Objeto Herbig-Haro

Pequeñas manchas de nebulosidad asociadas con estrellas recién nacidas
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 manchas brillantes de nebulosidad asociadas con estrellas recién nacidas . Se forman cuando estrechos chorros de gas parcialmente ionizado expulsados ​​por las 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 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 alrededor de 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 un período de unos pocos años, a medida que partes de la nebulosa se desvanecen mientras otras se iluminan al chocar con el material grumoso del medio interestelar.

Los objetos Herbig-Haro , observados por primera vez a finales del siglo XIX por Sherburne Wesley Burnham , 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 , en cuyo honor recibieron su nombre. Herbig y Haro trabajaban de forma independiente en estudios sobre la formación de estrellas cuando analizaron por primera vez los objetos y reconocieron que eran un subproducto del proceso de formación de estrellas. 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 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) del 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 distinta de objeto. [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 deben 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 una apariencia casi estelar. 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]

Tras sus descubrimientos independientes, Herbig y Haro se conocieron en una conferencia de astronomía en Tucson, Arizona, en diciembre de 1949. Herbig había prestado inicialmente poca atención a los objetos que había descubierto, preocupándose principalmente por las estrellas cercanas, pero al escuchar los hallazgos de Haro realizó estudios más detallados de ellos. El astrónomo soviético Viktor Ambartsumian dio a los objetos su nombre (objetos Herbig-Haro, normalmente abreviado como objetos HH), y basándose en su aparición cerca de estrellas jóvenes (de unos pocos cientos de miles de años de antigüedad), 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 dentro de ellas, ya que estas habrían emitido abundante luz infrarroja. En 1975, el astrónomo estadounidense RD Schwartz teorizó que los vientos de las estrellas T Tauri producen choques 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, de hecho, fenómenos inducidos por choques, impulsados ​​por un chorro colimado de protoestrellas. [2] [4]

El 18 de agosto de 2023 , The New York Times publicó una imagen de un signo de interrogación asociado al objeto . [5]

Formación

Los objetos HH se forman cuando el material acretado es expulsado por una protoestrella en forma de gas ionizado a lo largo del eje de rotación de la estrella, como lo ejemplifica HH 34 (derecha).

Las estrellas se forman por el colapso gravitacional de las 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 aumenta 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 de acreción 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 entiende por completo, pero se cree que la interacción entre el disco de acreción y el campo magnético estelar acelera parte del material de acreción desde unas pocas unidades astronómicas de la estrella lejos del plano del disco. A estas distancias, el chorro es divergente y se extiende 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. [8] [9] Los chorros también se llevan el exceso de momento angular resultante de la acreción de material sobre la estrella, 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 las pequeñas manchas de emisión brillante que componen los objetos HH. [10]

Propiedades

Gráfico de la intensidad de la luz en función de la 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 llama las "superficies terminales de trabajo". [11] El espectro es continuo , pero también tiene intensas líneas de emisión de especies neutras e ionizadas. [7] 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 chocan también se está moviendo a lo largo del haz, aunque a una velocidad menor. [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 propio (movimiento a lo largo del plano del cielo) de muchos objetos HH en observaciones espaciadas varios años. [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 grumos compactos individuales dentro de un objeto pueden brillar y desvanecerse o desaparecer por completo, mientras que se ha visto 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 chorros más lentos anteriores, 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 que asciende a alrededor del 1-10% de la masa total acretada por las estrellas fuente en un año. [21] La pérdida de masa tiende a disminuir con el aumento de la edad de la fuente. [22] Las temperaturas observadas en los objetos HH son típicamente de alrededor de 9.000-12.000  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 regiones H II y nebulosas planetarias. [24]

Las densidades también disminuyen a medida que la fuente evoluciona con el tiempo. [22] 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 de 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 . [20] 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. [8] Alrededor del 20-30% del gas en los objetos HH está ionizado cerca de la estrella fuente, pero esta proporción disminuye a distancias crecientes. 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. [23] El choque al final del chorro puede volver a ionizar algún material, dando lugar a "capas" brillantes. [7]

Números y distribución

Capas de emisión turbulentas 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 hay 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 primer objeto de este tipo en ser identificado. [25] Actualmente se conocen más de mil objetos individuales. [8] Siempre están presentes en regiones H II de formación estelar y a menudo se encuentran en grandes grupos. [10] Se observan típicamente 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. [8] El número de objetos HH conocidos ha aumentado rápidamente en los últimos años, pero esa es una proporción muy pequeña de los hasta 150.000 que se estima que hay en la Vía Láctea , [26] la gran mayoría de los cuales están demasiado lejos para ser resueltos. La mayoría de los objetos HH se encuentran a aproximadamente 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 parsecs (1.500 años luz) del Sol y está alimentado por un sistema binario de protoestrellas de clase I. El chorro bipolar se estrella contra el medio circundante a una velocidad de 300 kilómetros por segundo, produciendo dos capas de emisión separadas por unos 2,6 parsecs (8,5 años luz). La salida del chorro está acompañada por una salida de gas molecular de 0,3 parsecs (0,98 años luz) de longitud que es arrastrada por el propio chorro. [8] Los estudios infrarrojos del telescopio espacial Spitzer han revelado una variedad de compuestos químicos en la salida molecular, incluidos agua (hielo), metanol , metano , dióxido de carbono ( hielo seco ) y varios silicatos . [8] [27] Ubicada a unos 460 parsecs (1.500 años luz) de distancia en la nube molecular de Orión A , HH 34 es producida por un chorro bipolar altamente colimado alimentado por una protoestrella de clase I. La materia en el chorro se mueve a unos 220 kilómetros por segundo. Dos brillantes arcos de choque , separados por unos 0,44 parsecs (1,4 años luz), están presentes en los lados opuestos de la fuente, seguidos de una serie de arcos de choque más débiles a mayores distancias, lo que hace que todo el complejo tenga unos 3 parsecs (9,8 años luz) de largo. El chorro está rodeado por un débil flujo molecular de 0,3 parsecs (0,98 años luz) de largo cerca de la fuente. [8] [28]

Estrellas fuente

Lapso de tiempo de trece años del material expulsado de una protoestrella de clase I, formando el objeto Herbig-Haro HH 34

Las estrellas que emiten chorros HH son todas estrellas muy jóvenes, de entre unas pocas decenas de miles y un millón de años aproximadamente. Las más jóvenes de ellas son todavía protoestrellas en proceso de recolección de gases de sus alrededores. 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 alrededor de 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 la clase 0 tienen apenas unos pocos miles de años de antigüedad, tan jóvenes que aún no están experimentando reacciones de fusión nuclear en sus centros. En cambio, se alimentan únicamente de la energía potencial gravitatoria que se libera cuando el material cae sobre ellos. [31] En su mayoría contienen eflujos moleculares con velocidades bajas (menos de cien kilómetros por segundo) y emisiones débiles en los eflujos. [18] La fusión nuclear ha comenzado en los núcleos de los objetos de la clase I, pero aún caen sobre sus superficies gas y polvo desde la nebulosa circundante, y la mayor parte de su luminosidad se debe a la energía gravitatoria. Por lo general, 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 . [32] Los eflujos 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 aún están rodeados por discos de polvo y gas, y producen débiles flujos de salida de baja luminosidad. [18] Los objetos de Clase III (estrellas T Tauri de línea débil) solo tienen restos traza 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 que es 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 lugar a los objetos HH, y la evidencia sugiere que los mayores chorros de HH podrían formarse cuando los sistemas de múltiples estrellas se desintegran. [33] Se cree que la mayoría de las estrellas se originan a partir de sistemas de múltiples estrellas, pero que una fracción considerable de estos sistemas se desorganizan antes de que sus estrellas alcancen la secuencia principal debido a las interacciones gravitacionales con estrellas cercanas y densas nubes de gas. [33] [34]

El primer y único (hasta mayo de 2017) objeto Herbig-Haro de 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 parsec ) y se encuentra en las proximidades del cúmulo sigma Orionis . Anteriormente, solo se habían encontrado pequeños minichorros (≤0,03 parsec) alrededor de protoenanas marrones. [35] [36]

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 que se interpone puede disminuir la magnitud visual en factores de decenas o incluso de cientos en longitudes de onda ópticas. Estos objetos profundamente incrustados solo pueden observarse en longitudes de onda infrarrojas o de radio, [37] generalmente en las frecuencias de emisión de hidrógeno molecular caliente o monóxido de carbono tibio . [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 los conoce como "ondas de choque de proa" moleculares. La física de las ondas de choque de proa infrarrojas se puede entender de la misma manera que la de los objetos HH, ya que estos objetos son esencialmente los mismos: ondas de choque supersónicas impulsadas por chorros colimados desde los polos opuestos de una protoestrella. [39] Solo las condiciones en el chorro y la nube circundante son diferentes, lo que causa emisión infrarroja de moléculas en lugar de emisión óptica de átomos e iones. [40]

En 2009, el Grupo de Trabajo sobre Designaciones de la Unión Astronómica Internacional aprobó el acrónimo "MHO", de Molecular Hydrogen emission-line Object (Objeto de línea de emisión de hidrógeno molecular), para este tipo de objetos detectados en el infrarrojo cercano, y lo ha incluido en su Diccionario de referencia en línea de nomenclatura de objetos celestes. En 2010, el catálogo MHO contenía casi 1000 objetos. [39]

Objetos ultravioleta Herbig-Haro

Se han observado objetos HH en el espectro ultravioleta. [41]

Véase también

Referencias

  1. ^ Burnham, SW (1890). "Nota sobre la Nebulosa Variable de Hind en Tauro". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 51 (2): 94–95. Bibcode :1890MNRAS..51...94B. doi : 10.1093/mnras/51.2.94 .
  2. ^ abcdef Reipurth, B.; Bertout, C., eds. (1997). "50 años de investigación sobre Herbig-Haro. Desde el descubrimiento hasta el telescopio espacial Hubble". Flujos de Herbig-Haro y el nacimiento de las estrellas . Simposio IAU n.º 182. Dordrecht: Kluwer Academic Publishers . págs. 3–18. Código Bibliográfico :1997IAUS..182....3R.
  3. ^ Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A. (2014). Introducción a la astrofísica moderna . Harlow: Pearson Education Limited . pág. 478. ISBN. 978-1-292-02293-2.
  4. ^ Dopita, MA; Schwartz, RD; Evans, I. (diciembre de 1982). «Objetos Herbig–Haro 46 y 47: evidencia de eyección bipolar desde una estrella joven». Astrophysical Journal Letters . 263 : L73–L77. Código Bibliográfico :1982ApJ...263L..73D. doi : 10.1086/183927 .
  5. ^ Overbye, Dennis (18 de agosto de 2023). «¿El mayor interrogante de la astronomía? Lo estás viendo. Un examen minucioso de una imagen reciente del telescopio espacial Webb reveló algunos signos de puntuación cuestionables». The New York Times . Archivado desde el original el 18 de agosto de 2023. Consultado el 19 de agosto de 2023 .
  6. ^ Prialnik, D. (2000). Introducción a la teoría de la estructura y evolución estelar . Cambridge, Reino Unido: Cambridge University Press . pp. 198-199. ISBN. 978-0-521-65937-6.
  7. ^ abc Raga, AC (2001). "Objetos Herbig-Haro y estrellas fascinantes". En Murdin, Paul (ed.). Enciclopedia de astronomía y astrofísica (primera edición). Hampshire: Nature Publishing Group . págs. 1654–1657. ISBN 978-0333786536.
  8. ^ abcdefg Bally, J. (septiembre de 2016). "Flujos protoestelares". Revista anual de astronomía y astrofísica . 54 : 491–528. Bibcode :2016ARA&A..54..491B. doi : 10.1146/annurev-astro-081915-023341 .
  9. ^ abc Frank, A.; Ray, TP; Cabrit, S.; et al. (2014). "Chorros y efluentes de la estrella a la nube: las observaciones confrontan la teoría". En Beuther, S.; Klessen, RS; Dullemond, CP; Henning, T. (eds.). Protoestrellas y planetas VI . Tucson: University of Arizona Press . págs. 451–474. arXiv : 1402.3553 . Código Bibliográfico :2014prpl.conf..451F. doi :10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch020. ISBN 9780816531240.S2CID118539135  .​
  10. ^ abc P. Benvenuti; FD Macchetto; EJ Schreier, eds. (1996). "El nacimiento de las estrellas: chorros Herbig-Haro, acreción y discos protoplanetarios". Ciencia con el telescopio espacial Hubble – II . Baltimore: Space Telescope Science Institute . Código Bibliográfico :1996swhs.conf..491B.(Versión HTML)
  11. ^ ab Reipurth, B.; Bally, J. (2001). "Flujos de Herbig-Haro: Sondeos de la evolución estelar temprana". Revista anual de astronomía y astrofísica . 39 (1–2): 403–455. Código Bibliográfico :2001ARA&A..39..403R. doi :10.1146/annurev.astro.39.1.403.
  12. ^ Dopita, M. (febrero de 1978). "Los objetos Herbig-Haro en la nebulosa GUM". Astronomía y Astrofísica . 63 (1–2): 237–241. Bibcode :1978A&A....63..237D.
  13. ^ Schwartz, RD (1983). "Objetos Herbig–Haro". Revista anual de astronomía y astrofísica . 21 : 209–237. Código Bibliográfico :1983ARA&A..21..209S. doi :10.1146/annurev.aa.21.090183.001233.
  14. ^ Heathcote, S.; Reipurth, B.; Raga, AC (julio de 1998). "Estructura, excitación y cinemática de los objetos luminosos Herbig-Haro 80/81". Revista Astronómica . 116 (4): 1940-1960. Código bibliográfico : 1998AJ....116.1940H. doi : 10.1086/300548 .
  15. ^ Hartigan, P.; Morse, J.; Reipurth, B.; et al. (septiembre de 2001). "Movimientos propios del chorro HH 111 observados con el telescopio espacial Hubble". Astrophysical Journal Letters . 559 (2): L157–L161. Bibcode :2001ApJ...559L.157H. doi : 10.1086/323976 .
  16. ^ Raga, A.; Reipurth, B.; Velázquez, P.; et al. (Diciembre de 2016). "La evolución temporal de HH 2 a partir de cuatro épocas de imágenes del HST". Revista Astronómica . 152 (6): 186. arXiv : 1610.01951 . Código Bib : 2016AJ....152..186R. doi : 10.3847/0004-6256/152/6/186 . S2CID  58923690. 186.
  17. ^ ab Zealey, WJ (1992). "Objetos estelares jóvenes y objetos Herbig-Haro". Revista australiana de física . 45 (4): 487–499. Código Bibliográfico :1992AuJPh..45..487Z. doi : 10.1071/PH920487 .
  18. ^ abcd Bally, J. (octubre de 2007). "Chorros de estrellas jóvenes". Astrofísica y ciencia espacial . 311 (1–3): 15–24. Bibcode :2007Ap&SS.311...15B. doi :10.1007/s10509-007-9531-7. S2CID  55887210.
  19. ^ Raga, A.; Cantó, J. (octubre 2017). "La formación de dobles superficies de trabajo en chorros periódicamente variables". Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica . 53 (2): 219–225. Código Bib : 2017RMxAA..53..219R.
  20. ^ ab Brugel, EW; Boehm, KH; Mannery, E. (1981). "Espectros de líneas de emisión de objetos Herbig–Haro". Serie de suplementos de revistas astrofísicas . 47 : 117–138. Código Bibliográfico :1981ApJS...47..117B. doi :10.1086/190754.
  21. ^ Hartigan, P.; Morse, JA; Raymond, J. (noviembre de 1994). "Tasas de pérdida de masa, fracciones de ionización, velocidades de choque y campos magnéticos de chorros estelares". Astrophysical Journal . 436 (1): 125–143. Bibcode :1994ApJ...436..125H. doi :10.1086/174887.
  22. ^ abc Bally, J.; Reipurth, B.; Davis, CJ (2007). "Observaciones de chorros y efluentes de estrellas jóvenes" (PDF) . En Reipurth, B.; Jewitt, D.; Keil, K. (eds.). Protoestrellas y planetas V . Tucson: University of Arizona Press. págs. 215–230. Código Bibliográfico :2007prpl.conf..215B.
  23. ^ abcd Bacciotti, F.; Eislöffel, J. (febrero de 1999). "Ionización y densidad a lo largo de los haces de chorros Herbig-Haro". Astronomía y Astrofísica . 342 : 717–735. Bibcode :1999A&A...342..717B.
  24. ^ ab Dyson, JE; Franco, J. (2001). "Regiones H II". En Murdin, Paul (ed.). Enciclopedia de Astronomía y Astrofísica (Primera edición). Hampshire: Nature Publishing Group. págs. 1594–1599. ISBN 978-0333786536.
  25. ^ Herbig, GH (1974). "Borrador de catálogo de objetos Herbig-Haro". Boletín del Observatorio Lick . 658 (658): 1–11. Código Bib : 1974LicOB.658....1H.
  26. ^ Giulbudagian, AL (septiembre de 1984). "Sobre una conexión entre los objetos Herbig-Haro y las estrellas en llamaradas en la vecindad del Sol". Astrofísica . 20 (2): 147–149. Bibcode :1984Afz....20..277G. doi :10.1007/BF01005825. S2CID  121039271.
  27. ^ "Embedded Outflow in HH 46/47". NASA Spitzer Space Telescope . Laboratorio de Propulsión a Chorro , Instituto Tecnológico de California. 18 de diciembre de 2003. Archivado desde el original el 17 de febrero de 2018. Consultado el 16 de febrero de 2018 .
  28. ^ Reipurth, B.; Heathcote, S.; Morse, J.; et al. (enero de 2002). "Imágenes del chorro y arco de choque del Hubble Space Telescope: Estructura y movimientos propios". Astronomical Journal . 123 (1): 362–381. Bibcode :2002AJ....123..362R. doi : 10.1086/324738 .
  29. ^ abc McKee, CF; Ostriker, EC (septiembre de 2007). "Teoría de la formación estelar". Revista anual de astronomía y astrofísica . 45 (1): 565–687. arXiv : 0707.3514 . Código Bibliográfico :2007ARA&A..45..565M. doi :10.1146/annurev.astro.45.051806.110602. S2CID  : 119714125.
  30. ^ André, P.; Montmerle, T. (enero de 1994). "De estrellas T Tauri a protoestrellas: material circunestelar y objetos estelares jóvenes en la nube rho Ophiuchi". Revista Astrofísica . 420 (2): 837–862. Código bibliográfico : 1994ApJ...420..837A. doi : 10.1086/173608 .
  31. ^ André, P.; Ward-Thompson, D.; Barsony, M. (marzo de 1993). "Observaciones del continuo submilimétrico de Rho Ophiuchi A: la protoestrella candidata VLA 1623 y grupos preestelares". Revista Astrofísica . 406 (1): 122-141. Código bibliográfico : 1993ApJ...406..122A. doi : 10.1086/172425 .
  32. ^ Stahler, SW; Pala, F. (2004). La Formación de las Estrellas . Weinheim: WILEY-VCH Verlag . pag. 321.ISBN​ 9783527405596.
  33. ^ ab Reipurth, B. (diciembre de 2000). "Desintegración de sistemas múltiples en la evolución estelar temprana". Astronomical Journal . 120 (6): 3177–3191. Bibcode :2000AJ....120.3177R. doi : 10.1086/316865 .
  34. ^ Reipurth, B.; Rodríguez, LF; Anglada, G.; et al. (Marzo de 2004). "Radio Continuum Jets de objetos protoestelares". Revista Astronómica . 127 (3): 1736-1746. Código bibliográfico : 2004AJ....127.1736R. doi : 10.1086/381062 .
  35. ^ "Una enana marrón lanza un chorro a escala de pársec, con un impacto mayor que su peso". Observatorio Nacional de Astronomía Óptica . Archivado desde el original el 18 de febrero de 2020. Consultado el 6 de marzo de 2020 .
  36. ^ Riaz, B.; Briceño, C.; Whelan, ET; Heathcote, S. (julio de 2017). "Primer chorro Herbig-Haro a gran escala impulsado por una enana marrón". The Astrophysical Journal . 844 (1): 47. arXiv : 1705.01170 . Bibcode :2017ApJ...844...47R. doi : 10.3847/1538-4357/aa70e8 . ISSN  0004-637X. S2CID  119080074.
  37. ^ Davis, CJ; Eisloeffel, J. (agosto de 1995). "Imágenes en el infrarrojo cercano en H2 de efluentes moleculares (CO) de estrellas jóvenes". Astronomía y Astrofísica . 300 : 851–869. Código Bibliográfico :1995A&A...300..851D.
  38. ^ Giannini, T.; McCoey, C.; Nisini, B.; et al. (diciembre de 2006). "Emisión de líneas moleculares en HH54: una visión coherente desde el infrarrojo cercano al lejano". Astronomía y Astrofísica . 459 (3): 821–835. arXiv : astro-ph/0607375 . Bibcode :2006A&A...459..821G. doi :10.1051/0004-6361:20065127. S2CID  8799418.
  39. ^ ab Davis, CJ; Gell, R.; Khanzadyan, T.; et al. (febrero de 2010). "Un catálogo general de objetos de líneas de emisión de hidrógeno molecular (MHO) en flujos de estrellas jóvenes". Astronomía y Astrofísica . 511 : A24. arXiv : 0910.5274 . Bibcode :2010A&A...511A..24D. doi :10.1051/0004-6361/200913561. S2CID  119306625.
  40. ^ Smith, MD; Khanzadyan, T.; Davis, CJ (febrero de 2003). "Anatomía del arco de choque del objeto Herbig-Haro HH 7". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 339 (2): 524–536. Bibcode :2003MNRAS.339..524S. doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06195.x .
  41. ^ Böhm, Karl-Heinz (1989), Tenorio-Tagle, Guillermo; Moles, Mariano; Melnick, Jorge (eds.), "Objetos Herbig-Haro" , Estructura y dinámica del medio interestelar , Lecture Notes in Physics, vol. 350, Berlín, Heidelberg: Springer Berlin Heidelberg, pp. 282–294, doi :10.1007/bfb0114879, ISBN 978-3-540-51956-0, S2CID  222245602 , consultado el 18 de octubre de 2022
Wikimedia Commons tiene medios relacionados con los objetos Herbig-Haro .
  • 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 erupciones de estrellas jóvenes: Catálogo MHO

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