
Dieses beeindruckende Bild zeigt ein relativ seltenes Himmelsphänomen, das als Herbig-Haro-Objekt bekannt ist.
Siehe auch
Verweise
Externe Links
- Katalog der HH-Objekte bei VizieR
- Animationen von HH-Objektjets aus HST-Beobachtungen
- Ein Katalog molekularer Wasserstoff-Emissionslinien-Objekte in Ausflüssen junger Sterne: MHO-Katalog