Користувач:Incarnus/Чернетка
Об’єкти Гербіга-Аро (англ. Herbig-Haro object) – це невеликі зони туманностей, які пов’язані з молодими зірками. Вони утворюються, коли газ, виділений цими зірками, вступає у взаємодію з навколишніми хмарами з газу та пилу на швидкостях в декілька сотень кілометрів за секунду. Об’єкти Гербіга-Аро характерні для областей формування зірок; інколи вони спостерігаються біля поодиноких зірок – витягнутими біля їх осі обертання.
Об’єкти Гербіга-Аро – тимчасові утворення, максимальний час життя яких – декілька тисяч років. Вони розвиваються практично «миттєво»: на знімках, які зроблені навіть з невеликими інтервалами, помітно їх високу швидкість проникнення в міжзоряні хмари газу подалі від материнської зірки. Згідно зі спостереженнями телескопа Габбла, можна спостерігати складну еволюцію цих зон за період всього в декілька років: в той час як одні їх частини тьмяніють, інші – стають яскравішими, стикаючись з грудкуватою матерією міжзоряного середовища.
Вперше ці об’єкти спостерігав Шерберн Веслі Бернгем в кінці XIX століття, але вони були виділені як окремий тип емісійних туманностей до 1940-х років. Першими астрономами, які детально їх вивчили, стали Джордж Гербіг і Гільєрмо Аро, в честь яких ці утворення і були названі. Гербіг і Аро, проводячи незалежно один від одного дослідження процесу формування зірок, вперше проаналізували ці об’єкти і зрозуміли, що ці зони є побічним продуктом процесу народження зірок.
Відкриття та історія спостережень[ред. | ред. код]
Вперше такий об’єкт спостерігав в кінці XIX століття Ш. Бернгем, коли біля зірки Т Тельця за допомогою 36-дюймового рефрактора в Лікській обсерваторії він помітив невелику туманну хмару. В той час цей об’єкт, пізніше названий туманністю Бернема, був каталогізований лише як емісійна туманність, і не був віднесений до окремого класу астрономічних об’єктів. Але було встановлено, що Т Тельця – дуже молода і змінна зоря, яка не досягла стану гідростатичної рівноваги між гравітаційним стисканням та виділенням енергії в її надрах. Пізніше вона стала прототипом подібних зірок.
Наступні 50 років після відкриття Бернгема було знайдено декілька схожих туманностей, настільки малих, що їх було майже нереально відрізнити від зірок. Аро і Гербіг незалежно один від одного провели ряд спостережень цих об’єктів протягом 1940-х років. Гербіг, вивчаючи туманність Бернема, встановив, що вона володіє незвичним електромагнітним спектром, з чіткими лініями Гідрогену, Сульфуру та Оксигену; а Аро виявив, що всі ці об’єкти невидимі в інфрачервоному діапазоні.
Через деякий час Гербіг та Аро зустрілися на астрономічній конференції в Тусоні, штат Аризона. Спочатку Гербіг не дуже переймався вивченими ним об’єктами, зосередивши увагу на сусідніх зірках, але результати спостережень Аро його зацікавили, і він вирішив провести більш ретельне дослідження цих зон. Радянський астроном Віктор Амбарцумян запропонував називати їх об’єктами Гербіга-Аро. Також, ґрунтуючись на тому факті, що вони спостерігаються біля молодих зірок, вік яких не перевищує декілька сотень тисяч років, він висунув гіпотезу, що вони можуть являти собою ранню стадію утворення зірок типу Т Тельця.
Дослідження показали, що області Гербіга-Аро високоіонізовані, тому спочатку виникло припущення, що в них можуть міститися гарячі зірки та зірки, які мають низьку світність. Але відсутність інфрачервоного випромінювання означало, що всередині них не може бути зірок, оскільки б зірки випромінювали б інфрачервоне світло. Пізніше було висловлено ще одне припущення – що в цих зонах можуть бути протозорі, але воно також не підтвердилося. Нарешті, стало зрозуміло, що об’єкти Гербіга-Аро утворюються з матерії, яка викидається довколишніми зірками на ранній стадії їх формування, та стикається на надзвуковій швидкості з матерією міжзоряного середовища, а ударні хвилі роблять ці хмари видимими. [1]
На початку 1980-х спостереження виявили, що природа цих об’єктів пов’язана з викидами речовини. Це призвело до розуміння того, що викинута матерія, яка утворює ці туманності, в високій степені колімована (зведена у вузькі потоки). В перші декілька сотень тисяч років свого існування зорі часто оточені акреційними дисками, які утворені падаючим на зірки газом, а висока швидкість обертання внутрішніх частин диску приводить до викидів частково іонізованої плазми, які направлені перпендикулярно до площини диску, - так званим полярним струменевим потоком. Коли такі викиди стикаються з речовиною із міжзоряного середовища, виникають зони яскравого випромінювання, які характерні для об’єктів Гербіга-Аро.[2]
Фізичні характеристики[ред. | ред. код]
Випромінювання обєктів Гербіга-Аро викликано взаємодією ударних хвиль з міжзоряним середовищем, але їх рух доволі складний. Згідно з доплерівським зміщенням, визначена швидкість поширення речовини туманностей – декілька сотень кілометрів в секунду, але емісійні лінії в їх спектрах занадто слабкі для того, щоб утворюватися при зіткненнях на таких високих швидкостях. Це означає, ймовірно, що матерія міжзоряного середовища, з якою стикається речовина з туманностей, теж рухається в напрямку від материнської зірки, хоча і з меншою швидкістю.[3]
Передбачається, що загальна маса речовини, з якої складається типовий об’єкт Гербіга-Аро, - порядка 1-20 земних мас, що дуже мало порівняно з масою зірок.[4] Температура речовини в цих об’єктах, - 8000-12000 К, приблизно рівна температурі інших іонізованих туманностей – зонах H II та планетарних туманностей. Густина речовини тут вища – від декількох тисяч до десятків тисяч частинок на см³, тоді як для областей H II і планетарних туманностей це число, як правило, менше 1000 частинок/см³.[5] Об’єкти Гербіга-Аро складаються в основному із Гідрогену та Гелію, з їх співвідношенням по масі приблизно 3:1. Менше 1% маси цих туманностей складають важкі елементи, зазвичай їх відносний склад приблизно рівний вимірам біля сусідніх зірок.[4]
В найближчих до зірок зонах іонізовано приблизно 20-30% газу, але ця цифра зменшується зі збільшенням відстані. Це означає, що на ранніх етапах речовина знаходиться в стані іонізації, а по мірі віддалення від зірки процес рекомбінації переважає над процесом іонізації (в результаті зіткнень). Проте ударні хвилі на «передових» межах викиду можуть знову іонізувати деяку кількість речовини, в результаті чого ми можемо спостерігати в цих зонах яскраві куполоподібні форми.
Кількість і розподіл[ред. | ред. код]
На сьогоднішній день відкрито більше 400 об’єктів Гербіга-Аро або їх груп. Ці об’єкти характерні для зон H II, в яких відбувається активне формування зірок, і навіть часто спостерігається та великим групами. Зазвичай їх можна бачити біля глобул Бока (темних туманностей, всередині яких приховані дуже молоді зірки), причому, часто об’єкти Гербіга-Аро виникають саме з них. Нерідко спостерігаються декілька об’єктів Гербіга-Аро біля одного енергетичного джерела – тоді вони вишиковуються в ланцюжок вздовж осі обертання материнської зірки.
Кількість відомих об’єктів Гербіга-Аро стрімко зросла за останні декілька років, але передбачається, що вона все ще занадто мала порівняно з їх загальною кількістю в нашій Галактиці. За приблизними оцінками стверджується, що їх кількість може сягати 150 000[6], але більшість із них знаходяться занадто далеко, щоб спостерігати їх сучасними астрономічними інструментами. Більшість об’єктів Гербіга-Аро лежить в межах 0,5 парсека від материнської зірки, і лише декілька розташовані далі 1 парсека. В деяких випадках можна спостерігати таку туманність, яка віддалена на декілька парсек від зірки, що означає, можливо, що міжзоряне середовище в цьому місці має низьку густину, дозволяючи об’єкту Гербіга-Аро переміститися далі перед тим, як він розсіється.
Власний рух і мінливість[ред. | ред. код]
Дані спектроскопії вказують на те, що об’єкти Гербіга-Аро віддаляються від материнських зірок зі швидкостями від 100 до 1000 км/с. В останні роки по фотографіях з високою роздільчою здатністю з телескопа Габбла, які зроблені з інтервалом в декілька років, був відмічений власний рух багатьох об’єктів Гербіга-Аро. Ці дані дозволили також оцінити розміри декількох таких об’єктів по методу паралакса розширення.
Віддаляючись від зірки, об’єкти Гербіга-Аро значно видозмінюються, а їх яскравість змінюється за періоди всього в декілька років. Окремі «вузлики» туманності можуть збільшувати або зменшувати свою яскравість, зникати зовсім або з’являтися на «пустому місці». Ці зміни обумовлені взаємодією потоків речовини туманності або з космічним середовищем, або самою з собою (всередині туманності), якщо два такі потоки рухаються з різними швидкостями.
Виверження речовини з материнської зірки являє собою скоріше серію викидів, ніж постійний потік. Викиди, які направлені в одну сторону, можуть мати різну швидкість, тому взаємодії між різними викидами створюють так звані «робочі поверхні», де потоки газів стикаються і утворюють ударні хвилі.
Материнські зірки[ред. | ред. код]
Всі зірки, які відповідальні за формування об’єктів Гербіга-Аро, мають дуже малий вік, наймолодші з них – все ще протозорі, які тільки зароджуються із навколишнього газу. Астрономи поділяють ці зірки на 4 класи: 0, I, II, III – в залежності від інтенсивності їх випромінювання в інфрачервоному діапазоні.[7] Чим сильніше інфрачервоне випромінювання, тим більше холодної речовини оточує зірку, тобто зірка все ще знаходиться на стадії формування. Така нумерація класів виникає через те, що об’єкти класу 0 (наймолодші) ще не відкриті, в той час як класи I, II и III уже визначені.
Зірки класу 0 мають вік всього лиш декілька тисяч років – вони настільки молоді, що в їх надрах ще не почався ядерний синтез. Замість цього вони підживлюються вивільненням гравітаційної потенціальної енергії при падінні на них речовини.[8] Термоядерні реакції починаються в надрах зірок класу I, але при цьому газ і пил навколишньої туманності все ще продовжують осідати на поверхню зірки. На цій стадії вони зазвичай приховані в густих хмарах туманності, яка поглинає все їх видиме світло, тому такі зірки видимі тільки в інфрачервоному і радіодіапазоні. Осадження газу і пилу майже повністю завершується у зірок класу II, але на цій стадії вони все ще оточені акреційним диском. Нарешті, у зірок класу ІІІ диск зникає, залишаючи після себе лише залишковий слід.
Досліди показують, що майже 80% зірок, які створюють об’єкти Гербіга-Аро – подвійні або кратні зоряні системи. Цей процент значно вищий, ніж аналогічний показник для зірок із низькою масою з головної послідовності. Це може означати, що у подвійних систем є великий шанс сформувати об’єкт Гербіга-Аро, і є докази, що найбільші такі об’єкти утворюються при розпаді кратних систем. Вважається, що більшість зірок формують кратні системи, але значна частина з них із-за гравітаційних взаємодій з близькими зірками та щільними хмарами газу розпадається перед тим, як вони досягають головної послідовності.[9]
Інфрачервоні «двійники»[ред. | ред. код]
Об’єкти Гербіга-Аро, які належать дуже молодим зіркам, або дуже масивним протозорям, часто приховані від спостереження у видимому діапазоні хмарами з газу та пилу, з яких ці зірки і створюються. Ця навколишня темна речовина може послаблювати видиме світло в десятки і сотні разів. Такі приховані об’єкти можна спостерігати тільки в інфрачервоному і радіодіапазонах[10], досліджуючи спектральні компоненти, які відповідають розпеченому молекулярному водню (H2) або гарячому моноксиду вуглецю (CO).
За останні роки ІЧ-фотографії виявили десятки прикладів «Інфрачервоних об’єктів Гербіга-Аро». Більшість з них мають форму хвиль, які розходяться від носа (голови) човна, тому такі утворення ще називають молекулярними головними ударними хвилями (англ. bow shocks). Як і об’єкти Гербіга-Аро, ці надзвукові ударні хвилі виникають від колімованих потоків речовини з обох полюсів протозорі. Вони буквально змітають щільний навколишній молекулярний газ за собою, створюючи потік речовини, який називається біполярним потоком газу. Інфрачервоні ударні хвилі мають швидкість в декілька сотень кілометрів за секунду і нагрівають газ до сотень або навіть тисяч кельвінів. Внаслідок того, що ці об’єкти пов’язані з наймолодшими зірками, у яких акреція особливо сильна, інфрачервоні ударні хвилі породжуються більш потужними полярними потоками, ніж їх видимі «колеги».
Фізика інфрачервоних ударних хвиль в основному аналогічна тій, що спостерігається в об’єктах Гербіга-Аро; це і зрозуміло, оскільки ці об’єкти здебільшого подібні. Різниця тут лише в параметрах, які властиві полярним потокам і навколишній речовині: ударні хвилі змушують в одному випадку атоми та іони випромінювати в видимому світлі, а в іншому – уже молекули – в інфрачервоному діапазоні.[11]
Примітки[ред. | ред. код]
- ↑ Reipurth B.; Heathcote S. 50 років вивчення об'єктів Гербіга-Аро. Від відкриття до телескопа «Габбл», потік Гербіга-Аро і народження зірок = 50 Years of Herbig-Haro Research. From discovery to HST, Herbig-Haro Flows and the Birth of Stars // IAU Symposium No. 182. — Kluwer Academic Publishers, 1997. — С. 3—18.
- ↑ Bally J.; Morse J.; Reipurth B. Народження зірок, джети Гербіга-Аро, акреція і протопланетарні диски. Наука і телескоп «Габбл» — II = The Birth of Stars: Herbig-Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks, Science with the Hubble Space Telescope — II. — 1995.
- ↑ Dopita M. Об'єкти Гербіга-Аро в туманності Гама = The Herbig-Haro objects in the GUM Nebula // Astronomy and Astrophysics. — 1978. — Т. 63, № 1—2. — С. 237—241.
- ↑ а б Brugel E. W.; Boehm K. H.; Mannery E. Емісійні спектри об’єктів Гербіга-Аро = Emission line spectra of Herbig-Haro objects // Astrophysical Journal Supplement Series. — 1981. — Т. 47. — С. 117—138.
- ↑ Bacciotti F., Eislöffel J. Іонізація і густина вздовж потоків в об’єктах Гербіга-Аро = Ionization and density along the beams of Herbig-Haro jets // Astronomy and Astrophysics. — 1999. — Т. 342. — С. 717—735.
- ↑ Giulbudagian A. L. Про взаємозв'язок між об’єктами Гербіга-Аро і яскравими зірками біля Сонця = On a connection between Herbig-Haro objects and flare stars in the neighborhood of the sun. — 1984. — Т. 20. — С. 277—281.
- ↑ Lada C. J. Формування зірок — від OB-асоціацій до протозірок, в областях формування зірок = 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. — С. 1—17.
- ↑ Andre P.; Ward-Thompson D.; Barsony M. Субміліметрові спектральні спостереження зірки ρ Змієносця A — Кандидат в протозорі VLA 1623 і дозіркові скупчення = Submillimeter continuum observations of Rho Ophiuchi A - The candidate protostar VLA 1623 and prestellar clumps // Astrophysical Journal. — 1993. — Т. 406. — С. 122—141.
- ↑ Reipurth B.; Rodríguez L. F.; Anglada G.; Bally J. Радіо-викиди з протозоряних об'єктів = Radio Continuum Jets from Protostellar Objects // Astronomical Journal. — 2004. — Т. 127. — С. 1736—1746.
- ↑ Davis C. J.; Eisloeffel J. Візуалізація в ближній інфрачервоній області молекул H2 згідно потоків молекул (CO) від молодих зірок = Near-infrared imaging in H2 of molecular (CO) outflows from young stars // Astronomy and Astrophysics. — 1995. — Т. 300. — С. 851—869.
- ↑ Smith M. D., Khanzadyan T., Davis C. J. Анатомія головної ударної хвилі в об'єкті Гербіга-Аро HH 7 = Anatomy of the Herbig-Haro object HH 7 bow shock // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2003. — Т. 339. — С. 524—536.
