Введение
Небольшие участки туманности, связанные с новорожденными звездами, объекты Гербига — Харо (HH) — яркие участки туманности, связанные с новорожденными звездами. Они формируются, когда узкие струи частично ионизированного газа, выбрасываемые звездами, сталкиваются с близлежащими облаками газа и пыли на скоростях в несколько сотен километров в секунду. Объекты Гербига — Харо обычно встречаются в областях звездообразования, и вокруг одной звезды часто можно увидеть несколько таких объектов, выстроенных вдоль ее оси вращения. Большинство из них находятся в пределах одного парсека (3,26 световых лет) от источника, хотя некоторые наблюдались на расстоянии нескольких парсеков. Объекты HH — это преходящие явления, существующие около нескольких десятков тысяч лет. Они могут заметно меняться в течение нескольких лет, быстро удаляясь от родительской звезды в газовые облака межзвездного пространства (межзвездная среда или МЗС). Наблюдения космического телескопа Хаббл выявили сложную эволюцию объектов HH в течение нескольких лет: одни части туманности тускнеют, а другие становятся ярче при столкновении с комковатым веществом межзвездной среды. Впервые замеченные в конце XIX века Шерберном Уэсли Бернхэмом, объекты Гербига — Харо были признаны отдельным типом эмиссионных туманностей в 1940-х годах. Первыми астрономами, детально изучившими их, были Джордж Гербиг и Гильермо Харо, в честь которых они и получили свое название. Гербиг и Харо независимо друг от друга занимались изучением звездообразования, когда впервые проанализировали эти объекты и поняли, что они являются побочным продуктом процесса звездообразования. Хотя объекты HH являются явлениями, наблюдаемыми в видимом диапазоне длин волн, многие из них остаются невидимыми в этом диапазоне из-за пыли и газа и могут быть обнаружены только в инфракрасном диапазоне. Такие объекты, наблюдаемые в ближнем инфракрасном диапазоне, называются объектами молекулярного излучения водорода (MHO).
Herbig–Haro (HH) objects are bright patches of nebulosity associated with newborn stars. They are formed when narrow jets of partially ionised gas ejected by stars collide with nearby clouds of gas and dust at several hundred kilometres per second. Herbig–Haro objects are commonly found in star forming regions, and several are often seen around a single star, aligned with its rotational axis. Most of them lie within about one parsec (3.26 light years) of the source, although some have been observed several parsecs away. HH objects are transient phenomena that last around a few tens of thousands of years. They can change visibly over timescales of a few years as they move rapidly away from their parent star into the gas clouds of interstellar space (the interstellar medium or ISM). Hubble Space Telescope observations have revealed the complex evolution of HH objects over the period of a few years, as parts of the nebula fade while others brighten as they collide with the clumpy material of the interstellar medium. First observed in the late 19th century by Sherburne Wesley Burnham, Herbig–Haro objects were recognised as a distinct type of emission nebula in the 1940s. The first astronomers to study them in detail were George Herbig and Guillermo Haro, after whom they have been named. Herbig and Haro were working independently on studies of star formation when they first analysed the objects, and recognised that they were a by product of the star formation process. Although HH objects are visible wavelength phenomena, many remain invisible at these wavelengths due to dust and gas, and can only be detected at infrared wavelengths. Such objects, when observed in near infrared, are called molecular hydrogen emission line objects (MHOs).
Открытие и история наблюдений
Первый объект HH был обнаружен в конце XIX века Шерберном Уэсли Бернхэмом, когда он наблюдал звезду T Тельца с помощью рефрактора в обсерватории Лика и отметил небольшое облачко туманности рядом с ней.
Формирование
Звезды формируются в результате гравитационного коллапса межзвездных газовых облаков. По мере усиления коллапса плотность увеличивается, а потеря энергии за счет излучения уменьшается из-за возрастания непрозрачности. Это приводит к повышению температуры облака, что препятствует дальнейшему сжатию, и устанавливается гидростатическое равновесие. Газ продолжает падать к центру в виде вращающегося диска. Центр этой системы называется протозвездой.
Инфракрасные аналоги
Объекты HH, связанные с очень молодыми звездами или очень массивными протозвездами, часто скрыты от наблюдения в оптическом диапазоне облаком газа и пыли, из которого они формируются. Промежуточная материя может ослаблять визуальную яркость в десятки или даже сотни раз в оптическом диапазоне. Такие объекты, глубоко погруженные в вещество, можно наблюдать только в инфракрасном или радиодиапазоне.