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Objeto Herbig-Haro

Noviembre 11, 2021

Los objetos Herbig-Haro (denominados comúnmente objetos HH) son nebulosas asociadas con estrellas recién formadas. Estas nebulosas son de vida muy corta, del orden de unos pocos miles de años y se forman por la interacción entre el gas expulsado por la estrella central con nubes de material gaseoso y polvo interestelar colisionando a velocidades de varios kilómetros por segundo ionizando el gas. Los objetos HH son fenómenos altamente variables en el tiempo y pueden evolucionar de manera perceptible en escalas de tiempo muy cortas de unos pocos años tal y como ha sido revelado por numerosas observaciones del telescopio espacial Hubble.

Objeto Herbig-Haro HH47. La escala indicada representa 1000 Unidades Astronómicas, equivalentes a unas 20 veces el tamaño de nuestro sistema solar.

Estos objetos fueron observados por primera vez a finales del siglo XIX por Sherburne Wesley Burnham, pero no se reconocieron sus peculiaridades entre las nebulosas de emisión hasta la década de 1940.[1]​ Los primeros astrónomos que los estudiaron en detalle fueron Guillermo Haro y George Herbig. Haro y Herbig trabajaban independientemente en investigaciones sobre formación estelar y fueron los primeros en identificar los objetos Herbig-Haro como productos de la formación estelar y su interacción con el medio interestelar. Ambos astrónomos identificaron los primeros tres objetos de tipo HH en los años 1946 y 1947 en imágenes de la nebulosa NGC 1999 de Orión.

Características físicas

 
Diagrama esquemático de la formación de un objeto de Herbig-Haro.

A comienzos de la década de 1980 las observaciones determinaron la naturaleza en forma de chorro de emisión de los objetos HH. Las estrellas en formación están frecuentemente rodeadas de discos circunestelares o discos de acrecimiento que alimentan de material a la estrella central. Estos discos persisten durante los primeros centenares de miles de años de vida de la estrella y producen fenómenos de emisión en forma de chorro de plasma (gas ionizado) perpendicular al disco. Cuando estos chorros de emisión colisionan con el medio interestelar ionizan este último produciendo los patrones de emisión brillantes observados en los objetos Herbig-Haro.

Tras sus descubrimientos, Herbig y Haro se reunieron en una conferencia de astronomía en Tucson, Arizona, en diciembre de 1949. Inicialmente, Herbig había prestado poca atención a los objetos que había descubierto, preocupado principalmente por las estrellas cercanas. El astrónomo soviético Viktor Ambartsumian le dio a los objetos su nombre (objetos Herbig-Haro o HH), y basándose en su presencia cerca de estrellas jóvenes, se sugirió que podrían representar una etapa temprana en la formación de las estrellas T Tauri.[2]​

La masa total expulsada en un objeto HH típico se estima en unas 1-20 masas terrestres, una cantidad de material muy pequeña comparada con la masa de la estrella.[3]​ Las temperaturas del material que conforma el objeto HH son cercanas a los 8000-12000 K, similares a las temperaturas observadas en otras nebulosas ionizadas, como regiones H II o nebulosas planetarias. Tienden a ser regiones densas con unos miles o decenas de miles de partículas por cm³, comparada con la densidad típica de menos de 1000/cm³ en regiones H II y nebulosas planetarias.[4]​

 
Los objetos HH HH1 y HH2 se encuentran separados por un año luz distribuidos de manera simétrica con respecto a la estrella central que expulsa el material en la dirección de los ejes polares.

Los objetos HH están formados principalmente por hidrógeno y helio, con tan sólo un 1% de la masa concentrada en elementos químicos más pesados. Cerca de la estrella central un 20-30 % del gas que conforma el objeto HH está ionizado disminuyendo esta proporción con la distancia. Esto implica que el material es ionizado en el chorro polar y se recombina al alejarse de la estrella en lugar de ser ionizado posteriormente por colisiones con el medio interestelar. Este segundo fenómeno ocurre sin embargo en algunos casos dando lugar a la formación de regiones extendidas brillantes en los extremos de los chorros.[4]​

Formación

Las estrellas se forman por colapso gravitacional de las nubes de gas interestelar. A medida que el colapso aumenta la densidad, la pérdida de energía disminuye debido al aumento de la opacidad. Entonces se eleva la temperatura de la nube, lo que impide un mayor colapso y llega a un equilibrio hidrostático. El gas sigue cayendo hacia el núcleo en un disco giratorio, entonces es llamada como protoestrella. Parte del material se expulsa a lo largo del eje de rotación de la estrella en dos chorros de gas parcialmente ionizado (plasma).[5]​

El mecanismo para producir estos chorros bipolares de luz colimada no se comprende por completo, pero se cree que la interacción entre el disco de acrecimiento y el campo magnético estelar acelera parte del material. A estas distancias, el flujo de salida es divergente, con un abanico en un ángulo en el rango de 10−30°, pero se colima cada vez más a distancias de decenas a cientos de unidades astronómicas desde la fuente, ya que su expansión es limitada.[6]​[7]​

Los chorros también arrastran el exceso del momento angular resultante de la acumulación de material sobre la estrella, de lo contrario causaría que la estrella gire rápidamente y se desintegre.[7]​ Cuando estos chorros chocan con el medio interestelar, dan lugar a pequeñas emisiones brillantes que resultan en objetos HH.[8]​

Distribución de objetos HH

En la actualidad se conocen cerca de 500 objetos HH. Son comunes en regiones de gas ionizado (regiones HII) con presencia de formación estelar y suelen encontrarse agrupados.[9]​ Muchos de ellos se encuentran cerca de glóbulos de Bok (nebulosas oscuras que a menudo contienen estrellas en formación). Frecuentemente se observa varios objetos HH cerca de una única fuente energética formando una cadena de objetos sobre la proyección del eje polar de la estrella principal.[6]​

Algunas estimaciones indican que podrían existir cerca de 150 000 objetos HH en nuestra galaxia, la mayoría de los cuales se encontrarían demasiado alejados para poder ser observados con los instrumentos actuales.[10]​ La mayoría de los objetos HH se encuentran a menos de 0.5 pársecs (pc) de la estrella principal con tan solo unos pocos con material más lejano que 1 pc.[4]​

Véase también

Referencias

  1. Burnham, 1890, p. 94–95.
  2. Reipurth y Bertout, 1997, p. 3–18.
  3. Brugel, Boehm y Mannery, 1981, p. 117–138.
  4. ↑ Bacciotti y Eislöffel, 1999, p. 717–735.
  5. Prialnik, 2000, p. 198–199.
  6. ↑ Bally, 2016, p. 491–528.
  7. ↑ Frank, Ray y Cabrit, 2014, p. 451-474.
  8. Benvenuti, Macchetto y Schreier, 1996.
  9. Wu y Wang, 2002, p. 33–42.
  10. Giulbudagian, 1984, p. 147–149.

Bibliografía

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  • Reipurth, B.; Bertout, C. (1997). 50 Years of Herbig–Haro Research. From discovery to HST (182). Kluwer Academic Publishers. pp. 3-18. Bibcode:1997IAUS..182....3R. 
  • Carroll, B. W.; Ostlie, D. A. (2014). An Introduction to Modern Astrophysics. Reino Unido: Pearson Education Limited. pp. 478. ISBN 978-1-292-02293-2. (requiere registro). 
  • Dopita, R. D.; Schwartz; Evans, I. (1982). Herbig-Haro Objects 46 and 47 - Evidence for bipolar ejection from a young star 263. Astrophysical Journal Letters. Bibcode:1982ApJ...263L..73D. doi:10.1086/183927. 
  • Prialnik, D. (2000). An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Reino Unido: Cambridge University Press. pp. 198-199. ISBN 978-0-521-65937-6. 
  • Bally, J. (2016). Protostellar Outflows 54. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. pp. 491-528. Bibcode:2016ARA&A..54..491B. doi:10.1146/annurev-astro-081915-023341. 
  • Frank, A.; Ray, T.P.; Cabrit, S. (2014). Jets and Outflows from Star to Cloud: Observations Confront Theory. University of Arizona Press. pp. 451-474. Bibcode:2014prpl.conf..451F. doi:10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch020. Consultado el 30 de octubre de 2018. 
  • Benvenuti, P.; Macchetto, F. D.; Schreier, E. J. (1996). The Birth of Stars: Herbig–Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks. Space Telescope Science Institute. Bibcode:1996swhs.conf..491B.  }
  • Brugel, E. W.; Boehm, K. H.; Mannery, E. (1981). Emission line spectra of Herbig–Haro objects 47. Astrophysical Journal Supplement Series. pp. 117-138. Bibcode:1981ApJS...47..117B. doi:10.1086/190754. 
  • Bacciotti, F.; Eislöffel, J. (1999). Ionization and density along the beams of Herbig–Haro jets 342. Astronomy and Astrophysics. pp. 717-735. Bibcode:1999A&A...342..717B. 
  • Prialnik, D. (2000). An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Reino Unido: Cambridge University Press. pp. 198-199. ISBN 978-0-521-65937-6. 
  • Giulbudagian, A. L. (1984). On a connection between Herbig–Haro objects and flare stars in the neighborhood of the sun 20 (2). Astrophysics. pp. 147-149. Bibcode:1984Afz....20..277G. doi:10.1007/BF01005825. 

Enlaces externos

Español:

Inglés:

  • Comprehensive catalogue of HH objects at the University of Colorado
  • HH objects in the Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight
  • Animations of HH object jets from HST observations
  •   Datos: Q50048
  •   Multimedia: Herbig–Haro objects

Noviembre 11, 2021
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Los objetos Herbig Haro denominados comunmente objetos HH son nebulosas asociadas con estrellas recien formadas Estas nebulosas son de vida muy corta del orden de unos pocos miles de anos y se forman por la interaccion entre el gas expulsado por la estrella central con nubes de material gaseoso y polvo interestelar colisionando a velocidades de varios kilometros por segundo ionizando el gas Los objetos HH son fenomenos altamente variables en el tiempo y pueden evolucionar de manera perceptible en escalas de tiempo muy cortas de unos pocos anos tal y como ha sido revelado por numerosas observaciones del telescopio espacial Hubble Objeto Herbig Haro HH47 La escala indicada representa 1000 Unidades Astronomicas equivalentes a unas 20 veces el tamano de nuestro sistema solar Estos objetos fueron observados por primera vez a finales del siglo XIX por Sherburne Wesley Burnham pero no se reconocieron sus peculiaridades entre las nebulosas de emision hasta la decada de 1940 1 Los primeros astronomos que los estudiaron en detalle fueron Guillermo Haro y George Herbig Haro y Herbig trabajaban independientemente en investigaciones sobre formacion estelar y fueron los primeros en identificar los objetos Herbig Haro como productos de la formacion estelar y su interaccion con el medio interestelar Ambos astronomos identificaron los primeros tres objetos de tipo HH en los anos 1946 y 1947 en imagenes de la nebulosa NGC 1999 de Orion Indice 1 Caracteristicas fisicas 2 Formacion 3 Distribucion de objetos HH 4 Vease tambien 5 Referencias 6 Bibliografia 7 Enlaces externosCaracteristicas fisicas Editar Diagrama esquematico de la formacion de un objeto de Herbig Haro A comienzos de la decada de 1980 las observaciones determinaron la naturaleza en forma de chorro de emision de los objetos HH Las estrellas en formacion estan frecuentemente rodeadas de discos circunestelares o discos de acrecimiento que alimentan de material a la estrella central Estos discos persisten durante los primeros centenares de miles de anos de vida de la estrella y producen fenomenos de emision en forma de chorro de plasma gas ionizado perpendicular al disco Cuando estos chorros de emision colisionan con el medio interestelar ionizan este ultimo produciendo los patrones de emision brillantes observados en los objetos Herbig Haro Tras sus descubrimientos Herbig y Haro se reunieron en una conferencia de astronomia en Tucson Arizona en diciembre de 1949 Inicialmente Herbig habia prestado poca atencion a los objetos que habia descubierto preocupado principalmente por las estrellas cercanas El astronomo sovietico Viktor Ambartsumian le dio a los objetos su nombre objetos Herbig Haro o HH y basandose en su presencia cerca de estrellas jovenes se sugirio que podrian representar una etapa temprana en la formacion de las estrellas T Tauri 2 La masa total expulsada en un objeto HH tipico se estima en unas 1 20 masas terrestres una cantidad de material muy pequena comparada con la masa de la estrella 3 Las temperaturas del material que conforma el objeto HH son cercanas a los 8000 12000 K similares a las temperaturas observadas en otras nebulosas ionizadas como regiones H II o nebulosas planetarias Tienden a ser regiones densas con unos miles o decenas de miles de particulas por cm comparada con la densidad tipica de menos de 1000 cm en regiones H II y nebulosas planetarias 4 Los objetos HH HH1 y HH2 se encuentran separados por un ano luz distribuidos de manera simetrica con respecto a la estrella central que expulsa el material en la direccion de los ejes polares Los objetos HH estan formados principalmente por hidrogeno y helio con tan solo un 1 de la masa concentrada en elementos quimicos mas pesados Cerca de la estrella central un 20 30 del gas que conforma el objeto HH esta ionizado disminuyendo esta proporcion con la distancia Esto implica que el material es ionizado en el chorro polar y se recombina al alejarse de la estrella en lugar de ser ionizado posteriormente por colisiones con el medio interestelar Este segundo fenomeno ocurre sin embargo en algunos casos dando lugar a la formacion de regiones extendidas brillantes en los extremos de los chorros 4 Formacion EditarLas estrellas se forman por colapso gravitacional de las nubes de gas interestelar A medida que el colapso aumenta la densidad la perdida de energia disminuye debido al aumento de la opacidad Entonces se eleva la temperatura de la nube lo que impide un mayor colapso y llega a un equilibrio hidrostatico El gas sigue cayendo hacia el nucleo en un disco giratorio entonces es llamada como protoestrella Parte del material se expulsa a lo largo del eje de rotacion de la estrella en dos chorros de gas parcialmente ionizado plasma 5 El mecanismo para producir estos chorros bipolares de luz colimada no se comprende por completo pero se cree que la interaccion entre el disco de acrecimiento y el campo magnetico estelar acelera parte del material A estas distancias el flujo de salida es divergente con un abanico en un angulo en el rango de 10 30 pero se colima cada vez mas a distancias de decenas a cientos de unidades astronomicas desde la fuente ya que su expansion es limitada 6 7 Los chorros tambien arrastran el exceso del momento angular resultante de la acumulacion de material sobre la estrella de lo contrario causaria que la estrella gire rapidamente y se desintegre 7 Cuando estos chorros chocan con el medio interestelar dan lugar a pequenas emisiones brillantes que resultan en objetos HH 8 Distribucion de objetos HH EditarEn la actualidad se conocen cerca de 500 objetos HH Son comunes en regiones de gas ionizado regiones HII con presencia de formacion estelar y suelen encontrarse agrupados 9 Muchos de ellos se encuentran cerca de globulos de Bok nebulosas oscuras que a menudo contienen estrellas en formacion Frecuentemente se observa varios objetos HH cerca de una unica fuente energetica formando una cadena de objetos sobre la proyeccion del eje polar de la estrella principal 6 Algunas estimaciones indican que podrian existir cerca de 150 000 objetos HH en nuestra galaxia la mayoria de los cuales se encontrarian demasiado alejados para poder ser observados con los instrumentos actuales 10 La mayoria de los objetos HH se encuentran a menos de 0 5 parsecs pc de la estrella principal con tan solo unos pocos con material mas lejano que 1 pc 4 Vease tambien EditarEstrella T Tauri Formacion estelarReferencias Editar Burnham 1890 p 94 95 Reipurth y Bertout 1997 p 3 18 Brugel Boehm y Mannery 1981 p 117 138 a b c Bacciotti y Eisloffel 1999 p 717 735 Prialnik 2000 p 198 199 a b Bally 2016 p 491 528 a b Frank Ray y Cabrit 2014 p 451 474 Benvenuti Macchetto y Schreier 1996 Wu y Wang 2002 p 33 42 Giulbudagian 1984 p 147 149 Bibliografia EditarBurnham S W 1890 Note on Hind s Variable Nebula in Taurus 51 2 Monthly Notices of the Royal Astronomical Society pp 94 95 Bibcode 1890MNRAS 51 94B doi 10 1093 mnras 51 2 94 fechaacceso requiere url ayuda Reipurth 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