Herbigův–Harův objekt

AU.

Herbigovy-Harovy objekty jsou malé mlhovinám podobné objekty, které vznikly v důsledku krátké, jen několik tisíc let trvající etapy života mladé hvězdy. Tvoří se, když hvězda z oblastí pólů vyvrhuje plyn s hmotností několika Zemí při rychlosti několika stovek kilometrů za sekundu rovnoběžně s rotační osou. +more Herbigovy-Harovy objekty se hojně vyskytují v oblastech tvorby hvězd a okolo jedné hvězdy je často možné vidět více než jeden tento objekt.

HH objekty jsou přechodným jevem trvajícím nanejvýš několik stovek roků. Viditelně se vyvíjejí v průběhu poměrně krátkých časových období, jak se pohybují dále od svojí mateřské hvězdy do oblaků plynu a mezihvězdného prostoru. +more Pozorování Hubbleova vesmírného dalekohledu odhalují komplexní vývoj HH objektů v průběhu několika let, některé jejich části tmavnou, zatímco jiné zesvětlávají v průběhu kolizí s koncentrovaným materiálem v mezihvězdném prostoru.

Objekty poprvé pozoroval ve druhé polovině 19. století Sherburne Wesley Burnham, ale až do čtyřicátých let 20. +more století nebyly rozpoznány jako samostatný typ emisní mlhoviny. První astronomové, kteří je podrobně zkoumali, byli George Herbig a Guillermo Haro, po nichž také získaly své jméno. Herbig a Haro pracovali nezávisle na studiích vzniku hvězd, když HH objekty poprvé analyzovali a zjistili, že jsou vedlejším produktem procesu tvorby hvězd.

Objev a historie pozorovaní

První Herbigův-Harův objekt pozoroval v pozdním 19. století Burnham, když se díval na hvězdu T Tauri pomocí 36palcového refrakčního teleskopu na Lickově observatoři a všiml si malého útržku mlhoviny nedaleko. +more Tento objekt byl však katalogizován pouze jako emisní mlhovina, která se později stala známou jako Burnhamova mlhovina. Nedošlo tedy k zařazení do odlišné třídy objektů. Zjistilo se však, že T Tauri je velmi mladá a proměnná hvězda a je prototypem třídy podobných těles známých jako T Tauri hvězdy, které teprve dosáhnou stavu rovnováhy mezi gravitačním kolapsem a tvorbou energie jadernou fúzí v jádře.

Během padesáti let po Burnhamově objevu bylo objeveno několik podobných mlhovin, které byly tak malé, že téměř vypadaly jako hvězdy. Haro a Herbig provedli nezávislá pozorovaní několika těchto těles v průběhu čtyřicátých let 20. +more století. Herbig také pozoroval Burnhamovu mlhovinu a zjistil, že vyzařuje neobvyklé elektromagnetické spektrum s výraznými emisními čárami vodíku, síry a kyslíku. Haro zjistil, že všechny objekty tohoto typu jsou neviditelné v infračervené oblasti spektra.

Následně po jejich nezávislých objevech se Herbig a Haro setkali na astronomické konferenci v Tucsonu. Herbig zpočátku nepřikládal velký význam objektům, které objevil, protože se primárně zabýval blízkými hvězdami, ale když se dozvěděl o Harových zjištěních, provedl podrobnější studie. +more Sovětský astronom Viktor Ambarcumjan tělesa pojmenoval a na základě jejich výskytu v blízkosti mladých hvězd (starých několik stovek tisíc let) navrhl, že by mohly představovat rané stádium tvorby proměnných hvězd typu T Tauri.

Studie ukázaly, že HH objekty jsou vysoce ionizované a raní teoretici spekulovali, že mohou obsahovat horké hvězdy s vysokou svítivostí. Ale absence infračerveného záření z mlhovin znamenala, že v nich nemohly být hvězdy, protože tyto by hojně vyzařovaly infračervené světlo. +more Pozdější studie naznačovaly, že mlhoviny mohou obsahovat protohvězdy, ale nakonec byly HH objekty identifikovány jako materiál vyvržený blízkými mladými hvězdami, kolidující při nadzvukové rychlosti s mezihvězdným plynem, přičemž výsledné rázové vlny tvoří viditelné světlo.

V raných osmdesátých letech 20. století pozorování poprvé odhalila emisní podstatu většiny HH objektů. +more Toto vedlo k poznání, že vyvržený materiál HH objektů je koncentrován do úzkých emisních svazků. Hvězdy bývají často v průběhu několika prvních stovek tisíc let svojí existence obkroužené akrečními disky, které se tvoří tím, že do nich padá plyn. Rychlá rotace vnitřních častí těchto disků vede k emisi úzkých svazků částečně ionizovaného plazmatu kolmo na rovinu disku, které jsou známé jako polární výtrysky. Když tyto svazky kolidují s mezihvězdným plynem, jsou příčinou vzniku malých útržků světelného záření, které tvoří HH objekty.

Fyzikální charakteristika

Objekty HH1 a HH2 zachyceny Hubblovým teleskopem. +more Emise z HH objektů je způsobena rázovými vlnami, které vznikají kolizí s mezihvězdným plynem, ale jejich pohyby jsou složité. Spektroskopická pozorovaní jejich Dopplerova posunu hovoří o rychlosti několika stovek kilometrů za hodinu, ale emisní čáry spektra HH objektů jsou příliš slabé na to, aby mohly být vytvořené při kolizích o tak vysoké rychlostí. To pravděpodobně znamená, že nějaký z materiálů, se kterým kolidují, se také pohybuje směrem pryč, ale nižší rychlostí.

Celková vyvržená hmota typického HH objektu se odhaduje na 1-20 hmotností Země, což je velmi malé množství materiálu v porovnaní se samotnou hmotou hvězdy. Teploty pozorované v HH objektech jsou typicky okolo 8 000 - 12 000 K, podobně jako teploty jiných ionizovaných mlhovin jako Oblast H II a planetární mlhoviny. +more Obvykle jsou celkem husté s hustotou od několika tisíc do několika desítek tisíc částic na cm3, v porovnaní s průměrnou hustotou 1 000/cm3 v oblastech H II a planetárních mlhovinách. HH objekty se skládají převážně z vodíku a hélia, které tvoří 75 % a 25 % jejich hmotnosti. Méně než 1 % hmotnosti HH objektů je tvořeno těžšími chemickými prvky, jejichž množství je podobné jako u mladých hvězd.

V blízkosti zdrojové hvězdy je v HH objektech kolem 20 - 30 % ionizovaného plynu, ale tento poměr se snižuje nepřímo úměrně se vzdáleností. To znamená, že materiál je ionizovaný v polárních výtryscích a rekombinuje se pohybem od hvězdy, namísto aby byl ionizovaný při pozdějších kolizích. +more Nárazy na konci trysky však mohou znova ionizovat část materiálu, což se projevuje jako světlé „čepičky“ na konci trysek.

Množství a rozložení

Dnes je známo více než 400 jednotlivých HH objektů nebo jejich skupin. Jsou převážně přítomny v oblastech tvorby hvězd a často se vyskytují ve velkých skupinách. +more Obvykle je možné je pozorovat blízko Bokovy globule (temná mlhovina obsahující velmi mladé hvězdy) a často z nich září. Často je také možné pozorovat několik HH objektů tvořících řetězec poblíž polární osy rodičovské hvězdy.

Počet známých HH objektů se v posledních letech rychle zvyšuje, ale stále je považován za velmi malý v porovnaní s celkovým počtem hvězd v Galaxii. Odhady hovoří o počtu do 150 000, z čehož většina je příliš daleko, aby byly rozlišitelné při technických schopnostech současných dalekohledů. +more Většina HH objektů leží do 1/2 parseku od svojí mateřské hvězdy, jen velmi málo jich je vzdálených jeden parsek. Některé jsou však viditelné ve vzdálenosti několika parseků, což by mohlo naznačovat, že mezihvězdný prostor v jejich blízkosti není velmi hustý a to jim umožňuje cestovat dále od zdroje předtím, než se rozptýlí.

Vlastní pohyb a variabilita

Spektroskopická pozorovaní HH objektů ukazují, že se pohybují od mateřských hvězd rychlostmi přibližně 100 km/s. V posledních letech pozorování při vysokém optickém rozlišení Hubbleova vesmírného teleskopu odhalily vlastní pohyb mnoha HH objektů pozorovaných v odstupu několika let. +more Tato pozorování též umožnila odhad vzdálenosti několika HH objektů pomocí metody expanzívní paralaxy.

Při svém pohybu od mateřské hvězdy se HH objekty výrazně vyvíjejí a jejich jasnost se v průběhu několika let mění. Jednotlivé uzly v rámci objektu mohou zvyšovat nebo snižovat jas nebo se dokonce úplně ztratit, zatímco se objevují nové uzly.

Erupce výtrysků z rodičovské hvězdy nastávají dříve v pulzech než ve stabilním proudě. Pulzy mohou tvořit výtrysky plynu pohybující se stejným směrem, ale různými rychlostmi a interakce mezi různými tryskami vytvářejí tzv. +more „pracovní povrchy“, kde se setkávají proudy plynů a tvoří nové rázové vlny.

Mateřské hvězdy

Hvězdy stojící v pozadí tvorby Herbigových-Harových objektů jsou všechny velmi mladé, nejmladší z nich jsou ještě protohvězdy v procesu formování se z okolního plynu. Astronomové dělí tyto hvězdy do tříd 0, I, II a III, podle množství vyzařovaného infračerveného záření. +more Větší množství infračerveného záření znamená větší množství horkého materiálu obklopujícího hvězdu, což naznačuje, že se stále sráží. Třídy jsou číslované, protože objekty třídy 0 (nejmladší) ještě nebyly objeveny, zatímco třídy I, II a III už byly definovány.

Objekty třídy 0 jsou staré pouze několik tisíc let, tak mladé, že v jejich jádrech ještě nenastala jaderná fúze. Namísto toho jejich energie pochází pouze z gravitačního potenciálu, která se uvolňuje, když do nich padá materiál. +more Jaderná fúze již začala v jádrech objektů třídy I, ale plyn a prach ještě stále padají na jejich povrch z okolní mlhoviny. Jsou stále zahalené v hustých oblacích prachu a plynu, které zakrývají všechno jejich viditelné světlo a způsobují, že jsou pozorovatelné pouze na infračervených a rádiových frekvencích. Padání plynu a prachu už do velké míry ustalo v objektech třídy II, ale ještě stále je obklopuje disk plynu a prachu, zatímco objekty třídy III mají už pouze stopové množství původního akrečního disku.

Studie ukázaly, že okolo 80 % hvězd, které produkují HH objekty, jsou ve skutečnosti dvojhvězdy anebo vícenásobné hvězdné systémy (dvě anebo více hvězd navzájem se obíhajících), což je mnohem vyšší poměr než se vyskytuje u hvězd hlavní posloupnosti s nižšími hmotnostmi. To může naznačovat, že binární systémy mají větší pravděpodobnost výtrysků tvořících HH objekty, a důkazy nasvědčují, že největší HH objekty se mohou tvořit při dezintegraci několika systémů. +more Předpokládá se, že většina hvězd vzniká formou vícenásobného systému, ale že větší část se rozbije předtím než dosáhnou hlavní posloupnosti gravitačními interakcemi s blízkými hvězdami a hustými oblaky plynu.

Externí odkazy

[url=http://casa. colorado. +moreedu/hhcat/]Comprehensive catalogue of HH objects at the University of Colorado[/url] * [url=http://www. daviddarling. info/encyclopedia/H/Herbig-Haro_object. html]HH objects in the Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight[/url] * [url=http://sparky. rice. edu/~hartigan/movies. html]Animations of HH object jets from HST observations[/url].

Reference

Kategorie:Mlhoviny