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Objeto Herbig-Haro

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Objeto Herbig-Haro HH49 fotografiado por el Telescopio Espacial Spitzer .

La abreviatura HH de los objetos Herbig-Haro (también denominados catálogo de objetos HH) son una categoría de nebulosas de emisión débilmente brillantes [1] visibles dentro o en el borde de las regiones de formación estelar . [2] Se forman cuando el gas ionizado (a menudo al estado de plasma ), expulsado en forma de chorros en correspondencia con los polos de las estrellas en formación, choca con más nubes densas de gas y polvo a una velocidad supersónica . [2] Las ondas de choque generadas por la colisión excitan los átomos del gas, que se enciende debido al fenómeno de triboluminiscencia .

Se calcula que estos fenómenos tienen una duración relativamente corta: la existencia de objetos HH alcanzaría de hecho unas pocas decenas o como mucho unos cientos de miles de años, [1] al final de los cuales se dispersan en el medio interestelar bajo la acción del viento producido por las estrellas recién formadas. Las observaciones realizadas por el Telescopio Espacial Hubble (HST) también revelan que estos objetos evolucionan rápidamente en unos pocos años. [3]

El primero en estudiar este tipo de objeto celeste fue SW Burnham , pero fueron los astrónomos que lo siguieron los que se dieron cuenta de que se trataba de un tipo particular de nebulosa de emisión . A finales de los años cuarenta y cincuenta del siglo pasado estos fenómenos fueron estudiados en profundidad por GH Herbig y, de forma independiente, por G. Haro ; los dos científicos, a quienes se dedica esta clase de objetos, los reconocieron como fenómenos vinculados a la formación de nuevas estrellas.

Historia de observaciones

El ala sur del observatorio Lick, donde se encuentra el telescopio refractor de 914 mm utilizado por Burnham.

Primeras observaciones

Los objetos de Herbig-Haro fueron observados por primera vez a fines del siglo XIX por el astrónomo estadounidense Sherburne Wesley Burnham . [4] El científico, apuntando el telescopio refractor con una apertura de 914 mm del observatorio Lick hacia la estrella T Tauri , notó una pequeña nebulosidad asociada con la estrella. Burnham, sin embargo, no se detuvo por mucho tiempo y descartó el objeto categorizándolo como una nebulosa de emisión normal, nombrada en su honor la nebulosa de Burnham (HH 255). [5]

Más tarde se descubrió que T Tauri era una estrella muy joven y extremadamente variable , que fue identificada como el prototipo de una clase de objetos similares, llamados estrellas T Tauri . La razón de la variabilidad de las estrellas T Tauri radica en el hecho de que aún no han alcanzado el equilibrio hidrostático entre el colapso gravitacional , que tendería a comprimirlas aún más, y la presión de radiación producida por las reacciones de fusión termonuclear en el núcleo estelar . lo que tendería a hacerlos expandirse.

Unos cincuenta años después del descubrimiento de Burnham, se descubrieron otras nebulosidades similares, tan pequeñas que a primera vista parecen ser pequeñas estrellas; Entonces, los astrónomos se dieron cuenta de que estaban tratando con un tipo particular de nebulosa de emisión. [1]

El descubrimiento paralelo de Herbig y Haro

Los objetos Herbig-Haro HH 1 y HH 2 (fotografiados por HST) están a aproximadamente un año luz de distancia el uno del otro; se ubican de manera simétricamente opuesta a lo largo del eje de rotación de una estrella joven, que expulsa materia a través de chorros polares.

Los primeros astrónomos que estudiaron en detalle los objetos HH fueron, a fines de la década de 1940 y principios de la de 1950 , el estadounidense George Herbig (del observatorio Lick) y el mexicano Guillermo Haro (del observatorio Tonantzitla); [2] los dos astrónomos realizaron sus estudios de forma independiente. Descubrieron que se producían extrañas líneas de emisión en ciertas regiones oscuras de la Nebulosa de Orión , [5] que parecían originarse a partir de objetos nebulosos con apariencia de semi-estrella. [2] Herbig notó que estos espectros mostraban líneas de emisión muy pronunciadas de hidrógeno ( Hα ), azufre [S II] y oxígeno [O II], [5] [6] y provenían de algunos objetos posteriormente catalogados como HH 1, HH 2 y HH 3. [7] Por su parte, Haro descubrió casi simultáneamente (pero sólo anunció que en 1952 - 53 ), muchos otros objetos del mismo tipo y demostró que su infrarrojos emisión fue muy débil, o incluso inexistente en algunos casos.. [8] [9]

Poco después de sus descubrimientos, Herbig y Haro se conocieron en la 82ª conferencia de la Sociedad Astronómica Estadounidense , celebrada en diciembre de 1949 en Tucson , Arizona . [3] [10] [11] Herbig inicialmente prestó poca atención a su descubrimiento, ya que estaba interesado principalmente en estudiar estrellas cercanas ; más tarde, al conocer los importantes descubrimientos de Haro, decidió emprender estudios más detallados sobre estas nebulosas. Ambos astrónomos llegaron a la conclusión de que se trataba de un fenómeno característico de la formación de estrellas .[12]

Más tarde, el astrónomo soviético Viktor Ambarcumjan , que otorgó el nombre de Herbig y Haro a esta clase de objetos,[12] basándose en su presencia cerca de estrellas jóvenes (con una edad de unos pocos cientos de miles de años), planteó la hipótesis de que podrían tener relaciones con las estrellas T Tauri.

La nebulosa de reflexión NGC 2626 , que contiene el objeto HH 132 (el punto amarillo anaranjado parecido a un chorro en la parte superior de la nebulosa).

Estudios recientes

Estudios posteriores mostraron que el gas de los objetos HH está altamente ionizado ; por esta razón, muchos astrónomos han sugerido que podrían haber encontrado estrellas tenues , pero extremadamente calientes . [13] Sin embargo, la hipótesis fue inmediatamente rechazada, dada la ausencia de radiación infrarroja proveniente de estas nebulosas; de hecho, de acuerdo con lo que señaló Haro, la presencia de estrellas habría sido indicada por una cantidad masiva de emisión infrarroja. Posteriormente, se confirmó la hipótesis de que estas nebulosidades podrían contener objetos estelares jóvenes (YSO) en su interior , y que los objetos Herbig-Haro serían el resultado de la colisión de la materia , expulsada por las estrellas jóvenes durante el proceso de acreción , contra el gas. de la nebulosa de la que se originó la estrella. La colisión ocurriría a velocidades superiores a la del sonido (las observaciones del telescopio espacial Hubble mostraron una velocidad de expansión entre 100 y 1000 km / s [14] ), mientras que la energía cinética de la colisión, que se convirtió en energía térmica debido a fricción, daría lugar a la ionización de las moléculas , divididas en sus átomos constituyentes. [3] [15]

A principios de la década de 1980 se entendió que el material expulsado que constituye el objeto está altamente colimado , es decir, concentrado en chorros cuyas partículas viajan casi perfectamente paralelas. [14] En la década de los noventa, el telescopio Hubble jugó un papel decisivo y, más recientemente, también el telescopio espacial Spitzer ; gracias a estos dos importantes telescopios en órbita se ha descubierto que la formación de chorros similares representa un fenómeno típico de las últimas fases de la génesis estelar. [1]

Formación y estructura

Estructura esquemática de un objeto Herbig-Haro.

La teoría actualmente aceptada por la comunidad astronómica sobre el proceso de formación de estrellas , llamada modelo estándar , predice que el nacimiento de una estrella ocurre cuando una nube molecular que gira lentamente se colapsa sobre sí misma por la acción de su propia gravedad ; de esta forma se forma un denso núcleo hidrostático que toma el nombre de protoestrella . [dieciséis]

Imágenes tomadas por HST que muestran la variación en la estructura del objeto HH 30 en el transcurso de cinco años, de 1995 a 2000 . Situada a 450 al. De la Tierra , en la constelación de Tauro , tiene unas masas de materia a lo largo de la dirección principal del chorro a una velocidad estimada de unos 200 km / s . Cuando se ve desde el borde, el disco tiene un radio de 250 UA. [17]

Tras el colapso, la protoestrella debe aumentar su masa incorporando materia a partir de los gases residuales de la nube; así comienza una fase de crecimiento que pasa a una velocidad de aproximadamente 10 -6 -10 -5 M ☉ por año. [16] La acreción del material hacia la protoestrella está mediada por una estructura discoidal alineada con el ecuador de la protoestrella, el disco de acreción . Esta se forma cuando el movimiento de rotación de la materia que cae (inicialmente igual al de la nube) se amplifica debido a la conservación del momento angular ; esta formación también tiene la tarea de disipar el exceso de momento angular , que de otro modo, moviéndose hacia la protoestrella, provocaría su desmembramiento. [16] En esta fase también se forman flujos moleculares colimados , [18] quizás resultado de la interacción de las regiones internas del disco, afectadas por la intensa radiación producida, con las líneas de fuerza del campo magnético estelar ; estos chorros parten de los polos de la protoestrella a velocidad supersónica y probablemente también tienen la función de dispersar el exceso de momento angular. [16] Los chorros, al chocar con los gases circundantes de la nube, son frenados abruptamente; [2] Se generan así ondas de choque que también se propagan lateralmente al chorro, excitando los átomos del gas y haciéndolo luminiscente ( triboluminiscencia ). La nebulosa de emisión resultante es el objeto Herbig-Haro. [19]

Las imágenes de alta resolución tomadas por el Telescopio Espacial Hubble permitieron analizar la estructura de estos objetos, [1] también mostrando claramente que en algunos casos, como en HH 30 , la estructura de estos chorros no es perfectamente continua, sino que parece fragmentaria. . Según algunos astrónomos, esta fragmentación se debe a interacciones dinámicas con el medio interestelar; la mayoría argumenta, en cambio, que es el resultado de erupciones periódicas de materia por parte de la estrella en las primeras etapas evolutivas, que se repiten a intervalos de unos 20-30 años. [15] La naturaleza fragmentaria de los chorros sugiere la presencia de fenómenos episódicos y por tanto indica que el crecimiento de la materia no se produjo de forma perfectamente regular, sino a través de etapas sucesivas. En algunos casos, además, los chorros parecen desplegarse alrededor de la dirección principal de movimiento, lo que sugiere que la emisión gaseosa no siempre ocurrió de manera regular o se originó en las mismas regiones del disco. [2] En otros casos la forma de los chorros es compleja debido a un posible movimiento ondulatorio de la estrella, posiblemente provocado por interacciones gravitacionales con compañeros invisibles: protoestrellas que no han alcanzado la ignición (destinadas a convertirse en enanas marrones ) o sistemas planetarios en formación. . La formación planetaria, que se produce, según teorías recientes, a través de la fragmentación del disco circunestelar y la posterior condensación de masas de materia, sería por tanto un "subproducto" de la formación estelar. [20]

Características físico-químicas

La emisión de luz de los objetos Herbig-Haro tiene una dinámica muy compleja. El análisis espectroscópico de su efecto Doppler indica una velocidad para los flujos moleculares igual a algunos cientos de kilómetros por segundo, pero las líneas de emisión de su espectro electromagnético son demasiado débiles para ser producidas como resultado de una velocidad de choque tan alta. [6] Esto probablemente implica que parte de la materia con la que chocan los flujos también está en movimiento, aunque a velocidades más lentas. [21]

Diagrama que muestra la composición del objeto Herbig-Haro HH 46/47 .

Una peculiaridad de estos chorros es que aparecen confinados en conos extremadamente delgados, que se extienden hasta unas pocas unidades astronómicas desde la superficie estelar. Se cree que el confinamiento de la materia en los chorros se ve favorecido por las líneas de fuerza del campo magnético estelar , cuya deflexión y represalia al cruzar el disco de acreción provocaría una especie de hélice que canaliza el plasma expulsado en un fino chorro. [1] [16]

A pesar de ser alimentados durante un período bastante corto (alrededor de 100 000 años), los flujos moleculares implican una pérdida significativa de masa por parte de la estrella en formación. [6] Se calcula que la masa dispersada por los flujos polares, que se toma del disco, corresponde aproximadamente a 2 x 10 −7 masas solares ; esta es una pérdida significativa, porque representa del 1 al 10% de la masa del disco, lo que aumenta la de la estrella cada año . [22] Sin embargo, esta pérdida masiva tiene una razón de ser. Solo una parte de la materia del núcleo denso (se estima alrededor de un tercio [23] ) precipitará en la protoestrella: de hecho, si todo el momento angular del disco fuera transferido a él, su velocidad de rotación aumentaría hasta alcanzar un valor de fuerza centrífuga tal que provoque su desmembramiento. Los propios chorros ayudarían a dispersar el exceso de momento angular. [dieciséis]

La temperatura en los objetos HH está entre 8.000 y 12.000 K , al igual que en otras nebulosas ionizadas, como las regiones H II y las nebulosas planetarias . La densidad, sin embargo, es mucho mayor y se encuentra entre unos pocos miles y algunas decenas de miles de partículas por cm 3 , en comparación con aproximadamente 1000 por cm 3 en las regiones H II y en las nebulosas planetarias. [24]

Los objetos de HH consisten principalmente en hidrógeno y helio , en porcentajes de masa del 75% y 25% respectivamente. Menos del 1% está formado por elementos y compuestos más pesados, como agua (en estado de hielo ), silicatos , dióxido de carbono (al estado de hielo ), metano y metanol . [6] La composición de los objetos HH se ha estudiado mediante análisis espectrofotométricos , que muestran un claro predominio de las emisiones de Balmer de hidrógeno, con líneas de emisión de oxígeno ([OI]), azufre ([S II]), nitrógeno ([NI] ) y hierro ([Fe II]), en los que destacan las líneas fuertemente excitadas de [O II] y [N II], junto con débiles emisiones de [O III]. [25]

HH 111, una de las pocas excepciones: se extiende más de 12 a (3,7 pc) desde la estrella madre. La parte superior de la imagen fue tomada por HST en el visible ( cámara WF / PC2 ), la parte inferior en el infrarrojo ( NICMOS ).

Cerca de la estrella en formación, alrededor del 20-30% del gas nebular está ionizado, pero esta proporción disminuye a medida que aumenta la distancia a la estrella. De ello se deduce que la materia ya está en forma iónica en el chorro polar, mientras recupera los electrones perdidos durante la ionización a medida que se aleja de la estrella. Lo dicho parecería contradecir la teoría según la cual los átomos se ionizan como resultado de colisiones. Este no es el caso: hay que tener en cuenta que las tensiones a las que se someten los átomos al final del chorro pueden volver a ionizar parte del gas, dando lugar así a "tapas" luminiscentes al final de los flujos, [25] también visible en la siguiente imagen.

Números y distribución

El último catálogo publicado sobre objetos HH se remonta a 1999 y contaba con más de 450 objetos. [26] Desde entonces, los descubrimientos han sido numerosos y una consulta a la base de datos SIMBAD arroja más de 2000 resultados. [27]

Los objetos HH, que se encuentran en regiones donde está presente alguna actividad de formación de estrellas, ocurren en la mayoría de los casos individualmente; sin embargo, no es raro observarlas en asociaciones extensas, que a veces también incluyen glóbulos de Bok ( nebulosas oscuras en las que hay estrellas en formación, de las que a menudo se originan los mismos objetos HH). [28]

En los últimos años, la cantidad de objetos HH descubiertos ha crecido rápidamente, pero se cree que los objetos identificados representan solo un pequeño porcentaje de los que realmente existen en la Vía Láctea . Las estimaciones afirman que hay más de 150.000, [29] la mayoría de los cuales estarían tan lejos que no podrían ser observados ni estudiados con las técnicas de observación actuales.

La mayoría de los objetos HH conocidos se encuentran a 0,5 parsecs (pc) de la estrella de origen; muy pocos, de hecho, son los identificados a una distancia mayor de la estrella madre (alrededor de 1 pc). [19] Sin embargo, hay excepciones: algunos han sido descubiertos incluso a varios pársecs de distancia, tal vez porque el medio interestelar, al no ser muy denso en su vecindad, le permite propagarse a distancias mucho mayores de la estrella, antes de dispersarse en el espacio interestelar. . [3]

Movimiento y variabilidad adecuados

En los últimos años, gracias sobre todo al alto poder de resolución del telescopio Hubble, ha sido posible medir el movimiento propio de la mayoría de los objetos HH a lo largo de unos pocos años. Estas observaciones también permitieron medir la distancia de algunas de estas nebulosidades, utilizando el método de paralaje . [3]

Durante su desplazamiento de sus estrellas madre, los objetos HH evolucionan significativamente, variando en brillo durante un corto período de tiempo (algunos años). Los grupos de gas individuales dentro de la corriente brillan durante un período de tiempo, después del cual se desvanecen o desaparecen por completo, mientras que aparecen nuevos de inmediato. Las variaciones son causadas por las interacciones entre los chorros y el medio interestelar y entre varias porciones de gas dentro de los chorros, acelerados a diferentes velocidades.

La erupción de chorros de la estrella se produce de forma irregular e intermitente, más que en flujos continuos y regulares. Esta intermitencia puede hacer que los chorros se muevan en la misma dirección, aunque a diferentes velocidades; las interacciones entre los chorros crean las llamadas "superficies de trabajo" (superficies de trabajo), en las que las corrientes de gas, chocando entre sí, generan las ondas de choque en la base de su ionización. [24]

Clasificación de las estrellas de las que se originan los objetos HH

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Objeto estelar joven § Distribución de energía espectral (SED) .

Las estrellas en la base de la formación de los objetos Herbig-Haro son todas muy jóvenes, desde las protoestrellas en la fase de acreción hasta la más evolucionada T Tauri. Los astrónomos los dividen en cuatro clases (0, I, II y III), según su brillo en el infrarrojo, teniendo en cuenta que una gran cantidad de infrarrojos implica una gran cantidad de materia fría en órbita alrededor de la estrella; [28] esto indicaría que se encuentra en una fase en la que el colapso gravitacional aún es prominente.

Los objetos Herbig-Haro HH 901 y HH 902 emergen de la parte superior de dos columnas de gas dentro de la Nebulosa Carina, aproximadamente a 7000-7500 de distancia del sistema solar.

Sin embargo, esta clasificación no es definitiva: el número de clases, de hecho, parece destinado a crecer a medida que se descubren nuevos detalles. Esto sucedió exactamente con la clase 0, la más reciente, que no se introdujo antes de que se definieran bien los parámetros de pertenencia a las clases I, II y III. [30]

Los objetos de clase 0 tienen una antigüedad de algunos miles de años; dada su corta edad, las reacciones termonucleares aún no están en marcha en su núcleo, pero la energía que las alimenta es la energía potencial gravitacional liberada por la materia al caer sobre la protoestrella. [31] Pasando a la clase I, se observa que la fusión nuclear ya ha comenzado, pero los gases y el polvo aún se precipitan de las nubes circundantes y del disco de acreción en su superficie. Estas nubes, dada su gran densidad , hacen casi imposible observarlas en las longitudes de onda del visible, pero permiten observarlo en el infrarrojo o radio continuo . [32] En los objetos de clase II, la caída de materia del disco de acreción está casi completamente terminada; sin embargo, todavía queda una buena cantidad de materia en órbita alrededor de la estrella, que constituye los discos circunestelares a partir de los cuales pueden originarse los sistemas planetarios. En los objetos de clase III solo hay rastros del disco de acreción original.

Los estudios han demostrado que alrededor del 80% de las estrellas de las que se originan los objetos HH son estrellas binarias o múltiples (dos o más estrellas que orbitan un centro de gravedad común); por lo tanto, una proporción mucho mayor que la encontrada entre las estrellas de la secuencia principal . Estos datos sugerirían entonces que los sistemas estelares están en la base de la erupción de los chorros que forman los objetos HH, y que, probablemente, los flujos más grandes se forman tras su disolución. Por lo tanto, se cree que la mayoría de las estrellas surgen como sistemas múltiples, pero que una gran parte es destruida por interacciones gravitacionales con estrellas cercanas y densas nubes de gas antes de que alcancen la secuencia principal del diagrama HR . [32]

Homólogos de objetos HH en el infrarrojo

Imagen infrarroja de choques de arco molecular asociados con flujos bipolares en el objeto HH 2 dentro de la Nebulosa de Orión ( M42 ).

La mayoría de los objetos Herbig-Haro asociados con estrellas muy jóvenes o protoestrellas muy masivas son difíciles de observar en el visible, porque las nubes de gas y polvo a partir de las cuales se forman bloquean la radiación en estas longitudes de onda . Por esta razón, su brillo se reduce en decenas o incluso cientos de magnitudes . Es posible obtener observaciones discretas basadas en las diferentes longitudes de onda del espectro electromagnético: en el visible, principalmente en las bandas de emisión de hidrógeno y monóxido de carbono , o en el infrarrojo [33] o en ondas de radio . [32]

En los últimos años, la astronomía infrarroja ha ofrecido numerosas imágenes de decenas de " objetos HH infrarrojos ", es decir, cuerpos celestes similares a los objetos HH, pero que, a diferencia de estos últimos, emiten la mayor parte de su radiación en el infrarrojo. Estos objetos reciben el nombre de arco de choque (literalmente. Olas de arco ) moleculares, debido a su parecido con las olas que forman la proa de un barco en el mar. Al igual que los objetos HH, estos choques se forman a partir de chorros colimados que emergen de los polos de una protoestrella. Los chorros de choque de proa viajan a velocidades de varios cientos de km / s; las colisiones entre las partículas del flujo y las del medio interestelar calientan los gases a temperaturas de varios miles de kelvin. Siendo típico de las estrellas más jóvenes, en las que el proceso de acreción todavía es extremadamente fuerte, los choques de arco en el infrarrojo están asociados con chorros mucho más energéticos de los objetos HH. [32]

La dinámica de los choques de arco infrarrojos se puede entender de manera similar a la de los objetos HH, ya que tienen fuertes afinidades. La única, pero importante diferencia, consiste en las condiciones que se crean en los chorros y en la nebulosa circundante: en el caso de los choques de arco provocan emisiones infrarrojas por moléculas , mientras que en los objetos HH provocan emisiones visibles por átomos e iones . [34]

Nota

  1. ^ a b c d e f AA.VV. , pág.69 , vol. 2
  2. ↑ a b c d e f Ranzini , pág. 153.
  3. ^ a b c d e ( EN ) B. Reipurth y S. Heathcote, 50 años de investigación de Herbig-Haro. Del descubrimiento al HST ( PDF ), los flujos de Herbig-Haro y el nacimiento de las estrellas; Simposio 182 de la IAU , 1997, págs. 3-18. Consultado el 23 de noviembre de 2007 .
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Bibliografia

Testi generici

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  • M. Hack , Dove nascono le stelle. Dalla vita ai quark: un viaggio a ritroso alle origini dell'Universo , Milano, Sperling & Kupfer, 2004, ISBN 88-8274-912-6 .
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  • W. Owen et al. , Atlante illustrato dell'Universo , Milano, Il Viaggiatore, 2006, ISBN 88-365-3679-4 .
  • J. Lindstrom, Stelle, galassie e misteri cosmici , Trieste, Editoriale Scienza, 2006, ISBN 88-7307-326-3 .
  • G. Ranzini, Astronomia , Novara, De Agostini, 2007, ISBN 978-88-418-3521-0 .

Testi specifici

  • ( EN ) TJ Millar e AC Raga, Shocks in Astrophysics , Kluwer Academic Publishers, 1996, ISBN 0-7923-3899-5 .
  • ( EN ) CJ Lada e ND Kylafits, The Origin of Stars and Planetary Systems , Kluwer Academic Publishers, 1999, ISBN 0-7923-5909-7 .
  • A. De Blasi, Le stelle: nascita, evoluzione e morte , Bologna, CLUEB, 2002, ISBN 88-491-1832-5 .
  • C. Abbondi, Universo in evoluzione dalla nascita alla morte delle stelle , Sandit, 2007.

Pubblicazioni scientifiche

Voci correlate

Oggetti di Herbig-Haro

Rappresentazione artistica della protostella scoperta nella nube oscura LDN 1014 ; ben visibili sono il disco di accrescimento ei getti che si dipartono dai poli della protostella.

Oggetti e dinamiche celesti

Personalità

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Collegamenti esterni

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