In der Astronomie sind Herbig-Haro-Objekte (oder manchmal nur Herbig-Haro-Objekte ; abgekürzt HH-Objekte ) kleine Nebel, die mit bestimmten sehr jungen Sternen verbunden sind , die sich bilden, wenn Materie, die von diesen entstehenden Sternen ausgestoßen wird, mit den umgebenden Gas- und Staubwolken mit einer Geschwindigkeit von mehrere hundert Kilometer pro Sekunde. Herbig-Haro-Objekte sind in Sternentstehungsregionen allgegenwärtig , und sehr oft ist es möglich, mehrere um denselben Stern herum zu beobachten, die entlang seiner Rotationsachse ausgerichtet sind .
Diese Objekte sind kurzlebige Phänomene mit einer Lebensdauer von höchstens einigen tausend Jahren. Es ist möglich zu sehen, wie sie sich über einen relativ kurzen Zeitraum entwickeln, wenn sie sich durch Wolken aus interstellarem Gas von dem Stern entfernen, von dem sie kamen . Beobachtungen des Hubble-Weltraumteleskops zeigen komplexe Entwicklungen in nur wenigen Jahren, wobei einige Teile je nach Dichte des angetroffenen Mediums schwächer werden, während andere aufleuchten .
Die Herbig-Haro - Objekte wurden zum ersten Mal von beobachtet Sherburne Wesley Burnham am Ende der XIX - ten Jahrhundert, aber es war nur im Jahr 1950 , dass uns klar , dass es eine neue Art von war Nebel in Emission . Die ersten Astronomen, die sie im Detail untersucht haben, sind George Herbig und Guillermo Haro , daher ihr Name. Herbig und Haro untersuchten unabhängig voneinander die Sternentstehung, als sie diese Objekte analysierten und verstanden, dass sie das Ergebnis des Sternentstehungsprozesses waren.
Die erste Herbig-Haro - Objekt wurde durch entdeckt Sherburne Wesley Burnham am Ende des XIX - ten Jahrhunderts, als er den Stern beobachtete T Tauri mit der Lünette 900 mm von der Beobachtungsstelle lecken Burnham direkt an eine ganze kleine Trübung gefangen. Dieser wurde als „Standard“ -Emissionsnebel katalogisiert , später „Burnham-Nebel“ (jetzt HH 255) genannt, aber zu diesem Zeitpunkt nicht als Vertreter einer neuen Klasse von Objekten anerkannt. Andererseits wussten wir damals schon, dass T Tauri ein sehr junger veränderlicher Stern war , Prototyp einer Klasse veränderlicher Sterne namens „T Tauri-Typ-Variablen“ . Diese Sterne sind extrem jung und haben noch nicht das Gleichgewichtsstadium erreicht, in dem der Gravitationskollaps durch Kernfusionsreaktionen in ihrem Zentrum ausgeglichen wird .
In den späten 1940er Jahren, fünfzig Jahre nach Burnhams Entdeckung, wurden einige ähnliche Nebel beobachtet, von denen die meisten so klein waren, dass sie fast mit Sternen verwechselt werden konnten. Guillermo Haro und George Herbig führten dann unabhängig voneinander Beobachtungen an mehreren dieser Objekte durch. Herbig betrachtete den Burnham-Nebel erneut und stellte fest, dass er ein ungewöhnliches elektromagnetisches Spektrum besitzt , das starke Emissionslinien für Wasserstoff , Schwefel ([S II]) und Sauerstoff ([O II]) aufweist, und dass andere Objekte, wie HH 1, HH 2 und 3 hatten ähnliche Eigenschaften. Haro seinerseits gab 1952-1953 die Entdeckung vieler anderer Objekte des gleichen Typs bekannt und zeigte, dass alle im Infraroten unsichtbar waren .
Nach ihren Sichtungen trafen sich Herbig und Haro auf einem astronomischen Symposium in Tucson , Arizona im Jahr 1949. Herbig hatte den Objekten, die er beobachtet hatte, nicht viel Aufmerksamkeit geschenkt und sich hauptsächlich auf das Studium naher junger Sterne konzentriert, aber als er von Haros Erkenntnissen erfuhr, wurde er beschlossen, eine weitere Studie durchzuführen. Der sowjetische Astronom Viktor Ambartsumian gab diesen Objekten dann ihren heutigen Namen. Aufgrund ihrer Nähe zu den jüngeren Sternen (höchstens einige Hunderttausend Jahre alt) schlug er vor, dass die Herbig-Haro-Objekte mit den frühen Stadien der T Tauri-Sternenbildung in Verbindung stehen könnten.
Nachfolgende Studien zeigten, dass HH-Objekte stark ionisiert waren , und frühe Theorien legten nahe, dass sie heiße Sterne mit schwachem Licht enthalten könnten. Das Fehlen von Infrarotstrahlung des Nebels widersprach jedoch dieser Hypothese. Später stellte man sich vor, dass der Nebel Protosterne enthalten könnte , wobei die während des Akkretionsprozesses freigesetzte Energie zur Quelle der Photoionisation wird.
Als theoretische und Beobachtungsfortschritte gemacht wurden, wurde klar, dass HH-Objekte durch Materie erzeugt wurden, die von nahen jungen Sternen ausgestoßen wurde und diese Materie mit sehr hoher Geschwindigkeit mit Gas aus dem interstellaren Medium kollidierte .
In den frühen 1980er Jahren ermöglichte der technische Fortschritt durch Beobachtungen die Jet-Form von HH-Objekten. Dies führte zu der Erkenntnis, dass die ausgestoßene Materie, die zu den HH-Objekten führt, in sehr feinen bipolaren Strahlen konzentriert ( kollimiert ) ist. Tatsächlich sind aufstrebende Sterne während der ersten Jahrtausende ihrer Existenz von einer Akkretionsscheibe umgeben, die aus den Überresten der ursprünglichen Gaswolke gebildet wird. Die schnelle Rotation der innersten Teile dieser Scheibe erzeugt die Emission starker Strahlen aus teilweise ionisiertem Material senkrecht zur Scheibenebene. Wenn diese Jets mit dem interstellaren Medium kollidieren, erzeugen sie kleine emittierende Nebel , einschließlich der Herbig-Haro-Objekte.
Die von den Herbig-Haro-Objekten emittierte Strahlung ist auf die Stoßwellen zurückzuführen, die durch die Kollision mit dem interstellaren Medium verursacht werden , aber ihre Bewegungen sind kompliziert. Spektroskopische Beobachtungen der Dopplerverschiebung deuten darauf hin, dass sich das Material in den Jets mit Geschwindigkeiten von mehreren hundert Kilometern pro Sekunde bewegt, die Emissionslinien im Spektrum dieser Objekte jedoch zu schwach sind, um bei solchen Kollisionsgeschwindigkeiten entstanden zu sein. Dies bedeutet wahrscheinlich, dass das Material, mit dem die Jets kollidieren, ebenfalls in Bewegung ist und sich ebenfalls vom Zentralstern entfernt, jedoch mit geringerer Geschwindigkeit als die Jets.
Die Schätzung der gesamten ausgestoßenen Masse, die erforderlich ist, um ein HH-Objekt zu bilden, liegt in der Größenordnung von ein bis zwanzig Erdmassen, was im Vergleich zur Gesamtmasse des Sterns selbst ein relativ kleiner Betrag ist. Die in HH-Objekten beobachteten Temperaturen liegen bei etwa 8.000 bis 12.000 Kelvin , ähnlich denen, die in anderen Arten von ionisierten Nebeln wie HII-Regionen oder planetarischen Nebeln beobachtet werden . Sie sind relativ dicht, ihre Dichte variiert von einigen Tausend bis einigen Zehntausend Partikeln pro Kubikzentimeter, wobei die HII-Bereiche im Vergleich im Allgemeinen eine Dichte von weniger als 1000 Partikeln pro Kubikzentimeter aufweisen. HH-Objekte bestehen hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium , jeweils 75 bzw. 25 Masse-%. Weniger als ein Prozent ihrer Gesamtmasse besteht aus schwereren Elementen , und ihre Häufigkeit ist im Allgemeinen ähnlich der, die in nahen jungen Sternen gemessen wird.
In der Nähe des Quellsterns sind zwischen 20 und 30 % des Gases eines HH-Objekts ionisiert, aber dieser Anteil nimmt mit zunehmender Entfernung ab. Dies impliziert, dass das Gas im polaren Jet ionisiert wird und dann rekombiniert, wenn es sich vom Stern entfernt, anstatt bei der Kollision selbst ionisiert zu werden. Der am Ende des Strahls auftretende Stoß kann jedoch einen Teil des Materials reionisieren, was zu helleren "Kappen" am Ende des Strahls führt.
Aktuell sind mehr als 450 HH-Objekte oder Objektgruppen gelistet (2006). Sie sind in Sternentstehungsregionen allgegenwärtig und sehr oft in Gruppen vorhanden. Sie werden sehr oft in der Nähe von Bok-Kügelchen ( dunkle Nebel mit sehr jungen Sternen) beobachtet und gehen oft von diesen Kügelchen aus. Es ist üblich, mehrere in der Nähe eines einzelnen Sterns zu beobachten und so eine Art Rosenkranz entlang einer Linie zu bilden, die die Rotationsachse dieses Sterns darstellt .
Die Zahl der bekannten HH-Objekte ist in den letzten Jahren rasant gewachsen, doch wird allgemein angenommen, dass diese Zahl tatsächlich nur ein sehr kleiner Teil der tatsächlich in der Galaxis existierenden Menge ist . Schätzungen gehen davon aus, dass es bis zu 150.000 sind, von denen die überwiegende Mehrheit zu weit entfernt und zu dunkel ist, um mit aktuellen Instrumenten gelöst zu werden. Die meisten HH-Objekte werden in einer Entfernung von nicht mehr als 0,5 Parsec vom Quellstern gefunden, einige wurden bis zu 1 Parsec beobachtet. Es gibt jedoch eine kleine Anzahl, die mehrere Parsec entfernt ist, wahrscheinlich weil das interstellare Medium in ihrer Nähe sehr spärlich ist, wodurch die ausgestoßene Materie viel weiter wandern kann, bevor sie zerstreut wird.
Spektroskopische Beobachtungen von HH-Objekten zeigen, dass sie sich mit Geschwindigkeiten zwischen 100 und 1000 km/s vom Quellstern entfernen . In den letzten Jahren hat das Hubble- Weltraumteleskop die Messung der natürlichen Bewegung mehrerer HH-Objekte dank Beobachtungen im Abstand von mehreren Jahren ermöglicht.
Wenn sie sich von ihrem Stern entfernen, ändern sich HH-Objekte erheblich und variieren in ihrer Helligkeit über Zeiträume von nur wenigen Jahren. Einige „Knoten“ innerhalb des HH-Objekts können aufleuchten, schwächer werden oder ganz verschwinden, während andere an einer anderen Stelle erscheinen.
Das Material der vom Stern emittierten Jets wird nicht kontinuierlich, sondern in Pulsen ausgestoßen. Diese Pulsationen können Gasstrahlen erzeugen, die sich in die gleiche Richtung bewegen, aber mit unterschiedlichen Geschwindigkeiten, und die Wechselwirkungen zwischen diesen verschiedenen Strahlen erzeugen wiederum Stoßwellen.
Die Sterne hinter der Entstehung der Herbig-Haro-Objekte sind sehr jung, wobei die jüngsten noch Protosterne sind, die aus dem umgebenden Gas gebildet werden. Astronomen teilen diese Sterne in vier Klassen ein, 0, I, II und III, entsprechend der Intensität ihrer emittierten Infrarotstrahlung . Je höher die Infrarotstrahlung, desto mehr ist der Stern von kalter Materie umgeben, was darauf hindeutet, dass er sich noch im Stadium des Gravitationskollapses befindet.
Sterne der Klasse 0 sind nur wenige tausend Jahre alt und so jung, dass der Prozess der Kernfusion noch nicht begonnen hat . In den Kernen von Klasse-I-Objekten haben Fusionsreaktionen begonnen, aber Gas und Staub werden weiterhin durch den entstehenden Stern beschleunigt . Zu diesem Zeitpunkt sind diese Sterne meist noch von einer dichten Gas- und Staubwolke umhüllt, die sichtbares Licht verdunkelt und nur im Infrarot- und Radiobereich beobachtet werden kann . Die Akkretion von Gas- und Staubpartikeln ist bei Klasse-II-Sternen weitgehend abgeschlossen, sie sind jedoch noch von einer Gas- und Staubscheibe umgeben, während Klasse-III-Sterne nur noch wenige Spuren ihrer ursprünglichen Akkretionsscheibe aufweisen.
Studien haben gezeigt, dass etwa 80% der Sterne, die Herbig-Haro-Objekte hervorbringen, tatsächlich Doppel- oder Mehrfachsterne sind , wobei dieser Anteil viel größer ist als der für Sterne mit geringer Masse auf der Hauptreihe . Dies scheint darauf hinzudeuten, dass binäre Systeme der Bildung von Jets förderlicher sind, die dann zu HH-Objekten führen .