Los objetos Herbig-Haro ( HH ) son manchas brillantes de nebulosidad asociadas con estrellas recién nacidas . Se forman cuando estrechos chorros de gas parcialmente ionizado expulsados por estrellas chocan 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 ven varios alrededor de una sola estrella, alineados con su eje de rotación . La mayoría de ellos se encuentran a aproximadamente un parsec (3,26 años luz ) de la fuente, aunque algunos han sido observados a varios parsecs 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 a lo largo de unos pocos años, a medida que partes de la nebulosa se desvanecen mientras que otras se iluminan al chocar 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 que los estudiaron en detalle fueron George Herbig y Guillermo Haro , de quienes recibieron su nombre. Herbig y Haro estaban trabajando de forma independiente en estudios de formación estelar cuando analizaron los objetos por primera vez y reconocieron que eran un subproducto del proceso de formación estelar. Aunque 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 sólo pueden detectarse en longitudes de onda infrarrojas . Estos objetos, cuando se observan en el infrarrojo cercano, se denominan objetos de líneas de emisión de hidrógeno molecular (MHO).
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 pensaba que era una nebulosa de emisión , que más tarde se conoció como Nebulosa de Burnham , y no fue reconocida como una clase distinta de objeto. [2] Se descubrió que T Tauri es una estrella muy joven y variable, y es el prototipo de la clase de objetos similares conocidos como estrellas T Tauri que aún tienen que alcanzar 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 apariencia casi de estrella. Tanto George Herbig como Guillermo Haro hicieron observaciones independientes de varios de estos objetos en la Nebulosa de Orión durante la década de 1940. Herbig también observó la Nebulosa de Burnham y descubrió que mostraba 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 a la luz infrarroja. [2]
Después de sus descubrimientos independientes, Herbig y Haro se reunieron en una conferencia de astronomía en Tucson, Arizona, en diciembre de 1949. Herbig inicialmente había prestado poca atención a los objetos que había descubierto, preocupándose principalmente por las estrellas cercanas, pero al escuchar los hallazgos de Haro llevó a cabo estudios más detallados de los mismos. El astrónomo soviético Viktor Ambartsumian dio su nombre a los objetos (objetos Herbig-Haro, normalmente abreviados como objetos HH) y, basándose en su aparición cerca de estrellas jóvenes (de unos pocos 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 éstas habrían emitido abundante luz infrarroja. En 1975, el astrónomo estadounidense RD Schwartz teorizó que los vientos de las estrellas T Tauri producen sacudidas en el medio ambiente al encontrarse, lo que da como resultado la generación de luz visible. [2] Con el descubrimiento del primer chorro protoestelar en HH 46/47, quedó claro que los objetos HH son en realidad fenómenos inducidos por choques impulsados por un chorro colimado de protoestrellas. [2] [4]
El 18 de agosto de 2023 se publicó en The New York Times una imagen de un signo de interrogación asociado con el objeto . [5]
Las estrellas se forman por colapso gravitacional de nubes de gas interestelares . 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 evita 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 . [6] Parte del material acretado es expulsado a lo largo del eje de rotación de la estrella en dos chorros de gas parcialmente ionizado ( plasma ). [7] El mecanismo para producir estos chorros bipolares colimados no se comprende del todo, pero se cree que la interacción entre el disco de acreción y el campo magnético estelar acelera parte del material acretado desde dentro de unas pocas unidades astronómicas de la estrella, lejos del disco. avión. A estas distancias, el flujo de salida es divergente, desplegándose en un ángulo del orden de 10-30°, pero se vuelve cada vez más colimado a distancias de decenas a cientos de unidades astronómicas de la fuente, ya que su expansión es limitada. [8] [9] Los chorros también se llevan el exceso de momento angular resultante de la acumulación de material en la estrella, lo que de otro modo haría que la estrella girara demasiado rápido y se desintegrara. [9] Cuando estos chorros chocan con el medio interestelar, dan lugar a pequeñas manchas de emisión brillante que componen los objetos HH. [10]
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". [11] El espectro es continuo , pero también tiene intensas líneas de emisión de especies neutras e ionizadas. [7] Las observaciones espectroscópicas de los cambios 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 colisiones de alta velocidad. Esto sugiere que parte del material con el que chocan también se mueve a lo largo del haz, aunque a menor velocidad. [12] [13] 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] [14] En los últimos años, la alta resolución óptica del Telescopio Espacial Hubble ha revelado el movimiento adecuado (movimiento a lo largo del plano del cielo) de muchos objetos HH en observaciones espaciadas con varios años de diferencia. [15] [16] A medida que se alejan de la estrella madre, los objetos HH evolucionan significativamente, variando su brillo en escalas de tiempo de unos pocos años. Los nudos o grupos compactos individuales dentro de un objeto pueden aclararse y desvanecerse o desaparecer por completo, mientras que se ha observado la aparición de nuevos nudos. [9] [11] Estos surgen probablemente debido a la precesión de sus chorros, [17] [18] junto con las erupciones pulsantes e intermitentes de sus estrellas madre. [10] Los chorros más rápidos alcanzan a los anteriores, más lentos, creando las llamadas "superficies de trabajo internas", donde las corrientes de gas chocan y generan ondas de choque y las consiguientes emisiones. [19]
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, [17] una cantidad muy pequeña de material en comparación con la masa de las propias estrellas [ 20] pero representa aproximadamente entre el 1% y el 10% de la masa total acretada por las estrellas fuente en un año. [21] La pérdida de masa tiende a disminuir a medida que aumenta la edad de la fuente. [22] Las temperaturas observadas en los objetos HH suelen ser de entre 9.000 y 12.000 K , [23] similares a las encontradas en otras nebulosas ionizadas, como las regiones H II y las nebulosas planetarias . [24] Las densidades, por otro lado, son más altas que en otras nebulosas, oscilando entre unos pocos miles y unas pocas decenas de miles de partículas por cm 3 , [23] en comparación con unos pocos miles de partículas por cm 3 en la mayoría de las H II. Regiones y nebulosas planetarias. [24]
Las densidades también disminuyen a medida que la fuente evoluciona con el tiempo. [22] Los objetos HH se componen principalmente de 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 formada 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 respectivos iones, son generalmente similares a sus abundancias cósmicas . [20] Se cree que muchos compuestos químicos que se encuentran en el medio interestelar circundante, pero que no están presentes en el material de origen, como los hidruros metálicos , fueron producidos por reacciones químicas inducidas por choques. [8] Alrededor del 20 al 30% del gas en los objetos HH se ioniza cerca de la estrella fuente, pero esta proporción disminuye a medida que aumentan las distancias. 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 ser ionizado por colisiones posteriores. [23] Una descarga eléctrica al final del chorro puede reionizar parte del material, dando lugar a "casquetes" brillantes. [7]
Los objetos HH se nombran aproximadamente según el orden de su identificación; HH 1/2 es el primer objeto de este tipo identificado. [25] Actualmente se conocen más de mil objetos individuales. [8] Siempre están presentes en las regiones H II de formación de estrellas y, a menudo, se encuentran en grandes grupos. [10] Por lo general, se observan cerca de los 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. [8] El número de objetos HH conocidos ha aumentado rápidamente en los últimos años, pero esa es una proporción muy pequeña de los 150.000 estimados en la Vía Láctea , [26] la gran mayoría de los cuales están demasiado lejos para ser identificados. resuelto. La mayoría de los objetos HH se encuentran aproximadamente a un parsec de su estrella madre. Muchos, sin embargo, se ven a varios parsecs de distancia. [22] [23]
HH 46/47 se encuentra a unos 450 pársecs (1.500 años luz) de distancia del Sol y está impulsado por una protoestrella binaria 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 aproximadamente 2,6 pársecs (8,5 años luz). La salida del chorro va acompañada de una salida de gas molecular de 0,3 pársecs (0,98 años luz) de longitud que es arrastrada por el propio chorro. [8] Los estudios infrarrojos realizados por el telescopio espacial Spitzer han revelado una variedad de compuestos químicos en el flujo molecular, incluyendo agua (hielo), metanol , metano , dióxido de carbono ( hielo seco ) y varios silicatos . [8] [27] Ubicado a unos 460 pársecs (1500 años luz) de distancia en la nube molecular de Orión A , HH 34 es producido por un chorro bipolar altamente colimado impulsado por una protoestrella de clase I. La materia en el avión se mueve a unos 220 kilómetros por segundo. Dos arcos de choque brillantes, separados por aproximadamente 0,44 pársecs (1,4 años luz), están presentes en los lados opuestos de la fuente, seguidos por series de otros más débiles a distancias mayores, haciendo que todo el complejo esté a unos 3 pársecs (9,8 años luz). largo. El chorro está rodeado por un débil flujo molecular de 0,3 pársecs (0,98 años luz) de largo cerca de la fuente. [8] [28]
Las estrellas desde las que se emiten chorros de HH son todas estrellas muy jóvenes, de unas pocas decenas de miles a aproximadamente un millón de años. Las más jóvenes de ellas todavía son protoestrellas en proceso de recolección de los gases circundantes. Los astrónomos dividen estas estrellas en clases 0, I, II y III, según la cantidad de radiación infrarroja que emiten. [29] Una mayor cantidad de radiación infrarroja implica una mayor cantidad de material más frío que rodea la estrella, lo que indica que todavía se está fusionando. La numeración de las clases surge porque los objetos de clase 0 (los más jóvenes) no fueron descubiertos hasta que ya se habían definido las clases I, II y III. [30] [29]
Los objetos de clase 0 tienen sólo unos pocos miles de años; tan jóvenes que todavía no están experimentando reacciones de fusión nuclear en sus centros. En cambio, funcionan únicamente con la energía potencial gravitacional liberada cuando el material cae sobre ellos. [31] En su mayoría contienen flujos de salida moleculares con velocidades bajas (menos de cien kilómetros por segundo) y emisiones débiles en los flujos de salida. [18] La fusión nuclear ha comenzado en los núcleos de los objetos de Clase I, pero el gas y el polvo todavía caen sobre sus superficies desde la nebulosa circundante, y la mayor parte de su luminosidad se debe a la energía gravitacional. Por lo general, todavía están envueltos en densas nubes de polvo y gas, que oscurecen toda su luz visible y, por lo tanto, sólo pueden observarse en longitudes de onda infrarrojas y de radio . [32] Los flujos de salida de esta clase están dominados por especies ionizadas y las velocidades pueden alcanzar hasta 400 kilómetros por segundo. [18] La caída de gas y polvo ha terminado en gran medida en los objetos de Clase II (estrellas T Tauri clásicas), pero todavía están rodeados por discos de polvo y gas y producen débiles salidas de baja luminosidad. [18] Los objetos de clase III (estrellas T Tauri de línea débil) solo tienen rastros de restos de su disco de acreción original. [29]
Alrededor del 80% de las estrellas que dan origen a los objetos HH son sistemas binarios o múltiples (dos o más estrellas orbitando entre sí), lo cual es una proporción mucho mayor que la encontrada para las estrellas de baja masa en la secuencia principal . Esto puede indicar que es más probable que los sistemas binarios generen los chorros que dan origen a los objetos HH, y la evidencia sugiere que los mayores flujos de HH podrían formarse cuando los sistemas de estrellas múltiples se desintegran. [33] Se cree que la mayoría de las estrellas se originan a partir de sistemas estelares múltiples, pero que una fracción considerable de estos sistemas se interrumpe antes de que sus estrellas alcancen la secuencia principal debido a interacciones gravitacionales con estrellas cercanas y densas nubes de gas. [33] [34]
El primer y único objeto Herbig-Haro de gran escala actualmente (hasta mayo de 2017) 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 . Hasta ahora sólo se habían encontrado pequeños minichorros (≤0,03 pársec) alrededor de protoenanas marrones. [35] [36]
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 a partir de la cual se forman. El material interpuesto puede disminuir la magnitud visual en factores de decenas o incluso cientos en longitudes de onda ópticas. Estos objetos tan profundamente incrustados sólo pueden observarse en longitudes de onda infrarrojas o de radio, [37] generalmente en las frecuencias del hidrógeno molecular caliente o de la emisión cálida de monóxido de carbono . [38] En los últimos años, las imágenes infrarrojas han revelado docenas de ejemplos de "objetos HH infrarrojos". La mayoría parecen ondas de proa (similares a las olas en la proa de un barco), por lo que generalmente se las denomina "choques de proa" moleculares. La física de los arcos de choque infrarrojos puede entenderse de manera muy similar a la de los objetos HH, ya que estos objetos son esencialmente iguales: choques supersónicos impulsados por chorros colimados desde los polos opuestos de una protoestrella. [39] Lo único que son diferentes son las condiciones en el chorro y la nube circundante, lo que provoca emisiones infrarrojas de moléculas en lugar de emisiones ópticas de átomos e iones. [40]
En 2009, el Grupo de Trabajo sobre Designaciones de la Unión Astronómica Internacional aprobó el acrónimo "MHO", que significa Objeto de línea de emisión de hidrógeno molecular, para dichos objetos, detectados en el infrarrojo cercano, y se incorporó a su Diccionario de nomenclatura de referencia en línea. de Objetos Celestes. [39] El catálogo de MHO contiene más de 2000 objetos.
Se han observado objetos HH en el espectro ultravioleta. [41]
