✖


Jump to content

Объект Хербига – Аро

(Перенаправлено с объектов Хербига Аро )

HH 24 находится в молекулярном облаке Ориона Б.
HH 32 выглядит как звезда из-за своей высокой яркости. Окружающий газ выглядит как облака вокруг полной луны.
Хаббла (справа; вверху) космическим телескопом Изображения HH 24 (слева) и HH 32 - красочные туманности типичны для объектов Хербига – Аро.

Хербига-Аро ( HH ) Объекты представляют собой яркие пятна туманности , связанные с новорожденными звездами . Они образуются, когда узкие струи частично ионизированного газа, выбрасываемые звездами, сталкиваются с близлежащими облаками газа и пыли со скоростью несколько сотен километров в секунду. Объекты Хербига-Аро обычно встречаются в областях звездообразования , и несколько из них часто можно увидеть вокруг одной звезды, выровненной по ее оси вращения . Большинство из них находится в пределах одного парсека (3,26 светового года ) от источника, хотя некоторые наблюдались на расстоянии нескольких парсеков. Объекты HH — это временные явления, которые длятся около нескольких десятков тысяч лет. Они могут заметно меняться в течение нескольких лет по мере быстрого удаления от своей родительской звезды в газовые облака межзвездного пространства ( межзвездная среда или ISM). Наблюдения космического телескопа Хаббл выявили сложную эволюцию объектов HH в течение нескольких лет: части туманности тускнеют, а другие становятся ярче, когда они сталкиваются с комковатым материалом межзвездной среды.

Объекты Хербига-Аро , впервые обнаруженные в конце 19 века Шербурном Уэсли Бёрнемом , были признаны отдельным типом эмиссионной туманности в 1940-х годах. Первыми астрономами, подробно изучившими их, были Джордж Хербиг и Гильермо Аро , в честь которых они были названы. Хербиг и Аро работали независимо над изучением звездообразования , когда впервые проанализировали объекты и осознали, что они являются побочным продуктом процесса звездообразования. Хотя объекты HH представляют собой явления видимой длины волны , многие из них остаются невидимыми на этих длинах волн из-за пыли и газа и могут быть обнаружены только в инфракрасном диапазоне. Такие объекты, наблюдаемые в ближнем инфракрасном диапазоне, называются объектами эмиссионных линий молекулярного водорода (MHO).

Открытие и история наблюдений

[ редактировать ]

Первый объект HH наблюдался в конце 19 века Шербурном Уэсли Бёрнемом, когда он наблюдал звезду T Тельца с помощью 36-дюймового (910 мм) рефракторного телескопа в Ликской обсерватории и заметил неподалеку небольшой участок туманности. [ 1 ] Считалось, что это эмиссионная туманность , позже ставшая известной как туманность Бёрнема , и не была признана отдельным классом объектов. [ 2 ] Было обнаружено, что T Тельца является очень молодой и переменной звездой и является прототипом класса подобных объектов, известных как звезды T Тельца , которым еще предстоит достичь состояния гидростатического равновесия между гравитационным коллапсом и выработкой энергии посредством ядерного синтеза в их центрах. . [ 3 ] Через пятьдесят лет после открытия Бёрнема было обнаружено несколько подобных туманностей, внешне напоминающих звезды. И Джордж Хербиг , и Гильермо Аро провели независимые наблюдения нескольких из этих объектов в туманности Ориона в 1940-х годах. Хербиг также посмотрел на туманность Бёрнема и обнаружил, что она демонстрирует необычный спектр с заметными эмиссионными линиями водорода электромагнитный , серы и кислорода . Харо обнаружил, что все объекты этого типа невидимы в инфракрасном свете. [ 2 ]

После своих независимых открытий Хербиг и Аро встретились на астрономической конференции в Тусоне, штат Аризона, в декабре 1949 года. Первоначально Хербиг мало обращал внимания на открытые им объекты, его в первую очередь интересовали близлежащие звезды, но, услышав открытия Аро, он осуществил более детальное их изучение. Советский дал этим объектам названия (объекты Хербига-Аро, обычно сокращаемые астроном Виктор Амбарцумян до объектов HH) и, основываясь на их появлении вблизи молодых звезд (возрастом в несколько сотен тысяч лет), предположил, что они могут представлять собой раннюю стадию формирования. звезд Т Тельца. [ 2 ] Исследования объектов HH показали, что они сильно ионизированы , и ранние теоретики предположили, что это отражательные туманности , содержащие горячие звезды низкой светимости глубоко внутри. Но отсутствие инфракрасного излучения туманностей означало, что внутри них не могло быть звезд, поскольку они излучали бы обильное инфракрасное излучение. В 1975 году американский астроном Р.Д. Шварц предположил, что ветры от звезд Т Тельца при столкновении вызывают толчки в окружающей среде, что приводит к генерации видимого света. [ 2 ] С открытием первой протозвездной струи в HH 46/47 стало ясно, что объекты HH действительно представляют собой явления, вызванные ударной волной, при этом удары вызываются коллимированной струей протозвезд. [ 2 ] [ 4 ]

Изображение вопросительного знака , связанного с объектом, было опубликовано 18 августа 2023 года в The New York Times . [ 5 ]

Формирование

[ редактировать ]
Основные статьи: Звездообразование и астрофизическая струя
Иллюстрация, изображающая две стрелы материи, движущиеся наружу в противоположных направлениях от системы звездного диска и создающие яркие эмиссионные шапки на концах, где они сталкиваются с окружающей средой.
Желто-зеленая эмиссионная шапка, создаваемая красной струей звезды в темно-зеленой туманности.
Объекты HH образуются, когда сросшийся материал выбрасывается протозвездой в виде ионизированного газа вдоль оси вращения звезды, как показано на примере HH 34 (справа).

Звезды образуются в результате гравитационного коллапса межзвездных газовых облаков . Поскольку коллапс увеличивает плотность, потери энергии излучения уменьшаются из-за увеличения непрозрачности . Это повышает температуру облака, что предотвращает дальнейшее коллапс и устанавливается гидростатическое равновесие. Газ продолжает падать к ядру во вращающемся диске . Ядро этой системы называется протозвездой . [ 6 ] Часть аккрецирующего материала выбрасывается вдоль оси вращения звезды в виде двух струй частично ионизированного газа ( плазмы ). [ 7 ] Механизм образования этих коллимированных биполярных струй не совсем понятен, но считается, что взаимодействие между аккреционным диском и звездным магнитным полем ускоряет часть аккрецирующего материала изнутри нескольких астрономических единиц звезды от плоскости диска. На этих расстояниях поток расходится, расходясь веером под углом в диапазоне 10–30°, но на расстояниях от десятков до сотен астрономических единиц от источника он становится все более коллимированным, поскольку его расширение ограничено. [ 8 ] [ 9 ] Джеты также уносят избыточный угловой момент , возникающий в результате аккреции материала на звезду, что в противном случае привело бы к слишком быстрому вращению звезды и ее распаду. [ 9 ] Когда эти струи сталкиваются с межзвездной средой, они порождают небольшие пятна яркого излучения , составляющие объекты HH. [ 10 ]

Характеристики

[ редактировать ]
График зависимости интенсивности света от длины волны с несколькими провалами, вызванными поглощением света, излучаемого звездой, молекулами окружающей среды.
Инфракрасный спектр HH 46/47 , полученный Спитцер космическим телескопом , показывает, что среда в непосредственной близости от звезды богата силикатами.

Электромагнитное излучение объектов HH возникает, когда связанные с ними ударные волны сталкиваются с межзвездной средой , создавая так называемые «конечные рабочие поверхности». [ 11 ] Спектр непрерывный , но также имеет интенсивные линии излучения нейтральных и ионизированных частиц. [ 7 ] объектов HH Спектроскопические наблюдения доплеровских сдвигов показывают скорости в несколько сотен километров в секунду, но эмиссионные линии в этих спектрах слабее, чем можно было бы ожидать от таких высокоскоростных столкновений. Это говорит о том, что часть материала, с которым они сталкиваются, тоже движется вдоль луча, хотя и с меньшей скоростью. [ 12 ] [ 13 ] Спектроскопические наблюдения объектов HH показывают, что они удаляются от звезд-источников со скоростью несколько сотен километров в секунду. [ 2 ] [ 14 ] В последние годы высокое оптическое разрешение космического телескопа «Хаббл» выявило собственное движение (движение по плоскости неба) многих объектов HH в наблюдениях с интервалом в несколько лет. [ 15 ] [ 16 ] По мере удаления от родительской звезды объекты HH значительно эволюционируют, меняя яркость в течение нескольких лет. Отдельные компактные узлы или комки внутри объекта могут становиться ярче, тускнеть или полностью исчезать, при этом появляются новые узлы. [ 9 ] [ 11 ] Они возникают, вероятно, из-за прецессии их струй. [ 17 ] [ 18 ] наряду с пульсирующими и периодическими извержениями их родительских звезд. [ 10 ] Более быстрые струи догоняют более ранние, более медленные, создавая так называемые «внутренние рабочие поверхности», где потоки газа сталкиваются и генерируют ударные волны и, как следствие, выбросы. [ 19 ]

Общая масса, выбрасываемая звездами для формирования типичных объектов HH, оценивается порядка 10 −8 до 10 −6 М ☉ в год, [ 17 ] очень небольшое количество материала по сравнению с массой самих звезд [ 20 ] но составляет около 1–10% от общей массы, аккрецированной звездами-источниками за год. [ 21 ] Потеря массы имеет тенденцию уменьшаться с увеличением возраста источника. [ 22 ] Температуры, наблюдаемые в объектах HH, обычно составляют около 9 000–12 К. 000 [ 23 ] подобные тем, которые обнаружены в других ионизированных туманностях, таких как области H II и планетарные туманности . [ 24 ] Плотность же выше, чем в других туманностях, и составляет от нескольких тысяч до нескольких десятков тысяч частиц на см. 3 , [ 23 ] по сравнению с несколькими тысячами частиц на см 3 в большинстве областей H II и планетарных туманностей. [ 24 ]

Плотность также уменьшается по мере развития источника с течением времени. [ 22 ] Объекты HH состоят в основном из водорода и гелия , на долю которых приходится около 75% и 24% их массы соответственно. Около 1% массы объектов HH состоит из более тяжелых химических элементов , включая кислород, серу, азот , железо , кальций и магний . Содержания этих элементов, определенные по эмиссионным линиям соответствующих ионов, в целом аналогичны их космическим содержаниям . [ 20 ] Считается , что многие химические соединения, обнаруженные в окружающей межзвездной среде, но не присутствующие в исходном материале, такие как гидриды металлов , образовались в результате химических реакций, вызванных ударом. [ 8 ] Около 20–30% газа в объектах HH ионизировано вблизи звезды-источника, но эта доля уменьшается с увеличением расстояния. Это означает, что материал ионизируется в полярной струе и рекомбинирует по мере удаления от звезды, а не ионизируется в результате последующих столкновений. [ 23 ] Ударная волна на конце струи может повторно ионизировать часть материала, вызывая появление ярких «шапок». [ 7 ]

Численность и распространение

[ редактировать ]
Турбулентные шапки излучения синего и оранжевого цвета.
HH 2 (внизу справа), HH 34 (внизу слева) и HH 47 (вверху) пронумерованы в порядке их открытия; по оценкам, в Млечном Пути насчитывается до 150 000 таких объектов.

Объекты HH названы примерно в порядке их идентификации; HH 1/2 является самым ранним из таких объектов, которые были идентифицированы. [ 25 ] Сейчас известно более тысячи отдельных объектов. [ 8 ] Они всегда присутствуют в областях звездообразования H II и часто встречаются большими группами. [ 10 ] Обычно они наблюдаются вблизи глобул Бока ( темных туманностей , содержащих очень молодые звезды) и часто исходят из них. Несколько объектов HH были замечены вблизи одного источника энергии, образуя цепочку объектов вдоль линии полярной оси родительской звезды. [ 8 ] Число известных объектов HH быстро увеличилось за последние несколько лет, но это очень малая часть из предполагаемых 150 000 в Млечном Пути . [ 26 ] подавляющее большинство из которых слишком далеки, чтобы их можно было решить. Большинство объектов HH находятся примерно в одном парсеке от родительской звезды. Однако многие из них видны на расстоянии нескольких парсеков. [ 22 ] [ 23 ]

HH 46/47 расположена примерно в 450 парсеках (1500 световых лет) от Солнца и питается от класса I. двойной протозвезды Биполярный джет врезается в окружающую среду со скоростью 300 километров в секунду, создавая две эмиссионные шапки на расстоянии около 2,6 парсека (8,5 световых лет) друг от друга. Истечение джета сопровождается истечением молекулярного газа длиной 0,3 парсека (0,98 светового года), который уносится вверх самой струей. [ 8 ] Инфракрасные исследования космического телескопа Спитцер выявили в молекулярном потоке множество химических соединений, включая воду (лед), метанол , метан , углекислый газ ( сухой лед ) и различные силикаты . [ 8 ] [ 27 ] Расположенная на расстоянии около 460 парсеков (1500 световых лет) в молекулярном облаке Ориона А , HH 34 образуется высококоллимированной биполярной струей, питаемой протозвездой класса I. Материя в струе движется со скоростью около 220 километров в секунду. Две яркие головные ударные волны , разделенные примерно 0,44 парсека (1,4 светового года), присутствуют на противоположных сторонах источника, за ними следует серия более слабых на больших расстояниях, что составляет около 3 парсеков (9,8 световых лет). длинный. Джет окружен слабым молекулярным потоком длиной 0,3 парсека (0,98 светового года) вблизи источника. [ 8 ] [ 28 ]

Исходные звезды

[ редактировать ]
Тринадцатилетний интервал выброса материала из протозвезды класса I, образующего объект Хербига-Аро HH 34.

Все звезды, из которых испускаются струи HH, очень молодые, от нескольких десятков тысяч до миллиона лет. Самые молодые из них все еще являются протозвездами, находящимися в процессе сбора из окружающих газов. Астрономы делят эти звезды на классы 0, I, II и III в зависимости от того, сколько инфракрасного излучения излучают звезды. [ 29 ] Большее количество инфракрасного излучения подразумевает большее количество более холодного материала, окружающего звезду, а это указывает на то, что она все еще сливается. Нумерация классов возникла потому, что объекты класса 0 (самые молодые) не были обнаружены до тех пор, пока не были определены классы I, II и III. [ 30 ] [ 29 ]

Возраст объектов класса 0 всего несколько тысяч лет; настолько молоды, что в их центрах еще не происходят реакции ядерного синтеза. Вместо этого они питаются только за счет потенциальной гравитационной энергии, высвобождаемой при падении на них материала. [ 31 ] В основном они содержат молекулярные потоки с низкими скоростями (менее ста километров в секунду) и слабыми выбросами в потоках. [ 18 ] Ядерный синтез начался в ядрах объектов класса I, но газ и пыль все еще падают на их поверхность из окружающей туманности, а большая часть их светимости приходится на гравитационную энергию. Обычно они все еще окутаны плотными облаками пыли и газа, которые закрывают весь их видимый свет и в результате их можно наблюдать только в инфракрасном и радиодиапазоне . [ 32 ] В потоках этого класса преобладают ионизированные частицы, а скорости могут достигать 400 километров в секунду. [ 18 ] В объектах класса II (классические звезды Т Тельца) приток газа и пыли в основном завершился, но они все еще окружены дисками пыли и газа и производят слабые истечения низкой светимости. [ 18 ] Объекты класса III (звезды T Тельца слабой линии) имеют лишь следовые остатки своего первоначального аккреционного диска. [ 29 ]

Около 80% звезд, дающих начало объектам HH, представляют собой двойные или кратные системы (две или более звезды, вращающиеся вокруг друг друга), что гораздо выше, чем у звезд малой массы на главной последовательности . Это может указывать на то, что двойные системы с большей вероятностью генерируют струи, которые порождают объекты HH, и данные свидетельствуют о том, что самые большие потоки HH могут образовываться при распаде систем с несколькими звездами. [ 33 ] Считается, что большинство звезд происходят из нескольких звездных систем, но значительная часть этих систем разрушается до того, как их звезды достигают главной последовательности из-за гравитационного взаимодействия с близлежащими звездами и плотными облаками газа. [ 33 ] [ 34 ]

Первый и на данный момент единственный (по состоянию на май 2017 года) крупномасштабный объект Хербига-Аро вокруг прото- коричневого карлика — HH 1165 , который связан с прото-коричневым карликом Майрит 1701117 . HH 1165 имеет длину 0,8 светового года (0,26 парсека ) и расположена в окрестностях скопления сигма Ориона . Раньше вокруг протокоричневых карликов были обнаружены только небольшие мини-джеты (<0,03 парсека). [ 35 ] [ 36 ]

Инфракрасные аналоги

[ редактировать ]
HH 49/50 видна в инфракрасном диапазоне . космическим телескопом Спитцер

Объекты HH, связанные с очень молодыми звездами или очень массивными протозвездами, часто скрыты от поля зрения в оптических длинах волн облаком газа и пыли, из которого они формируются. Промежуточный материал может уменьшить визуальную величину в десятки или даже сотни раз на оптических длинах волн. Такие глубоко погруженные объекты можно наблюдать только в инфракрасном или радиодиапазоне. [ 37 ] обычно на частотах излучения горячего молекулярного водорода или теплого угарного газа . [ 38 ] В последние годы инфракрасные изображения выявили десятки примеров «инфракрасных объектов HH». Большинство из них выглядят как носовые волны (похожие на волны в носовой части корабля), поэтому их обычно называют молекулярными «носовыми ударными волнами». Физику инфракрасных ударных волн можно понять почти так же, как и физику объектов HH, поскольку эти объекты по сути одинаковы – сверхзвуковые ударные волны, вызываемые коллимированными струями с противоположных полюсов протозвезды. [ 39 ] Отличаются только условия в струе и окружающем облаке, вызывающие инфракрасное излучение молекул, а не оптическое излучение атомов и ионов. [ 40 ]

В 2009 году аббревиатура «MHO», обозначающая «Объект с линией излучения молекулярного водорода», была одобрена для таких объектов, обнаруженных в ближнем инфракрасном диапазоне, Рабочей группой по обозначениям Международного астрономического союза и была введена в их онлайн-справочный словарь. Номенклатура небесных объектов. По состоянию на 2010 год в каталоге MHO содержится почти 1000 объектов. [ 39 ]

Ультрафиолетовые объекты Хербига-Аро

[ редактировать ]

Объекты HH наблюдались в ультрафиолетовом спектре. [ 41 ]

См. также

[ редактировать ]

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ Бернхэм, Юго-Запад (1890 г.). «Заметка о переменной туманности Хинд в Тельце» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 51 (2): 94–95. Бибкод : 1890MNRAS..51...94B . дои : 10.1093/mnras/51.2.94 .
  2. ^ Перейти обратно: а б с д и ж Рейпурт, Б.; Берту, К., ред. (1997). «50 лет исследований Хербига-Аро. От открытия до HST». Потоки Хербига-Аро и рождение звезд . Симпозиум IAU № 182. Дордрехт: Kluwer Academic Publishers . стр. 3–18. Бибкод : 1997IAUS..182....3R .
  3. ^ Кэрролл, Брэдли В.; Остли, Дейл А. (2014). Введение в современную астрофизику . Харлоу: Pearson Education Limited . п. 478. ИСБН  978-1-292-02293-2 .
  4. ^ Допита, Массачусетс; Шварц, Р.Д.; Эванс, И. (декабрь 1982 г.). «Объекты Хербига–Аро 46 и 47 – свидетельства биполярного выброса молодой звезды» . Письма астрофизического журнала . 263 : L73–L77. Бибкод : 1982ApJ...263L..73D . дои : 10.1086/183927 .
  5. ^ До свидания, Деннис (18 августа 2023 г.). «Самый большой вопросительный знак в астрономии? Вы смотрите на него. Пристальное изучение недавнего изображения, полученного космическим телескопом Уэбба, выявило некоторые сомнительные знаки препинания» . Нью-Йорк Таймс . Архивировано из оригинала 18 августа 2023 года . Проверено 19 августа 2023 г.
  6. ^ Пряльник, Д. (2000). Введение в теорию звездной структуры и эволюции . Кембридж, Соединенное Королевство: Издательство Кембриджского университета . стр. 198–199. ISBN  978-0-521-65937-6 .
  7. ^ Перейти обратно: а б с Рага, AC (2001). «Объекты Хербига – Аро и захватывающие звезды». В Мёрдине, Пол (ред.). Энциклопедия астрономии и астрофизики (Первое изд.). Хэмпшир: Издательская группа Nature . стр. 1654–1657. ISBN  978-0333786536 .
  8. ^ Перейти обратно: а б с д и ж г Балли, Дж. (сентябрь 2016 г.). «Протозвездные истечения» . Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 54 : 491–528. Бибкод : 2016ARA&A..54..491B . doi : 10.1146/annurev-astro-081915-023341 .
  9. ^ Перейти обратно: а б с Франк, А.; Рэй, ТП; Кабрит, С.; и др. (2014). «Струи и истечения от звезды к облаку: наблюдения противоречат теории». В Бойтере, С.; Клессен, РС; Даллемонд, CP; Хеннинг, Т. (ред.). Протозвезды и планеты VI . Тусон: Издательство Университета Аризоны . стр. 451–474. arXiv : 1402.3553 . Бибкод : 2014prpl.conf..451F . дои : 10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch020 . ISBN  9780816531240 . S2CID   118539135 .
  10. ^ Перейти обратно: а б с П. Бенвенути; Ф.Д. Макетто; Э. Дж. Шрайер, ред. (1996). «Рождение звезд: струи Хербига – Аро, аккреция и протопланетные диски». Наука с помощью космического телескопа Хаббл – II . Балтимор: Научный институт космического телескопа . Бибкод : 1996swhs.conf..491B . ( HTML-версия )
  11. ^ Перейти обратно: а б Рейпурт, Б.; Балли, Дж. (2001). «Потоки Хербига – Аро: исследования ранней звездной эволюции». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 39 (1–2): 403–455. Бибкод : 2001ARA&A..39..403R . дои : 10.1146/annurev.astro.39.1.403 .
  12. ^ Допита, М. (февраль 1978 г.). «Объекты Хербига – Аро в туманности ГУМ». Астрономия и астрофизика . 63 (1–2): 237–241. Бибкод : 1978A&A....63..237D .
  13. ^ Шварц, Р.Д. (1983). «Объекты Хербига – Аро». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 21 : 209–237. Бибкод : 1983ARA&A..21..209S . дои : 10.1146/annurev.aa.21.090183.001233 .
  14. ^ Хиткот, С.; Рейпурт, Б.; Рага, AC (июль 1998 г.). «Структура, возбуждение и кинематика светящихся объектов Хербига – Аро 80/81» . Астрономический журнал . 116 (4): 1940–1960. Бибкод : 1998AJ....116.1940H . дои : 10.1086/300548 .
  15. ^ Хартиган, П.; Морс, Дж.; Рейпурт, Б.; и др. (сентябрь 2001 г.). «Собственные движения джета HH 111, наблюдаемые с помощью космического телескопа Хаббл» . Письма астрофизического журнала . 559 (2): L157–L161. Бибкод : 2001ApJ...559L.157H . дои : 10.1086/323976 .
  16. ^ Рага, А.; Рейпурт, Б.; Веласкес, П.; и др. (декабрь 2016 г.). «Временная эволюция HH 2 по четырем эпохам изображений HST» . Астрономический журнал . 152 (6): 186. arXiv : 1610.01951 . Бибкод : 2016AJ....152..186R . дои : 10.3847/0004-6256/152/6/186 . S2CID   58923690 . 186.
  17. ^ Перейти обратно: а б Зили, WJ (1992). «Молодые звездные объекты и объекты Хербига – Аро» . Австралийский физический журнал . 45 (4): 487–499. Бибкод : 1992AuJPh..45..487Z . дои : 10.1071/PH920487 .
  18. ^ Перейти обратно: а б с д Балли, Дж. (октябрь 2007 г.). «Самолеты от юных звезд». Астрофизика и космическая наука . 311 (1–3): 15–24. Бибкод : 2007Ap&SS.311...15B . дои : 10.1007/s10509-007-9531-7 . S2CID   55887210 .
  19. ^ Рага, А.; Кант, Дж. (октябрь 2017 г.). «Формирование двойных рабочих поверхностей в периодически переменных струях». Мексиканский журнал астрономии и астрофизики . 53 (2): 219–225. Бибкод : 2017RMxAA..53..219R .
  20. ^ Перейти обратно: а б Брюгель, EW; Бём, К.Х.; Мэннери, Э. (1981). «Линейные спектры объектов Хербига – Аро». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 47 : 117–138. Бибкод : 1981ApJS...47..117B . дои : 10.1086/190754 .
  21. ^ Хартиган, П.; Морс, Дж.А.; Раймонд, Дж. (ноябрь 1994 г.). «Скорость потери массы, степень ионизации, скорости ударной волны и магнитные поля звездных струй». Астрофизический журнал . 436 (1): 125–143. Бибкод : 1994ApJ...436..125H . дои : 10.1086/174887 .
  22. ^ Перейти обратно: а б с Балли, Дж.; Рейпурт, Б.; Дэвис, CJ (2007). «Наблюдения джетов и истечения от молодых звезд» (PDF) . В Рейпурте, Б.; Джуитт, Д.; Кейл, К. (ред.). Протозвезды и планеты V . Тусон: Издательство Университета Аризоны. стр. 215–230. Бибкод : 2007prpl.conf..215B .
  23. ^ Перейти обратно: а б с д Баччиотти, Ф.; Эйслёффель, Дж. (февраль 1999 г.). «Ионизация и плотность вдоль лучей струй Хербига – Аро». Астрономия и астрофизика . 342 : 717–735. Бибкод : 1999A&A...342..717B .
  24. ^ Перейти обратно: а б Дайсон, Дж. Э.; Франко, Дж. (2001). «H II Регионы». В Мёрдине, Пол (ред.). Энциклопедия астрономии и астрофизики (Первое изд.). Хэмпшир: Издательская группа Nature. стр. 1594–1599. ISBN  978-0333786536 .
  25. ^ Хербиг, GH (1974). «Проект каталога объектов Хербига – Аро». Бюллетень Ликской обсерватории . 658 (658): 1–11. Бибкод : 1974LicOB.658....1H .
  26. ^ Джулбудагян, А.Л. (сентябрь 1984 г.). «О связи между объектами Хербига – Аро и вспыхивающими звездами в окрестностях Солнца». Астрофизика . 20 (2): 147–149. Бибкод : 1984Afz....20..277G . дои : 10.1007/BF01005825 . S2CID   121039271 .
  27. ^ «Встроенный отток в ДХ 46/47» . Космический телескоп НАСА «Спитцер» . Лаборатория реактивного движения Калифорнийского технологического института. 18 декабря 2003 года. Архивировано из оригинала 17 февраля 2018 года . Проверено 16 февраля 2018 г.
  28. ^ Рейпурт, Б.; Хиткот, С.; Морс, Дж.; и др. (январь 2002 г.). «Изображения реактивной и головной ударной волны HH 34, полученные космическим телескопом Хаббл: структура и собственные движения» . Астрономический журнал . 123 (1): 362–381. Бибкод : 2002AJ....123..362R . дои : 10.1086/324738 .
  29. ^ Перейти обратно: а б с Макки, CF; Острикер, ЕС (сентябрь 2007 г.). «Теория звездообразования». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 45 (1): 565–687. arXiv : 0707.3514 . Бибкод : 2007ARA&A..45..565M . doi : 10.1146/annurev.astro.45.051806.110602 . S2CID   119714125 .
  30. ^ Эндрю, П.; Монмерль, Т. (январь 1994 г.). «От звезд Т Тельца к протозвездам: околозвездный материал и молодые звездные объекты в облаке Ро Змееносца » Астрофизический журнал . 420 (2): 837–862. Бибкод : 1994ApJ...420..837A . дои : 10.1086/173608 .
  31. ^ Андре, П.; Уорд-Томпсон, Д.; Барсони, М. (март 1993 г.). «Наблюдения субмиллиметрового континуума Ро Змееносца A: кандидата в протозвезды VLA 1623 и предзвездных сгустков» . Астрофизический журнал . 406 (1): 122–141. Бибкод : 1993ApJ...406..122A . дои : 10.1086/172425 .
  32. ^ Сталер, Юго-Запад; Палла, Ф. (2004). Формирование звезд . Вайнхайм: WILEY-VCH Verlag . п. 321 . ISBN  9783527405596 .
  33. ^ Перейти обратно: а б Рейпурт, Б. (декабрь 2000 г.). «Распад множественных систем в ранней звездной эволюции» . Астрономический журнал . 120 (6): 3177–3191. Бибкод : 2000AJ....120.3177R . дои : 10.1086/316865 .
  34. ^ Рейпурт, Б.; Родригес, Л.Ф.; Англада, Г.; и др. (март 2004 г.). «Струи радиоконтинуума от протозвездных объектов» . Астрономический журнал . 127 (3): 1736–1746. Бибкод : 2004AJ....127.1736R . дои : 10.1086/381062 .
  35. ^ «Коричневый карлик, превысив свой вес, запускает реактивный самолет размером с парсек» . Национальная оптическая астрономическая обсерватория . Архивировано из оригинала 18 февраля 2020 г. Проверено 06 марта 2020 г.
  36. ^ Риаз, Б.; Брисеньо, К.; Уилан, ET; Хиткот, С. (июль 2017 г.). «Первый крупномасштабный реактивный самолет Хербига-Аро, управляемый протокоричневым карликом» . Астрофизический журнал . 844 (1): 47. arXiv : 1705.01170 . Бибкод : 2017ApJ...844...47R . дои : 10.3847/1538-4357/aa70e8 . ISSN   0004-637X . S2CID   119080074 .
  37. ^ Дэвис, CJ; Эйслоффель, Дж. (август 1995 г.). «Визуализация молекулярных потоков (CO) из молодых звезд в H2 в ближнем инфракрасном диапазоне». Астрономия и астрофизика . 300 : 851–869. Бибкод : 1995A&A...300..851D .
  38. ^ Джаннини, Т.; Маккой, К.; Нисини, Б.; и др. (декабрь 2006 г.). «Молекулярная линейная эмиссия в HH54: последовательный взгляд в ближнем и дальнем инфракрасном диапазоне». Астрономия и астрофизика . 459 (3): 821–835. arXiv : astro-ph/0607375 . Бибкод : 2006A&A...459..821G . дои : 10.1051/0004-6361:20065127 . S2CID   8799418 .
  39. ^ Перейти обратно: а б Дэвис, CJ; Гелл, Р.; Ханзадян Т.; и др. (февраль 2010 г.). «Общий каталог объектов эмиссионных линий молекулярного водорода (MHO) в потоках молодых звезд». Астрономия и астрофизика . 511 : А24. arXiv : 0910.5274 . Бибкод : 2010A&A...511A..24D . дои : 10.1051/0004-6361/200913561 . S2CID   119306625 .
  40. ^ Смит, доктор медицины; Ханзадян Т.; Дэвис, CJ (февраль 2003 г.). «Анатомия головного амортизатора объекта Хербига-Аро HH 7» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 339 (2): 524–536. Бибкод : 2003MNRAS.339..524S . дои : 10.1046/j.1365-8711.2003.06195.x .
  41. ^ Бём, Карл-Хайнц (1989), Тенорио-Тагле, Гильермо; Молес, Мариано; Мельник, Хорхе (ред.), «Объекты Хербига-Аро» , Структура и динамика межзвездной среды , Конспект лекций по физике, том. 350, Берлин, Гейдельберг: Springer Berlin Heidelberg, стр. 282–294, doi : 10.1007/bfb0114879 , ISBN  978-3-540-51956-0 , S2CID   222245602 , получено 18 октября 2022 г.
[ редактировать ]
Викискладе есть медиафайлы по теме Хербиг-Аро :

Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Herbig–Haro_object&oldid=1238447844"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: 5c3603d6447ea67ba3bcef8d4046a4a8__1722713940
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/5c/a8/5c3603d6447ea67ba3bcef8d4046a4a8.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Herbig–Haro object - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)