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Objeto Herbig-Haro

Imágenes del Telescopio Espacial Hubble de HH 24 (izquierda) y HH 32 (derecha; arriba): las nebulosas coloridas son típicas de los objetos Herbig-Haro. Los objetos Herbig-Haro (...

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HH 24 se encuentra en la nube molecular de Orión B.
HH 32 parece una estrella debido a su intenso brillo. El gas que lo rodea se asemeja a las nubes que rodean la luna llena.
Imágenes del Telescopio Espacial Hubble de HH 24 (izquierda) y HH 32 (derecha; arriba): las nebulosas coloridas son típicas de los objetos Herbig-Haro.

Los objetos Herbig-Haro ( HH ) son brillantes manchas de nebulosidad asociadas a estrellas recién nacidas . Se forman cuando estrechos chorros de gas parcialmente ionizado , expulsados ​​por las estrellas, colisionan con nubes cercanas de gas y polvo a varios cientos de kilómetros por segundo. Los objetos Herbig-Haro se encuentran comúnmente en regiones de formación estelar , y a menudo se observan varios alrededor de una sola estrella, alineados con su eje de rotación . La mayoría se sitúan a aproximadamente un pársec (3,26 años luz ) de la fuente, aunque algunos se han observado a varios pársecs de distancia. Los objetos HH son fenómenos transitorios que duran unas pocas decenas de miles de años. Pueden cambiar visiblemente en escalas de tiempo de unos pocos años a medida que se alejan rápidamente de su estrella madre hacia las nubes de gas del espacio interestelar (el medio interestelar o ISM). Las observaciones del Telescopio Espacial Hubble han revelado la compleja evolución de los objetos HH durante el período de unos pocos años, a medida que partes de la nebulosa se atenúan mientras que otras brillan al colisionar con el material grumoso del medio interestelar.

Observados por primera vez a finales del siglo XIX por Sherburne Wesley Burnham , los objetos Herbig-Haro fueron reconocidos como un tipo distinto de nebulosa de emisión en la década de 1940. Los primeros astrónomos en estudiarlos en detalle fueron George Herbig y Guillermo Haro , de quienes reciben su nombre. Herbig y Haro trabajaban de forma independiente en estudios de formación estelar cuando analizaron por primera vez estos objetos y reconocieron que eran un subproducto de dicho proceso. Si bien los objetos HH son fenómenos de longitud de onda visible , muchos permanecen invisibles en estas longitudes de onda debido al polvo y al gas, y solo pueden detectarse en longitudes de onda infrarrojas . Dichos objetos, cuando se observan en el infrarrojo cercano, se denominan objetos de línea de emisión de hidrógeno molecular (MHO).

Descubrimiento e historia de las observaciones

El primer objeto HH fue observado a finales del siglo XIX por Sherburne Wesley Burnham, cuando observó la estrella T Tauri con el telescopio refractor de 36 pulgadas (910 mm) en el Observatorio Lick y notó una pequeña mancha de nebulosidad cercana. [ 1 ] Se pensó que era una nebulosa de emisión , que más tarde se conocería como la Nebulosa de Burnham , y no se reconoció como una clase de objeto distinta. [ 2 ] Se descubrió que T Tauri era una estrella muy joven y variable, y es el prototipo de la clase de objetos similares conocidos como estrellas T Tauri que aún no han alcanzado un estado de equilibrio hidrostático entre el colapso gravitacional y la generación de energía a través de la fusión nuclear en sus centros. [ 3 ] Cincuenta años después del descubrimiento de Burnham, se descubrieron varias nebulosas similares con una apariencia casi estelar. Tanto George Herbig como Guillermo Haro realizaron observaciones independientes de varios de estos objetos en la Nebulosa de Orión durante la década de 1940. Herbig también examinó la Nebulosa de Burnham y descubrió que presentaba un espectro electromagnético inusual , con líneas de emisión prominentes de hidrógeno , azufre y oxígeno . Haro descubrió que todos los objetos de este tipo eran invisibles en luz infrarroja. [ 2 ] 

Tras sus descubrimientos independientes, Herbig y Haro se conocieron en una conferencia de astronomía en Tucson, Arizona, en diciembre de 1949. Inicialmente, Herbig había prestado poca atención a los objetos que había descubierto, ya que se preocupaba principalmente por las estrellas cercanas, pero al escuchar los hallazgos de Haro, realizó estudios más detallados de ellos. El astrónomo soviético Viktor Ambartsumian les dio su nombre (objetos Herbig-Haro, normalmente abreviados como objetos HH) y, basándose en su proximidad a estrellas jóvenes (de unos cientos de miles de años), sugirió que podrían representar una etapa temprana en la formación de estrellas T Tauri. [ 2 ] Los estudios de los objetos HH mostraron que estaban altamente ionizados , y los primeros teóricos especularon que eran nebulosas de reflexión que contenían estrellas calientes de baja luminosidad en su interior. Pero la ausencia de radiación infrarroja de las nebulosas significaba que no podía haber estrellas en su interior, ya que estas habrían emitido abundante luz infrarroja. En 1975, el astrónomo estadounidense R. D. Schwartz teorizó que los vientos de las estrellas T Tauri producen ondas de choque en el medio ambiente al encontrarse con ellas, lo que genera luz visible. [ 2 ] Con el descubrimiento del primer chorro protoestelar en HH 46/47, quedó claro que los objetos HH son, en efecto, fenómenos inducidos por ondas de choque, impulsadas por un chorro colimado de protoestrellas. [ 2 ] [ 4 ]

Formación

Ilustración que representa dos flechas de materia moviéndose hacia afuera en direcciones opuestas desde un sistema de disco estelar, y creando brillantes casquetes de emisión en los extremos, donde colisionan con el medio circundante.
Casquillo de emisión amarillo-verdoso producido por un chorro rojo de una estrella en una nebulosa verde profunda.
Los objetos HH se forman cuando una protoestrella expulsa material acumulado como gas ionizado a lo largo del eje de rotación de la estrella, como se ejemplifica en HH 34 (derecha).

Las estrellas se forman por el colapso gravitacional de nubes de gas interestelar . A medida que el colapso aumenta la densidad, la pérdida de energía radiativa disminuye debido al aumento de la opacidad . Esto eleva la temperatura de la nube, lo que impide un mayor colapso, y se establece un equilibrio hidrostático. El gas continúa cayendo hacia el núcleo en un disco giratorio . El núcleo de este sistema se llama protoestrella . [ 5 ] Parte del material en acreción es eyectado a lo largo del eje de rotación de la estrella en dos chorros de gas parcialmente ionizado ( plasma ). [ 6 ] El mecanismo para producir estos chorros bipolares colimados no se comprende completamente, pero se cree que la interacción entre el disco de acreción y el campo magnético estelar acelera parte del material en acreción desde dentro de unas pocas unidades astronómicas de la estrella lejos del plano del disco. A estas distancias, el flujo de salida es divergente, extendiéndose en un ángulo de entre 10 y 30°, pero se vuelve cada vez más colimado a distancias de decenas a cientos de unidades astronómicas de la fuente, a medida que su expansión se ve restringida. [ 7 ] [ 8 ] Los chorros también transportan el exceso de momento angular resultante de la acreción de material sobre la estrella, que de otro modo causaría que la estrella rotara demasiado rápido y se desintegrara. [ 8 ] Cuando estos chorros colisionan con el medio interestelar, dan lugar a las pequeñas manchas de emisión brillante que componen los objetos HH. [ 9 ]

Propiedades

Gráfico de intensidad de luz frente a longitud de onda que muestra varias caídas, causadas por la absorción de la luz emitida por la estrella por las moléculas del medio circundante.
Espectro infrarrojo de HH 46/47 obtenido por el Telescopio Espacial Spitzer , que muestra que el medio en las inmediaciones de la estrella es rico en silicatos.

La emisión electromagnética de los objetos HH se produce cuando sus ondas de choque asociadas chocan con el medio interestelar , creando lo que se denomina "superficies de trabajo terminales". [ 10 ] El espectro es continuo , pero también tiene intensas líneas de emisión de especies neutras e ionizadas. [ 6 ] Las observaciones espectroscópicas de los desplazamientos Doppler de los objetos HH indican velocidades de varios cientos de kilómetros por segundo, pero las líneas de emisión en esos espectros son más débiles de lo que se esperaría de tales colisiones de alta velocidad. Esto sugiere que parte del material con el que están colisionando también se mueve a lo largo del haz, aunque a una velocidad menor. [ 11 ] [ 12 ] Las observaciones espectroscópicas de los objetos HH muestran que se están alejando de las estrellas fuente a velocidades de varios cientos de kilómetros por segundo. [ 2 ] [ 13 ] En los últimos años, la alta resolución óptica del Telescopio Espacial Hubble ha revelado el movimiento propio (movimiento a lo largo del plano del cielo) de muchos objetos HH en observaciones espaciadas con varios años de diferencia. [ 14 ] [ 15 ] A medida que se alejan de la estrella madre, los objetos HH evolucionan significativamente, variando en brillo en escalas de tiempo de unos pocos años. Nudos o cúmulos compactos individuales dentro de un objeto pueden brillar y desvanecerse o desaparecer por completo, mientras que se ha visto aparecer nuevos nudos. [ 8 ] [ 10 ] Estos surgen probablemente debido a la precesión de sus chorros, [ 16 ] [ 17 ] junto con las erupciones pulsantes e intermitentes de sus estrellas madre. [ 9 ] Los chorros más rápidos alcanzan a los chorros más lentos anteriores, creando las llamadas "superficies de trabajo internas", donde las corrientes de gas chocan y generan ondas de choque y emisiones consecuentes. [ 18 ]

Se estima que la masa total expulsada por las estrellas para formar objetos HH típicos es del orden de 10 −8 a 10 −6 M ☉ por año, [ 16 ] una cantidad muy pequeña de material en comparación con la masa de las estrellas mismas [ 19 ] pero que asciende a aproximadamente 1–10% de la masa total acrecentada por las estrellas fuente en un año. [ 20 ] La pérdida de masa tiende a disminuir con el aumento de la edad de la fuente. [ 21 ] Las temperaturas observadas en los objetos HH son típicamente de alrededor de 9,000–12,000 K , [ 22 ] similares a las que se encuentran en otras nebulosas ionizadas como las regiones H II y las nebulosas planetarias . [ 23 ] Por otro lado, las densidades son más altas que en otras nebulosas, oscilando entre unos pocos miles y unas pocas decenas de miles de partículas por cm 3 , [ 22 ] en comparación con unos pocos miles de partículas por cm 3 en la mayoría de las regiones H II y nebulosas planetarias. [ 23 ] 

Las densidades también disminuyen a medida que la fuente evoluciona con el tiempo. [ 21 ] Los objetos HH consisten principalmente en hidrógeno y helio , que representan aproximadamente el 75% y el 24% de su masa respectivamente. Alrededor del 1% de la masa de los objetos HH está compuesta por elementos químicos más pesados , incluidos oxígeno, azufre, nitrógeno , hierro , calcio y magnesio . Las abundancias de estos elementos, determinadas a partir de las líneas de emisión de los iones respectivos, son generalmente similares a sus abundancias cósmicas . [ 19 ] Se cree que muchos compuestos químicos encontrados en el medio interestelar circundante, pero no presentes en el material fuente, como los hidruros metálicos , se han producido por reacciones químicas inducidas por choque. [ 7 ] Alrededor del 20-30% del gas en los objetos HH está ionizado cerca de la estrella fuente, pero esta proporción disminuye a medida que aumenta la distancia. Esto implica que el material se ioniza en el chorro polar y se recombina a medida que se aleja de la estrella, en lugar de ionizarse por colisiones posteriores. [ 22 ] El choque al final del chorro puede reionizar parte del material, dando lugar a "casquillos" brillantes. [ 6 ]

Números y distribución

casquetes turbulentos de emisión de apariencia azul y naranja
HH 2 (abajo a la derecha), HH 34 (abajo a la izquierda) y HH 47 (arriba) fueron numerados en orden de su descubrimiento; se estima que existen hasta 150.000 objetos de este tipo en la Vía Láctea.

Los objetos HH se nombran aproximadamente en orden de su identificación; HH 1/2 es el primero de estos objetos en ser identificado. [ 24 ] Ahora se conocen más de mil objetos individuales. [ 7 ] Siempre están presentes en regiones H II de formación estelar y a menudo se encuentran en grandes grupos. [ 9 ] Típicamente se observan cerca de glóbulos de Bok ( nebulosas oscuras que contienen estrellas muy jóvenes) y a menudo emanan de ellos. Se han visto varios objetos HH cerca de una única fuente de energía, formando una cadena de objetos a lo largo de la línea del eje polar de la estrella madre. [ 7 ] El número de objetos HH conocidos ha aumentado rápidamente en los últimos años, pero eso es una proporción muy pequeña de los estimados hasta 150 000 en la Vía Láctea , [ 25 ] la gran mayoría de los cuales están demasiado lejos para ser resueltos. La mayoría de los objetos HH se encuentran a aproximadamente un pársec de su estrella madre. Sin embargo, muchos se ven a varios pársecs de distancia. [ 21 ] [ 22 ]

HH 46/47 se encuentra a unos 450 pársecs (1500 años luz) del Sol y está alimentado por un sistema binario de protoestrellas de clase I. El chorro bipolar choca contra el medio circundante a una velocidad de 300 kilómetros por segundo, produciendo dos casquetes de emisión separados por unos 2,6 pársecs (8,5 años luz) . El flujo de salida del chorro está acompañado por un flujo de salida de gas molecular de 0,3 pársecs (0,98 años luz) de longitud que es arrastrado por el propio chorro. [ 7 ] Estudios infrarrojos realizados por el Telescopio Espacial Spitzer han revelado una variedad de compuestos químicos en el flujo de salida molecular, incluyendo agua (hielo), metanol , metano , dióxido de carbono ( hielo seco ) y varios silicatos . [ 7 ] [ 26 ] Ubicado a unos 460 pársecs (1500 años luz) de distancia en la nube molecular Orión A , HH 34 es producido por un chorro bipolar altamente colimado impulsado por una protoestrella de clase I. La materia en el chorro se mueve a unos 220 kilómetros por segundo. Dos brillantes ondas de choque frontales , separadas por unos 0,44 pársecs (1,4 años luz) , están presentes en los lados opuestos de la fuente, seguidas de una serie de ondas más débiles a mayores distancias, haciendo que todo el complejo tenga unos 3 pársecs (9,8 años luz) de longitud. El chorro está rodeado por un flujo molecular débil de 0,3 pársecs (0,98 años luz) de longitud cerca de la fuente. [ 7 ] [ 27 ]  

Fuente estrellas

Secuencia temporal de trece años de material expulsado de una protoestrella de clase I, formando el objeto Herbig-Haro HH 34.

Las estrellas de las que se emiten los chorros HH son todas muy jóvenes, con edades comprendidas entre unas pocas decenas de miles y aproximadamente un millón de años. Las más jóvenes de estas son todavía protoestrellas en proceso de acumulación de sus gases circundantes. Los astrónomos dividen estas estrellas en clases 0, I, II y III, según la cantidad de radiación infrarroja que emiten. [ 28 ] Una mayor cantidad de radiación infrarroja implica una mayor cantidad de material más frío que rodea a la estrella, lo que indica que aún se está coalesciendo. La numeración de las clases surge porque los objetos de clase 0 (los más jóvenes) no se descubrieron hasta que ya se habían definido las clases I, II y III. [ 29 ] [ 28 ]

Los objetos de Clase 0 tienen solo unos pocos miles de años; tan jóvenes que aún no experimentan reacciones de fusión nuclear en sus centros. En cambio, se alimentan únicamente de la energía potencial gravitatoria liberada cuando el material cae sobre ellos. [ 30 ] Contienen principalmente flujos moleculares con bajas velocidades (menos de cien kilómetros por segundo) y débiles emisiones en los flujos. [ 17 ] La fusión nuclear ha comenzado en los núcleos de los objetos de Clase I, pero el gas y el polvo siguen cayendo sobre sus superficies desde la nebulosa circundante, y la mayor parte de su luminosidad se debe a la energía gravitatoria. Generalmente todavía están envueltos en densas nubes de polvo y gas, que oscurecen toda su luz visible y, como resultado, solo se pueden observar en longitudes de onda infrarrojas y de radio . [ 31 ] Los flujos de esta clase están dominados por especies ionizadas y las velocidades pueden alcanzar hasta 400 kilómetros por segundo. [ 17 ] La caída de gas y polvo ha terminado en gran medida en los objetos de Clase II (estrellas T Tauri clásicas), pero aún están rodeados por discos de polvo y gas, y producen débiles flujos de salida de baja luminosidad. [ 17 ] Los objetos de Clase III (estrellas T Tauri de líneas débiles) solo tienen restos traza de su disco de acreción original. [ 28 ]

Aproximadamente el 80% de las estrellas que dan origen a los objetos HH son sistemas binarios o múltiples (dos o más estrellas orbitando entre sí), una proporción mucho mayor que la encontrada para las estrellas de baja masa en la secuencia principal . Esto puede indicar que los sistemas binarios tienen más probabilidades de generar los chorros que dan origen a los objetos HH, y la evidencia sugiere que los mayores flujos de salida de HH podrían formarse cuando los sistemas de estrellas múltiples se desintegran. [ 32 ] Se cree que la mayoría de las estrellas se originan a partir de sistemas de estrellas múltiples, pero que una fracción considerable de estos sistemas se desintegran antes de que sus estrellas alcancen la secuencia principal debido a interacciones gravitacionales con estrellas cercanas y densas nubes de gas. [ 32 ] [ 33 ]

El primer y actualmente único (a mayo de 2017) objeto Herbig-Haro a gran escala alrededor de una protoenana marrón es HH 1165 , que está conectado a la protoenana marrón Mayrit 1701117. HH 1165 tiene una longitud de 0,8 años luz (0,26 pársec ) y se encuentra en las proximidades del cúmulo sigma Orionis . Anteriormente, solo se habían encontrado pequeños minichorros (≤0,03 pársec) alrededor de protoenanas marrones. [ 34 ] [ 35 ]

Contrapartes infrarrojas

HH 49/50 visto en infrarrojo por el telescopio espacial Spitzer.

Los objetos HH asociados con estrellas muy jóvenes o protoestrellas muy masivas a menudo quedan ocultos a la vista en longitudes de onda ópticas por la nube de gas y polvo de la que se forman. El material intermedio puede disminuir la magnitud visual en factores de decenas o incluso cientos en longitudes de onda ópticas. Estos objetos profundamente incrustados solo pueden observarse en longitudes de onda infrarrojas o de radio, [ 36 ] generalmente en las frecuencias de la emisión de hidrógeno molecular caliente o monóxido de carbono caliente . [ 37 ] En los últimos años, las imágenes infrarrojas han revelado docenas de ejemplos de "objetos HH infrarrojos". La mayoría se parecen a ondas de proa (similares a las olas en la proa de un barco), por lo que generalmente se les denomina "choques de proa" moleculares. La física de los choques de proa infrarrojos puede entenderse de manera muy similar a la de los objetos HH, ya que estos objetos son esencialmente los mismos  : choques supersónicos impulsados ​​por chorros colimados desde los polos opuestos de una protoestrella. [ 38 ] Solo las condiciones en el chorro y la nube circundante son diferentes, lo que provoca la emisión infrarroja de moléculas en lugar de la emisión óptica de átomos e iones. [ 39 ]

En 2009, el acrónimo "MHO", que significa Objeto de emisión de líneas de hidrógeno molecular, fue aprobado para este tipo de objetos, detectados en el infrarrojo cercano, por el Grupo de Trabajo sobre Designaciones de la Unión Astronómica Internacional , y se ha incorporado a su Diccionario de Referencia en línea de Nomenclatura de Objetos Celestes. A fecha de 2010, el catálogo MHO contiene casi 1000 objetos. [ 38 ]

Objetos ultravioleta Herbig-Haro

Se han observado objetos HH en el espectro ultravioleta. [ 40 ]

Véase también

Referencias

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  • Catálogo de objetos HH en VizieR
  • Animaciones de chorros de objetos HH a partir de observaciones del HST.
  • Catálogo de objetos con líneas de emisión de hidrógeno molecular en flujos de salida de estrellas jóvenes: Catálogo MHO

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