Аб’ект Хербіга — Аро

З пляцоўкі Вікіпедыя
Jump to navigation Jump to search
Аб'ект Хербіга — Аро HH 47, здымак тэлескопа Хабл. Адрэзак абазначае адлегласць у 1000 астранамічных адзінак (прыблізна 20 дыяметраў Сонечнай сістэмы).

Аб'екты Хербіга — Аро (англ.: Herbig-Haro object) — гэта невялікія ўчасткі туманнасцей, звязаныя з маладымі зоркамі. Яны ўтвараюцца, калі газ, выкінуты гэтымі зоркамі, уступае ва ўзаемадзеянне з найбліжэйшымі аблокамі газу і пылу на хуткасцях у некалькі соцень кіламетраў у секунду. Аб'екты Хербіга — Аро характэрныя для абласцей зоркаўтварэння; часам яны назіраюцца каля адзіночных зорак — выцягнутымі ўздоўж восі кручэння апошніх.

Аб'екты Хербіга — Аро — часовыя ўтварэнні, максімальны тэрмін іх жыцця — некалькі тысяч гадоў. Яны развіваюцца практычна «на вачах»: на здымках, зробленых нават з адносна невялікімі інтэрваламі, прыкметная іх высокая хуткасць пранікнення ў міжзорнае воблака газу прэч ад бацькоўскай зоркі. Па назіраннях тэлескопа Хабл можна бачыць складаную эвалюцыю гэтых абласцей за перыяд усяго ў некалькі гадоў: у той час як адны часткі іх цямнеюць, іншыя, наадварот, робяцца ярчэйшымі, сутыкаючыся з матэрыяй міжзорнага асяроддзя.

Упершыню гэтыя аб'екты назіраў Шэрберн Уэслі Бернхем ў канцы XIX стагоддзя, але іх не вылучалі як асобны тып эмісійных туманнасцей да 1940-х гадоў. Першымі астраномамі, якія вывучалі іх падрабязна, сталі Джордж Хербіг і Гільерма Аро, у гонар якіх гэтыя ўтварэнні і былі названы. Хербіг і Аро, праводзячы незалежна адзін ад аднаго даследаванні працэсу зоркаўтварэння, упершыню прааналізавалі гэтыя аб'екты і зразумелі, што гэтыя вобласці з'яўляюцца пабочным прадуктам працэсу нараджэння зорак.

Адкрыццё і гісторыя назіранняў[правіць | правіць зыходнік]

Упершыню такі аб'ект назіраў у канцы XIX стагоддзя Ш. Бернхем, калі каля зоркі T Цяльца з дапамогай 36-цалёвага рэфрактара ў Лікскай абсерваторыі ён заўважыў невялікае цьмянае воблачка. У той час гэты аб'ект, пазней названы туманнасцю Бернем, быў каталагізаваны ўсяго толькі як эмісійная туманнасць, і не быў аднесены да асобнага класу астранамічных аб'ектаў. Аднак было ўстаноўлена, што Т Цяльца — вельмі маладая і пераменная зорка, якая не дасягнула стану гідрастатычнай раўнавагі паміж гравітацыйным сціскам і выпрацоўкай энергіі ў яе нетрах. Пазней яна стала прататыпам падобных зорак.

Схема ўтварэння аб'ектаў Хербіга — Аро.

На працягу наступных 50-ці гадоў пасля адкрыцця Бернхема было знойдзена некалькі падобных туманнасцей, настолькі маленькіх, што пры назіранні яны амаль не адрозніваліся ад зорак. Аро і Хербіг незалежна адзін ад аднаго правялі шэраг назіранняў гэтых аб'ектаў на працягу 1940-х гадоў. Хербіг, вывучаючы туманнасць Бернемам, вызначыў, што яна мае незвычайны электрамагнітны спектр, з выразнымі лініямі вадароду, серы і кіслароду; а Аро выявіў, што ўсе гэтыя аб'екты нябачныя ў інфрачырвоным дыяпазоне.

Праз некаторы час Хербіг і Аро сустрэліся на астранамічнай канферэнцыі ў Тусоне, штат Арызона. Першапачаткова Хербіг не вельмі цікавіўся вывучанымі ім аб'ектамі, засяродзіўшы ўвагу на бліжэйшых зорках, але вынікі назіранняў Аро яго зацікавілі, і ён вырашыў правесці больш уважлівае даследаванне гэтых абласцей. Савецкі астраном Віктар Амбарцумян прапанаваў называць іх аб'ектамі Хербіга — Аро. Таксама, грунтуючыся на тым факце, што яны назіраюцца каля маладых зорак, узрост якіх не перавышае некалькі соцень тысяч гадоў, ён прапанаваў гіпотэзу, што яны могуць прадстаўляць сабой раннюю стадыю ўтварэння зорак тыпу T Цяльца.

Даследаванні паказалі, што вобласці Хербіга — Аро высокаіанізаваныя, і першапачаткова узнікла здагадка, што ў іх могуць знаходзіцца гарачыя зоркі з нізкаю свяцільнасцю. Аднак адсутнасць інфрачырвонага выпраменьвання, зыходзячага ад гэтых туманнасцей, азначала, што ўнутры іх не можа быць зорак, бо зоркі выпраменьвалі б інфрачырвонае святло. Пазней было выказана яшчэ адно меркаванне — што ў гэтых абласцях могуць быць протазоркі, але яно таксама не пацвердзілася. Нарэшце, стала ясна, што аб'екты Хербіга — Аро ўтвараюцца з матэрыі, якая выкідваецца найбліжэйшымі зоркамі на ранняй стадыі іх фарміравання і сутыкаецца на звышгукавой хуткасці з матэрыяй міжзорнага асяроддзя, а ўдарныя хвалі робяць гэтыя воблакі бачнымі[1].

У пачатку 1980-х назіранні ўпершыню выявілі, што прырода гэтых аб'ектаў звязана з выкідамі рэчыва. Гэта прывяло да разумення, што матэрыя, якая ўтварае такія туманнасці, у высокай ступені каліміравана (зведзена ў вузкія патокі). У першыя некалькі сотняў тысяч гадоў свайго існавання зоркі часта акружаны акрэцыйнымі дыскамі, утворанымі падаючым на іх (на зоркі) газам, а высокая хуткасць кручэння ўнутраных частак дыска прыводзіць да выкідаў часткова іанізаванай плазмы, накіраванымі перпендыкулярна да плоскасці дыска, — так званым палярным струменевым патокам. Калі такія выкіды сутыкаюцца з рэчывам з міжзорнага асяроддзя, утвараюцца ўчасткі яркага выпраменьвання, характэрныя для аб'ектаў Хербіга — Аро[2].

Фізічныя характарыстыкі[правіць | правіць зыходнік]

Аб'екты Хербіга — Аро HH 1 і HH 2 размешчаныя на адлегласці каля светлавога года адзін ад аднаго сіметрычна адносна маладой зоркі, што выпускае рэчыва ўздоўж сваёй палярнай восі.

Выпраменьванне аб'ектаў Хербіга — Аро выклікана ўзаемадзеяннем ударных хваль з міжзорным асяроддзем, але іх рух даволі мудрагелісты. Па доплераўскаму зрушэнню вызначана хуткасць распаўсюджвання рэчыва туманнасцей — некалькі соцень кіламетраў у секунду, аднак эмісійныя лініі ў іх спектрах вельмі слабыя для таго, каб утварацца ад сутыкненняў на такіх высокіх хуткасцях. Гэта азначае, імаверна, што матэрыя міжзорнага асяроддзя, з якой сутыкаецца рэчыва туманнасцей, таксама рухаецца ў кірунку ад бацькоўскай зоркі, хоць і з меншай хуткасцю[3].

Мяркуецца, што агульная маса рэчыва, з якога складаецца тыповы аб'ект Хербіга — Аро, — прыкладна 1-20 зямных мас, што вельмі мала ў параўнанні з масай зорак[4]. Тэмпература рэчыва ў гэтых аб'ектах — 8000-12 000 К, прыкладна такая ж, як у іншых іанізаваных туманнасцях — абласцях H II і планетарных туманнасцях. Шчыльнасць рэчыва тут вышэйшая — ад некалькіх тысяч да дзясяткаў тысяч часціц на см³, у той час як для абласцей H II і планетарных туманнасцей гэтая лічба, як правіла, меншая за 1000 часціц/см³[5]. Аб'екты Хербіга — Аро складаюцца ў асноўным з вадароду і гелію, з іх суадносінамі па масе прыкладна 3:1. Менш чым 1% масы гэтых туманнасцей складаюць цяжкія элементы, звычайна іх адноснае ўтрыманне прыкладна роўнае таму, што вымерана для бліжэйшых зорак[4].

У бліжэйшых да зоркі абласцях іанізавана прыкладна 20-30 % газу, але гэтая лічба змяншаецца з павелічэннем адлегласці. Гэта азначае, што на ранніх стадыях рэчыва знаходзіцца ў стане іанізацыі, а па меры аддалення ад зоркі працэс рэкамбінацыі пераважае над працэсам іанізацыі (у выніку сутыкненняў). Тым не менш, ударныя хвалі на «перадавых» межах выкіду могуць зноў іанізаваць некаторую колькасць рэчыва, і, як вынік гэтага, мы можам назіраць у гэтых месцах яркія купалападобныя формы.

Колькасць і размеркаванне[правіць | правіць зыходнік]

На сённяшні момант адкрыта больш за 400 аб'ектаў Хербіга — Аро або іх груп. Гэтыя аб'екты характэрныя для абласцей H II, у якіх адбываецца актыўнае зоркаўтварэнне, і нават часта назіраюцца там вялікімі групамі. Звычайна іх можна бачыць каля глобул Бока (цёмных туманнасцей, унутры якіх схаваны вельмі маладыя зоркі), прычым, часта аб'екты Хербіга — Аро зыходзяць менавіта з іх. Нярэдка назіраюцца некалькі аб'ектаў Хербіга — Аро каля адной энергетычнай крыніцы — тады яны выстройваюцца ў ланцужок уздоўж восі кручэння бацькоўскай зоркі.

Колькасць вядомых аб'ектаў Хербіга — Аро рэзка павялічылася за апошнія некалькі гадоў, але мяркуецца, што іх вядома вельмі мала ў параўнанні з іх агульнай колькасцю ў нашай Галактыцы. Па прыблізных ацэнках сцвярджаецца, што іх колькасць можа дасягаць 150000[6], але пераважная большасць з іх вельмі далёка, каб назірацца сучаснымі астранамічнымі сродкамі. Большасць аб'ектаў Хербіга — Аро ляжыць у межах 0,5 парсек ад іх бацькоўскай зоркі, і толькі некалькі размешчаны далей за 1 парсек. У адзінкавых выпадках можна бачыць такую туманнасць, аддаленую на некалькі парсекаў ад зоркі, гэта азначае, магчыма, што міжзорнае асяроддзе у гэтым месцы мае нізкую шчыльнасць, дазваляючы аб'екту Хербига — Аро прасунуцца далей, перад тым як ён рассеецца.

Уласны рух і зменлівасць[правіць | правіць зыходнік]

Дадзеныя спектраскапіі паказваюць на тое, што аб'екты Хербіга — Аро аддаляюцца ад бацькоўскіх зорак з хуткасцямі ад 100 да 1000 км/сек. У апошнія гады па здымках з высокім разрозненнем з тэлескопа «Хабл», зробленых з інтэрваламі у некалькі гадоў, быў вызначаны ўласны рух шматлікіх аб'ектаў Хербіга — Аро. Гэтыя звесткі дазволілі таксама ацаніць памеры некалькіх такіх аб'ектаў метадам паралакса пашырэння.

Аддаляючыся ад зоркі, аб'екты Хербіга — Аро значна змяняюцца, а іх яркасць змяняецца ўсяго за некалькі гадоў. Асобныя «вузельчыкі» туманнасці могуць павялічваць ці памяншаць сваю яркасць, знікаць зусім ці з'яўляцца «на пустым месцы». Гэтыя змяненні абумоўлены ўзаемадзеяннем патокаў рэчыва туманнасці або з касмічным асяроддзем, або аднаго з адным (унутры туманнасці), калі два такія патокі рухаюцца з рознымі хуткасцямі.

Вывяржэнні рэчыва з бацькоўскай зоркі ўяўляюць сабой хутчэй серыю выкідаў, чым сталы паток. Выкіды, будучы сунакіраваныя, могуць мець розную хуткасць, і ўзаемадзеянні паміж рознымі выкідамі ўтвараюць так званыя «рабочыя паверхні», дзе патокі газаў сутыкаюцца і ўтвараюць ударныя хвалі.

Бацькоўскія зоркі[правіць | правіць зыходнік]

HH 32 — адзін з найбольш яркіх аб'ектаў Хербіга — Аро.

Усе зоркі, адказныя за фарміраванне аб'ектаў Хербіга — Аро, маюць вельмі маленькі ўзрост, а самыя маладыя з іх — усё яшчэ протазоркі, якія толькі нараджаюцца з навакольнага газу. Астраномы падзяляюць гэтыя зоркі на 4 класы: 0, I , II , III — у залежнасці ад інтэнсіўнасці іх выпраменьвання ў інфрачырвоным дыяпазоне[7]. Чым мацнейшае інфрачырвонае выпраменьванне, тым больш халоднага рэчыва акружае зорку, а значыць, зорка ўсё яшчэ знаходзіцца на стадыі фарміравання. Такая нумарацыя класаў адбываецца таму, што аб'екты класа 0 (самыя маладыя) яшчэ не адкрыты, у той час як класы I , II і III ўжо вызначаны.

Зоркі класа 0 маюць узрост толькі ў некалькі тысяч гадоў — яны настолькі маладыя, што ў іх нетрах яшчэ не пачаўся ядзерны сінтэз. Замест гэтага яны падсілкоўваюцца вызваленнем гравітацыйнай патэнцыяльнай энергіі пры падзенні на іх рэчыва[8]. Тэрмаядзерныя рэакцыі пачынаюцца ў нетрах зорак класа I, але пры гэтым газ і пыл навакольнай туманнасці ўсё яшчэ працягваюць падаць на паверхню зоркі. На гэтай стадыі яны звычайна схаваны ў шчыльных аблоках туманнасці, якая паглынае ўсё іх бачнае святло, таму такія зоркі бачныя толькі ў інфрачырвоным і радыёдыяпазоне. Асаджэнне газу і пылу амаль цалкам спыняецца ў зорак класа II, але на гэтай стадыі яны ўсё яшчэ акружаны акрэцыйным дыскам. Нарэшце, у зорак класа III дыск знікае, пакідаючы пасля сябе толькі рэшткавы след.

Даследаванні паказваюць, што каля 80% зорак, якія ўтвараюць аб'екты Хербіга — Аро — падвойныя або кратныя зорныя сістэмы. Гэты працэнт значна вышэйшы, чым аналагічны паказчык для зорак з нізкай масай з галоўнай паслядоўнасці. Гэта можа азначаць, што ў падвойных сістэм ёсць большы шанец сфарміраваць аб'ект Хербіга — Аро, і ёсць сведчанні, што самыя вялікія такія аб'екты ўтвараюцца пры распадзе кратных сістэм. Лічыцца, што большасць зорак ўтварае кратныя сістэмы, але значная частка з іх з-за гравітацыйных узаемадзеянняў з блізкімі зоркамі і шчыльнымі аблокамі газу распадаецца перад тым, як яны дасягаюць галоўнай паслядоўнасці[9].

Інфрачырвоныя «двайнікі»[правіць | правіць зыходнік]

Інфрачырвоная выява малекулярных галоўных ударных хваль ад біпалярных патокаў газу ў Арыёне. (Аўтар: UKIRT/Joint Astronomy Centre)

Аб'екты Хербіга — Аро, якія належаць вельмі маладым зоркам, ці вельмі масіўным протазоркам, часта схаваныя ад назірання ў бачным дыяпазоне аблокамі газу і пылу, з якіх гэтыя зоркі ўтвараюцца. Гэта навакольнае цёмнае рэчыва можа аслабляць бачнае святло ў дзясяткі, а то і сотні разоў. Настолькі скрытыя аб'екты можна назіраць толькі ў інфрачырвоным і радыёдыяпазонах[10], даследуючы спектральныя кампаненты, якія адпавядаюць распаленаму малекулярнаму вадароду (H2) або гарачаму монааксіду вугляроду (CO).

У апошнія гады ІЧ-здымкі выявілі дзясяткі прыкладаў «інфрачырвоных аб'ектаў Хербіга — Аро». Большасць з іх маюць форму хваль, што разыходзяцца ад носа (галавы) чоўна, таму такія ўтварэнні звычайна называюцца малекулярнымі галоўнымі ўдарнымі хвалямі (англ.: bow shocks). Як і аб'екты Хербіга — Аро, гэтыя звышгукавыя ўдарныя хвалі бяруць пачатак ад каліміраваных патокаў рэчыва з абодвух полюсаў протазоркі. Яны літаральна змятаюць, або «захопліваюць» шчыльны навакольны малекулярны газ за сабой, утвараючы пастаянны паток рэчыва, які называецца біпалярным патокам газу. Інфрачырвоныя ўдарныя хвалі маюць хуткасць у некалькі соцень кіламетраў у секунду і награваюць газ да соцень ці нават тысяч Кельвінаў. З прычыны таго, што гэтыя аб'екты звязаныя з самымі маладымі зоркамі, у якіх акрэцыя асабліва моцная, інфрачырвоныя ўдарныя хвалі спараджаюцца больш магутнымі палярнымі патокамі, чым іх бачныя «калегі».

Фізіка інфрачырвоных ударных хваль у асноўным аналагічная той, што назіраецца ў аб'ектах Хербіга — Аро ; гэта і зразумела, бо гэтыя аб'екты ў большасці аднолькавыя. Розніца тут толькі ў параметрах, уласцівых палярным патокам і навакольнаму рэчыву: ударныя хвалі прымушаюць у адным выпадку атамы і іоны выпраменьваць бачнае святло, а ў іншым — ужо малекулы — у інфрачырвоным дыяпазоне[11].

Зноскі

  1. Reipurth B.; Heathcote S. 50 лет вывучэння аб'ектаў Хербига — Аро. Ад адкрыцця да тэлескопа «Хабл», цячэнні Хербіга — Аро і нараджэнне зорак = 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.
  2. Bally J.; Morse J.; Reipurth B. Нараджэнне зорак, джэты Хербіга — Аро, акрэцыя і протапланетарныя дыскі. Навука і тэлескоп «Хабл» — II = The Birth of Stars: Herbig-Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks, Science with the Hubble Space Telescope — II. — 1995.
  3. Dopita M. Аб'екты Хербіга — Аро ў туманнасці Гама = The Herbig-Haro objects in the GUM Nebula // Astronomy and Astrophysics. — 1978. — Т. 63. — № 1—2. — С. 237—241.
  4. 4,0 4,1 Brugel E. W.; Boehm K. H.; Mannery E. Эмісійныя спектры аб'ектаў Хербіга — Аро = Emission line spectra of Herbig-Haro objects // Astrophysical Journal Supplement Series. — 1981. — Т. 47. — С. 117—138.
  5. Bacciotti F., Eislöffel J. Іанізацыя і шчыльнасць уздоўж патокаў у аб'ектах Хербіга — Аро = Ionization and density along the beams of Herbig-Haro jets // Astronomy and Astrophysics. — 1999. — Т. 342. — С. 717—735.
  6. Giulbudagian A. L. Пра ўзаемасувязь паміж аб'ектамі Хербіга — Аро і яркімі зоркамі ў ваколіцах Сонца = On a connection between Herbig-Haro objects and flare stars in the neighborhood of the sun. — 1984. — Т. 20. — С. 277—281.
  7. Lada C. J. Фарміраванее зорак — ад OB-асацыяцый да протазорак, у абласцях зоркаўтварэння = 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.
  8. Andre P.; Ward-Thompson D.; Barsony M. Субміліметровыя спектральныя назіранні зоркі ρ Змеяносца A — Кандыдат у протазоркі VLA 1623 і дазоркавыя скопішчы = Submillimeter continuum observations of Rho Ophiuchi A - The candidate protostar VLA 1623 and prestellar clumps // Astrophysical Journal. — 1993. — Т. 406. — С. 122—141.
  9. Reipurth B.; Rodríguez L. F.; Anglada G.; Bally J. Выкіды з протазорных аб'ектаў, што радыёвыпраменьваюць = Radio Continuum Jets from Protostellar Objects // Astronomical Journal. — 2004. — Т. 127. — С. 1736—1746.
  10. Davis C. J.; Eisloeffel J. Візуалізацыя ў бліжняй інфрачырвонай вобласці малекул H2 па патокам молекул (CO), якія выходзяць ад маладых зорак = Near-infrared imaging in H2 of molecular (CO) outflows from young stars // Astronomy and Astrophysics. — 1995. — Т. 300. — С. 851—869.
  11. Smith M. D., Khanzadyan T., Davis C. J. Анатомія галоўнай ударнай хвалі ў аб'екце Хербіга — 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.