Herbigov-Harov objekt

z Wikipédie, slobodnej encyklopédie
Prejsť na: navigácia, hľadanie
Herbigov-Harov objekt HH47, odfotený pomocou HST. Mierka predstavuje 1 000 AU, ekvivalent asi 20-násobku veľkosti našej slnečnej sústavy alebo 1 000-násobku vzdialenosti Zeme od Slnka.

Herbigove-Harove objekty sú malé hmlovinám podobné objekty, ktoré vznikli v dôsledku krátkej, len niekoľko tisíc rokov trvajúcej etapy života mladej hviezdy. Tvoria sa, keď hviezda z oblastí pólov vyvrhuje plyn s hmotnosťou niekoľkých Zemí pri rýchlosti niekoľko stoviek kilometrov za sekundu rovnobežne s rotačnou osou. Herbigove-Harove objekty sa hojne vyskytujú v oblastiach tvorby hviezd a okolo jednej hviezdy je často vidno viac ako jeden.

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 prvýkrát pozoroval v neskorom 19. storočí Sherburne Wesley Burnham, ale do štyridsiatych rokov neboli rozpoznané ako samostatný typ emisnej hmloviny. 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 prvýkrát analyzovali Herbigove-Harove onjekty a zistili, že sú vedľajším produktom procesu tvorby hviezd.

Objav a história pozorovaní[upraviť | upraviť zdroj]

Prvý Herbigov-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 sa stala známou ako Burnhamova hmlovina, nezaradili ju teda do odlišnej triedy objektov. 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.

Schematický diagram vzniku HH objektov

Následne po ich nezávislých 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 podrobnejšie štúdie. Sovietsky astronóm Viktor Ambartsumian telesá pomenoval a na základe ich výskytu v blízkosti mladých hviezd (starých niekoľko stoviek tisíc rokov) navrhol, že by mohli predstavovať rané štádium tvorby hviezd typu T Tauri.

Štúdie ukázali, že HH objekty sú vysoko ionizované a raní teoretici špekulovali, že môžu obsahovať horúce hviezdy s vysokou svietivosťou. Ale 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 rázové vlny tvoria viditeľné svetlo [1].

V raných osemdesiatych rokoch 20. storočia pozorovania odhalili prvýkrát tryskovitú podstatu väčšiny HH objektov. Toto viedlo k pochopeniu, že vyvrhnutý materiál HH objektov je koncentrovaný do úzkych tryskajúcich zväzkov. Hviezdy sú často obkolesené akrečnými diskami počas prvých niekoľkých stoviek tisícov rokov svojej existencie, ktorý sa tvorí tým, že do nich padá plyn. Rýchla rotácia vnútorných častí týchto diskov vedie k emisii úzkych zväzkov čiastočne ionizovanej plazmy kolmo na rovinu disku, ktoré sú známe ako polárne výtrysky. Keď tieto zväzky kolidujú s medzihviezdnym médiom, sú príčinou vzniku malých útržkov svetlého žiarenia, ktoré tvorí HH objekty [2].

Fyzikálna charakteristika[upraviť | upraviť zdroj]

HH objekty HH1 a HH2 ležia od seba asi jeden svetelný rok, symetricky oproti mladej hviezde, ktorá vyvrhuje materiál pozdĺž svojej polárnej osi

Emisia z HH objektov je spôsobená rázovými vlnami, ktoré vznikajú kolíziou s medzihviezdnym médiom, ale ich pohyby sú zložité. Spektroskopické pozorovania ich Dopplerovho posunu hovoria o rýchlosti niekoľko stoviek kilometrov za hodinu, ale emisné čiary spektra HH objektov sú príliš slabé na to, aby mohli byť vytvorené pri kolíziách s takou vysokou rýchlosťou. To pravdepodobne znamená, že nejaký z materiálov s ktorým kolidujú sa tiež pohybuje smerom preč, hoci menšou rýchlosťou [3].

Celková vyvrhnutá hmota typického HH objektu sa odhaduje na 1-20 hmotností Zeme, čo je veľmi malé množstvo materiálu 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 niekoľko 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 % hmotnosti 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 ionizovaného, ale tento pomer sa znižuje nepriamo úmerne so vzdialenosťou. To znamená, že materiál je ionizovaný v polárnych výtryskoch 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.

Množstvo a rozloženie[upraviť | upraviť zdroj]

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 Bokovej globule (tmavá hmlovina obsahujúca veľmi mladé hviezdy) a často z nich žiaria. Často možno pozorovať niekoľko HH objektov, tvoriacich reťazec objektov pozdĺž polárnej osi rodičovskej hviezdy, takmer ako jediný zdroj energie.

Počet známych HH objektov sa v posledných rokoch rýchlo zvyšoval, ale stále sa považuje za veľmi malý v porovnaní s celkovým počtom hviezd v Galaxii. Odhady hovoria o počte do 150 000 [6], z čoho väčšina je príliš ďaleko aby boli rozlíšiteľné pri technických schopnostiach súčasných ďalekohľadov. 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.

Vlastný pohyb a variabilita[upraviť | upraviť zdroj]

Obrázky v odstupe piatich rokov odhaľujú pohyb materiálu v HH objekte HH47. zobraz detail.

Spektroskopické pozorovania HH objektov ukazujú, že sa pohybujú od rodičovských hviezd rýchlosťami približne 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 metódy expanzívnej paralaxy.

Pri svojom pohybe od rodičovskej hviezdy sa HH objekty výrazne vyvíjajú a ich jasnosť sa v priebehu niekoľkých rokov mení. Jednotlivé uzly v rámci objektu môžu zvyšovať alebo znižovať jas či sa dokonca celkom stratiť, zatiaľčo sa objavujú nové uzly. Popri zmenách spôsobených interakciami s medzihviezdnym médiom spôsobujú variácie aj interakcie medzi výtryskami pohybujúcimi sa rozličnými rýchlosťami v rámci HH objektu.

Erupcie výtryskov z rodičovskej hviezdy nastávajú skôr v pulzoch ako v stabilnom prúde. Pulzy môžu tvoriť výtrysky 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 razové vlny.

Rodičovské hviezdy[upraviť | upraviť zdroj]

Herbigov-Harov objekt HH32 je jedným z najjasnejších HH objektov

Hviezdy stojace v pozadí tvorby Herbigových-Harových objektov sú všetky veľmi mladé, najmladšie z nich sú ešte protohviezdy v procese formovania sa z okolitého plynu. Astronómovia delia tieto hviezdy do tried 0, I, II a III, podľa množstva vyžarovaného infračerveného žiarenia [7]. Väčšie množstvo infračerveného žiarenia znamená väčšie množstvo horúceho materiálu obklopujúceho hviezdu, čo naznačuje, že sa stále zráža. Triedy sú číslované preto, lebo objekty triedy 0 (najmladšie) ešte neboli objavené, kým triedy I, II a 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 akrečného disku.

Štúdie ukázali, že okolo 80 % hviezd, ktoré produkujú HH objekty sú v skutočnosti binárne alebo viacnásobné hviezdne 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 výtrysky tvoriace HH objekty, a dôkazy nasvedčujú, že najväčšie HH výtoky sa môžu tvoriť pri dezintegrácii viacerých systémov. Predpokladá sa, že väčšina hviezd vzniká formou viachviezdnych systémov, ale že väčšia časť sa rozbije predtým ako dosiahnu hlavnú postupnosť gravitačnými interakciami s blízkymi hviezdami a hustými mrakmi plynu [9].

Referencie[upraviť | upraviť zdroj]

  1.   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
  2.   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
  3.   Dopita, M. (1978), The Herbig-Haro objects in the GUM Nebula, Astronomy and Astrophysics, vol. 63, no. 1-2, Feb. 1978, p. 237-241
  4.     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
  5.   Bacciotti F., Eislöffel J., (1999), Ionization and density along the beams of Herbig-Haro jets, Astronomy and Astrophysics, v.342, p.717-735
  6.   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
  7.   Lada C.J. (1987), Star formation - From OB associations to protostars, in Star forming regions; Proceedings of the Symposium, Tokio, Japan, Nov. 11-15, 1985 (A87-45601 20-90). Dordrecht, D. Reidel Publishing Co., 1987, p. 1-17
  8.   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
  9.   Reipurth B., Rodríguez L.F., Anglada G., Bally J. (2004), Radio Continuum Jets from Protostellar Objects, Astronomical Journal, v. 127, p. 1736-1746

Externé odkazy[upraviť | upraviť zdroj]