Herbig-Haro objecten zijn kleine nevelachtige flarden die verbonden zijn met nieuw geboren sterren en worden gevormd wanneer gas dat uitgestoten wordt door de jonge sterren, botst met wolken van gas en stof bij een snelheid van meerdere honderden kilometer per seconde. Herbig-Haro objecten zijn alomtegenwoordig in stervormingsgebieden en worden vaak gezien rond één enkele ster, uitgelijnd met de rotatie-as.
Herbig-Haro objecten zijn voorbijgaande fenomenen die een levensduur hebben van enkele duizenden jaren lang. Ze kunnen snel evolueren over een korte tijdschaal wanneer ze snel weg bewegen van hun ster in de interstellaire ruimte. De waarnemingen van de Hubble ruimtetelescoop brengen de complexe evolutie van Herbig-Haro objecten aan het licht in een tijdspanne van enkele jaren, delen worden minder helder terwijl andere oplichten wanneer ze botsen met materiaal in het interstellair medium. De objecten werden voor het eerst waargenomen aan het einde van de 19de eeuw door Sherburne Wesley Burnham maar werden niet erkend als een soort emissienevel tot de jaren '40. De eerste astronomen die deze objecten in detail analyseerden, waren George Herbig en Guillermo Haro, naar wie het object vernoemd werd. Herbig en Haro werkten onafhankelijk aan de studie van stervorming en herkenden dat deze een bijproduct waren van het stervormingsproces.
Bovenstaande afbeelding toont een Herbig-Haro object. Deze objecten worden meestal afgekort als HH met een nummer. In dit geval gaat het om HH47 die op foto werd genomen door de Hubble ruimtetelescoop. De Schaalbalk rechtsonder heeft een breedte van 1000 Astronomische Eenheden (AE).
De ontdekking en geschiedenis van de waarnemingen
Het Herbig-Haro object dat voor het eerst werd waargenomen, was eind de 19de eeuw door Burnham. Vanuit het Lick observatorium keek hij naar de ster T Tauri met de 36-inch refractortelescoop en merkte een kleine nevelachtige flard op nabij de ster. Alhoewel het gecatalogeerd werd als een emissienevel werd het later bekend als de Burnham's nevel. T Tauri was een erg jonge en variabele ster. Ze is het prototype van de klasse van gelijkaardige objecten die we kennen als T Tauri sterren die een staat van evenwicht vormen tussen de zwaartekrachtinstorting en de vorming van energie door nucleaire fusie in hun centrum.
Vijftig jaar na de ontdekking van Burnham werden verschillende nevels ontdekt die zo klein waren en haast sterachtig voorkwamen. Zowel Haro en Herbig maakten individueel waarnemingen van verschillende objecten gedurende de jaren '40. Herbig bekeek ook de Burnham nevel en vond dat het een ongewoon elektromagnetisch spectrum vertoonde met duidelijke emissielijnen van waterstof, zwavel en zuurstof. Haro vond dat al deze objecten van dit type onzichtbaar waren in infrarood licht.
Volgend op hun individuele ontdekkingen ontmoetten Herbig en Haro elkaar op een astronomische conferentie in Tucson, Arizona. Herbig had weinig aandacht besteed aan de objecten die hij waarnam en was meer bezorgd om de nabije sterren, maar bij het horen van de bevindingen van Haro bracht hij meer studies van zich naar boven. De Sovjetse astronoom Viktor Ambartsumian gaf de objecten hun naam en baseerde zich op hun verschijning nabij jonge sterren (enkele duizenden jaren oud), en stelde dat deze het vroege stadium voorstellen in de vorming van T Tauri sterren.
Studies toonden aan dat Herbig-Haro objecten erg geïoniseerd waren. De afwezigheid van infrarode straling van de nevel betekende dat er geen sterren in konden zitten aangezien deze overvloedig infrarood licht zouden uitzenden. Latere studies stelden dat de nevel protosterren kon omvatten. Uiteindelijk werden de Herbig-Haro objecten beter begrepen als een materiaal dat uitgestoten wordt door jonge sterren en botst aan supersonische snelheden met het interstellair medium met de resulterende schokgolven die visueel licht genereren.
In de vroege jaren '80 werden waarnemingen vrijgegeven van de jetachtige oorsprong van de meeste Herbig-Haro objecten. Het materiaal dat afgeworpen wordt om Herbig-Haro objecten te vormen, is erg geconcentreerd in smalle jets. Sterren worden vaak omgeven door een accretieschijf in de eerste honderden jaren van hun bestaan die gas vormen dat erop invalt. De snelle rotatie van de binnenste delen van deze schijf leiden tot de emissie van smalle jets van gedeeltelijk geïoniseerd plasma loodrecht op de schijf die we polaire jets heten. Wanneer deze jets botsen met het interstellair medium verschijnen de kleine flarden van heldere emissie die de Herbig-Haro objecten omvatten.
Fysieke eigenschappen
De emissie van Herbig-Haro objecten wordt veroorzaakt door schokgolven wanneer ze botsen met het interstellair medium maar hun bewegingen zijn erg ingewikkeld. Spectroscopische waarnemingen van hun doppler verschuiving geven snelheden aan van verschillende honderden kilometer per seconde maar de emissielijnen in het spectrum van HH objecten zijn vaak te zwak of zijn gevormd in zodanig grote botsingen. Dit betekent waarschijnlijk dat er wat materiaal waarmee ze botsen ook naar buiten toe beweegt aan een lagere snelheid.
De totale massa die uitgestoten wordt uit een typisch Herbig-Haro object wordt geschat tussen de 1 tot 20 Aardmassa's, een erg kleine hoeveelheid materiaal vergeleken met de massa van de ster zelf. De waargenomen temperatuur in Herbig-Haro objecten ligt tussen de 8 000 tot 12 000 graden Kelvin, gelijkaardig aan deze die gevonden worden in andere geïoniseerde nevels zoals de H II regio's en planetaire nevels. Ze lijken een grote dichtheid te hebben met een dichtheid van enkele tientallen tot duizenden deeltjes per cm3, vergeleken met de minder dan 1 000/cm3 in H II gebieden en planetaire nevels. Herbig-Haro objecten bestaan voornamelijk uit waterstof (75% van hun massa) en helium (25% van hun massa). Minder dan 1% van de massa van Herbig-Haro objecten bestaat uit zwaardere chemische elementen. De overvloed hiervan is gelijkaardig aan deze die gemeten wordt in jonge sterren.
Nabij de hoofdster is ongeveer 20 tot 30% van het gas geïoniseerd, maar de proporties dalen wanneer de afstand toeneemt. Dit toont aan dat het materiaal geïoniseerd wordt in de polaire jet en hercombineert wanneer het van de ster weg beweegt in plaats van geïoniseerd te worden door latere botsingen. Schokken aan het einde van de jet kan sommige materialen herioniseren die de heldere 'kappen' aan het einde van de jet doen oplichten.
Aantallen en verspreiding
Meer dan 400 Herbig Haro objecten of groepen zijn gekend. Ze zijn alomtegenwoordig in stervorming H II gebieden en worden vaak gevonden in grote groepen. Ze worden meestal waargenomen nabij bolwolken (donkere nevel welke erg jonge sterren bevat). Regelmatig worden Herbig-Haro objecten gezien nabij een enkele energiebron die een reeks van objecten vormt langsheen de poolas van de ster.
Het aantal Herbig-Haro objecten stijgt voortdurend. Er wordt aangenomen dat dit een erg klein deel is van het aantal, dat zich in ons sterrenstelsel bevindt. Schattingen tonen aan dat er zeker 150 000 objecten bestaan, waarvan het merendeel te verafgelegen is om nog herkenbaar te zijn met de huidige technologische middelen. De meeste Herbig-Haro objecten liggen tussen de 0,5 parsecs van hun ster, met enkele die op meer dan 1 parsec worden gevonden. De objecten die verder liggen dan 1 parsec tonen wellicht aan dat het interstellair medium niet erg dicht in hun nabijheid is, welke hen toelaat verder te reizen van de bron vooraleer ze zich verspreiden.
Bewegingen en veranderlijkheid
Spectroscopische waarnemingen van Herbig-Haro objecten tonen aan dat deze zich van de bron weg bewegen tegen snelheden van 100 tot 1000km/seconde. De optische resolutiecamera van de Hubble ruimtetelescoop bracht bewegingen aan het licht van vele Herbig-Haro objecten in waarnemingen van verschillende jaren. Deze waarnemingen stonden ook toe de afstanden van sommige Herbig-Haro objecten te meten met de expansie parallax methode.
Wanneer ze zich van de ster weg bewegen, evolueren Herbig-Haro objecten aanzienlijk, variërend in helderheid op een tijdschaal van enkele karen. Individuele knotten binnen een object kunnen oplichten en weer verzwakken. Door interacties met het interplanetair medium zijn ook veranderingen zichtbaar. Interacties tussen jets die zich aan verschillende snelheden bewegen binnen een Herbig-Haro object veroorzaken ook variaties.
De uitbarsting van jets van de ster gebeurt in pulsen in plaats van een gelijke stroom. De pulsen kunnen jets van gas produceren die bewegen in dezelfde richting maar aan verschillende snelheden. Interacties tussen deze jets creëeren de zogenaamde "werkende oppervlakken" waar stromen van gassen botsen en schokgolven genereren.
Bronsterren
Het helderste Herbig-Haro object HH3.
De sterren die de vorming van Herbig-Haro objecten teweegbrengen, zijn allemaal erg jonge sterren. De jongste sterren zijn nog protosterren die zich nog in hun vormingsproces bevinden van de omliggende gassen. Astronomen verdelen deze sterren in klassen (0, I, II en III) volgens de hoeveelheid infrarode straling die ze afgeven. Een grotere hoeveelheid van infrarode straling geeft een grotere hoeveelheid van koeler materiaal rond de ster wat erop wijst dat ze zich nog steeds samenvoegt. De nummering van klassen begint bij 0 (de jongste sterren) welke nog niet ontdekt waren en de klassen I, II en III welke al gedefinieerd waren.
Klasse 0 objecten zijn slechts enkele duizenden jaren oud, zo jong dat ze nog geen nucleaire fusiereacties ondergaan in hun centrum. In plaats daarvan worden ze gedreven door de potentiële zwaartekrachtenergie die vrijgegeven wordt wanneer materiaal op hen valt. Nucleaire fusie begint in de kernen van klasse I objecten, maar gas en stof vallen nog steeds op het oppervlak van de omliggende nevel. Ze zijn meestal nog gehuld in de dichte wolken van stof en gas die al het visuele licht blokkeren. Dat betekent dat deze kunnen waargenomen worden in het infrarood en radiogolflengtes. Invallend gas en stof is zo goed als voorbij in de klasse II objecten, ze zijn nog steeds omgeven door een schijf van gas en stof terwijl in klasse III objecten enkel nog de restanten bevatten van de originele accretieschijf.
Studies tonen aan dat ongeveer 80% van de sterren die in Herbig-Haro objecten ontstaan, binaire of meervoudige sustemen zijn (twee of meer sterren die rond elkaar draaien), welke een veel hogere hoeveelheid is voor lage-massa sterren in de hoofdreeks. Dit kan erop wijzen dat binaire systemen de jets genereren die door de Herbig-Haro objecten gekenmerkt worden en bewijzen veronderstellen dat de grootste Herbig-Haro afvloeiingen kunnen gevormd worden wanneer meerdere systemen uit elkaar vallen. Er wordt aangenomen dat de meeste sterren ontstaan als meervoudige systemen maar dat een grote fractie verstoord wordt voordat ze de hoofdreeks bereiken door zwaartekracht interacties met nabije sterren en dichte wolken van gas.
Infrarode tegenhangers
Infrarood beeld van moleculaire boogschokken in Orion (HH2).
Herbig-Haro objecten worden geassocieerd met erg jonge sterren of erg massieve protosterren en zijn vaak verborgen van de optische golflengtes door de wolk van gas en stof waarvan ze zich vormen. Dit omringende geboortemateriaal kan tientallen tot zelfs honderdtallen magnitudes verduisteren op optische golflengtes. Zulke diep ingebedde objecten kunnen enkel waargenomen worden in het infrarode of radiogolflengtes, meestal in het licht van hete moleculaire waterstof of warme koolmonoxide-emissie.
Infrarode afbeeldingen brengen een dozijn voorbeelden naar voren van Herbig-Haro objecten. De meeste lijken op booggolven (gelijkaardig aan de golven aan de kop van een zeilschip) en worden moleculaire boogschokken genoemd. Deze supersonische schokken worden net zoals Herbig-Haro objecten aangedreven door geconcentreerde smalle jets van de twee polen van een protoster. Ze werpen het omliggende moleculaire gas op om een ononderbroken stroom van materiaal te vormen, welke we bipolaire afvloeiingen noemen. Infrarode boogschokken reizen aan honderden kilometer per seconde en verhitten gas tot honderden en duizenden graden. Aangezien ze verbonden zijn met de jongste sterren, waar de accretie aanzienlijk sterk is, zijn infrarode boogschokken meestal geassocieerd met meer krachtige jets dan hun optische Herbig-Haro neven.
De fysica van infrarode boogschokken kan verstaan worden op dezelfde manier als Herbig-Haro objecten aangezien de objecten eigenlijk het zelfde zijn. Het is enkel de toestand in de jet en de omliggende wolk die verschillend is, waardoor infrarode emissie van moleculen ontstaat in plaats van optische emissie van atomen en ionen.
