En astronomía , los objetos Herbig-Haro (oa veces simplemente los objetos Herbig-Haro ; objetos HH abreviados ) son pequeñas nebulosidades asociadas con ciertas estrellas muy jóvenes , que se forman cuando la materia expulsada por estas estrellas nacientes choca con las nubes de gas y polvo que las rodean a velocidades de varios cientos de kilómetros por segundo. Los objetos Herbig-Haro son omnipresentes en las regiones de formación estelar , y muy a menudo es posible observar varios alrededor de la misma estrella, alineados a lo largo de su eje de rotación .
Estos objetos son fenómenos efímeros, que tienen una vida útil de unos pocos miles de años como máximo. Es posible verlos evolucionar en un período de tiempo relativamente corto, a medida que se alejan de la estrella de la que provienen a través de nubes de gas interestelar . Las observaciones del telescopio espacial Hubble muestran evoluciones complejas en solo unos pocos años, algunas partes se debilitan mientras que otras se iluminan, dependiendo de la densidad del medio encontrado.
Los objetos Herbig-Haro se han observado por primera vez por Sherburne Wesley Burnham al final del XIX ° siglo, pero fue sólo en 1950 que nos dimos cuenta de que era un nuevo tipo de nebulosa en emisión . Los primeros astrónomos que los han estudiado en detalle son George Herbig y Guillermo Haro , de ahí su nombre. Herbig y Haro estaban estudiando de forma independiente la formación de estrellas cuando analizaron estos objetos y entendieron que eran el resultado del proceso de formación de estrellas.
El primer objeto Herbig-Haro fue descubierto por Sherburne Wesley Burnham al final del XIX ° siglo, mientras observaba la estrella T Tauri con el bisel de 900 mm del Observatorio Lick Burnham atrapado justo al lado de una pequeña nubosidad conjunto. Esta fue catalogada como una nebulosa de emisión "estándar", posteriormente llamada "nebulosa de Burnham" (ahora HH 255), pero no fue reconocida en esa fecha como representativa de una nueva clase de objetos. Por otro lado, ya sabíamos en ese momento que T Tauri era una estrella variable muy joven, prototipo de una clase de estrellas variables llamadas “variables de tipo T Tauri” . Estas estrellas son extremadamente jóvenes y aún no han alcanzado la etapa de equilibrio donde el colapso gravitacional es compensado por reacciones de fusión nuclear en su centro.
A fines de la década de 1940, cincuenta años después del descubrimiento de Burnham, se habían observado algunas nebulosas similares, la mayoría de las cuales eran tan pequeñas que casi podrían confundirse con estrellas. Guillermo Haro y George Herbig estaban realizando observaciones de forma independiente sobre varios de estos objetos. Herbig miró de nuevo a la Nebulosa Burnham y descubrió que poseía un espectro electromagnético inusual, mostrando fuertes líneas de emisión de hidrógeno , azufre ([S II]) y oxígeno ([O II]), y que otros objetos, como HH 1, HH 2 y 3, tenían características similares. Por su parte, Haro anunció en 1952-1953 el descubrimiento de muchos otros objetos del mismo tipo y demostró que todos eran invisibles en infrarrojos .
Después de sus avistamientos, Herbig y Haro se conocieron en un simposio astronómico en Tucson , Arizona en 1949. Herbig no había prestado mucha atención a los objetos que había observado, centrándose principalmente en el estudio de estrellas jóvenes cercanas, pero al enterarse de los hallazgos de Haro, decidió realizar un estudio adicional. El astrónomo soviético Viktor Ambartsumian dio a estos objetos su nombre actual. Por su proximidad a las estrellas más jóvenes (unos cientos de miles de años como máximo), sugirió que los objetos Herbig-Haro pueden estar relacionados con las primeras etapas de la formación estelar T Tauri.
Los estudios que siguieron mostraron que los objetos HH estaban altamente ionizados , y las primeras teorías sugirieron que podrían contener estrellas calientes con poca luz. Sin embargo, la ausencia de radiación infrarroja de la nebulosa contradecía esta hipótesis. Más tarde se imaginó que la nebulosa podría contener protoestrellas , y la energía liberada durante el proceso de acreción se convirtió en la fuente de fotoionización.
A medida que se hicieron avances teóricos y de observación, quedó claro que los objetos HH fueron generados por materia expulsada de estrellas jóvenes cercanas, esta materia colisionando a velocidades muy altas con gas del medio interestelar .
A principios de la década de 1980, el progreso técnico hizo posible que las observaciones revelaran la forma en chorro de los objetos HH. Esto llevó a entender que la materia expulsada que da lugar a los objetos HH se concentra en chorros bipolares muy finos ( colimados ). De hecho, las estrellas nacientes están rodeadas, durante los primeros miles de años de su existencia, por un disco de acreción formado por los restos de la nube de gas inicial. La rápida rotación de las partes más internas de este disco genera la emisión de potentes chorros de material parcialmente ionizado perpendiculares al plano del disco. Cuando estos chorros chocan con el medio interestelar , dan lugar a pequeñas nebulosas emisoras , incluidos los objetos Herbig-Haro.
La radiación emitida por los objetos Herbig-Haro se debe a las ondas de choque provocadas por la colisión con el medio interestelar , pero sus movimientos son complicados. Las observaciones espectroscópicas del desplazamiento Doppler indican que el material en los chorros se mueve a velocidades de varios cientos de kilómetros por segundo, pero las líneas de emisión en el espectro de estos objetos son demasiado débiles para haberse formado a tales velocidades de colisión. Esto probablemente significa que el material con el que chocan los chorros también está en movimiento, alejándose también de la estrella central, pero a una velocidad más lenta que los chorros.
La estimación de la masa total expulsada necesaria para formar un objeto HH es del orden de una a veinte masas terrestres, que es una cantidad relativamente pequeña en comparación con la masa total de la propia estrella. Las temperaturas observadas en los objetos HH rondan los 8.000 a 12.000 Kelvin , similares a las observadas en otros tipos de nebulosas ionizadas, como las regiones HII o las nebulosas planetarias . Son relativamente densos, su densidad varía de unos pocos miles a unas pocas decenas de miles de partículas por centímetro cúbico, teniendo las regiones HII, en comparación, una densidad de menos de 1000 partículas por centímetro cúbico en general. Los objetos de HH consisten principalmente en hidrógeno y helio , respectivamente 75% y 25% en masa aproximadamente. Menos del uno por ciento de la masa total de estos está compuesta por elementos más pesados , y su abundancia es generalmente similar a la medida en estrellas jóvenes cercanas.
Cerca de la estrella fuente, entre el 20 y el 30% del gas de un objeto HH está ionizado, pero esta proporción tiende a disminuir con la distancia. Esto implica que el gas se ioniza en el chorro polar y luego se recombina a medida que se aleja de la estrella, en lugar de ionizarse en la colisión en sí. Sin embargo, el choque que ocurre al final del chorro puede reionizar parte del material, dando lugar a "tapas" más brillantes al final de los chorros.
Actualmente se enumeran más de 450 objetos HH o grupos de objetos (2006). Son ubicuos en las regiones de formación de estrellas y, muy a menudo, están presentes en grupos. Muy a menudo se observan cerca de los glóbulos de Bok ( nebulosas oscuras que contienen estrellas muy jóvenes) y, a menudo, emanan de estos glóbulos. Es común observar varios cerca de una sola estrella, formando así una especie de rosario a lo largo de una línea que representa el eje de rotación de esta.
El número de objetos HH conocidos ha crecido rápidamente en los últimos años, pero generalmente se cree que este número es en realidad solo una proporción muy pequeña de la cantidad que realmente existe en la Galaxia . Las estimaciones sugieren que hay hasta 150.000, la gran mayoría de los cuales están demasiado lejos y son demasiado débiles para ser resueltos con los instrumentos actuales. La mayoría de los objetos HH se encuentran a una distancia de no más de 0,5 parsec de la estrella fuente, y algunos se han observado hasta 1 parsec. Sin embargo, hay un pequeño número que está a varios pársecs de distancia, probablemente porque el medio interestelar es muy escaso en su vecindad, lo que permite que la materia expulsada viaje mucho más lejos antes de dispersarse.
Las observaciones espectroscópicas de los objetos HH muestran que se alejan de la estrella fuente a velocidades que varían de 100 a 1000 km / s . En los últimos años, el telescopio espacial Hubble ha hecho posible medir el movimiento natural de varios objetos HH, gracias a observaciones espaciadas con varios años de diferencia.
A medida que se alejan de su estrella, los objetos HH cambian significativamente, variando en brillo durante períodos de solo unos pocos años. Algunos "nodos" dentro del objeto HH pueden iluminarse, debilitarse o desaparecer por completo, mientras que otros aparecen en una ubicación diferente.
El material de los chorros emitidos por la estrella no se expulsa de forma continua sino en pulsos. Estas pulsaciones pueden producir chorros de gas que se mueven en la misma dirección pero a diferentes velocidades, y las interacciones entre estos diferentes chorros a su vez producen ondas de choque.
Las estrellas detrás de la creación de los objetos Herbig-Haro son muy jóvenes, y las más jóvenes siguen siendo protoestrellas que se forman a partir del gas circundante. Los astrónomos agrupan estas estrellas en cuatro clases, 0, I, II y III, de acuerdo con la intensidad de la radiación infrarroja emitida . Cuanto mayor es la radiación infrarroja, más la estrella está rodeada de materia fría, lo que indica que todavía se encuentra en la etapa de colapso gravitacional.
Las estrellas de clase 0 tienen solo unos pocos miles de años y son tan jóvenes que aún no han comenzado el proceso de fusión nuclear . Las reacciones de fusión han comenzado en los núcleos de los objetos de Clase I, pero la estrella en formación continúa acelerando el gas y el polvo . En este punto, estas estrellas generalmente todavía están envueltas en una densa nube de gas y polvo, que oscurece la luz visible y hace que se observen solo en los rangos de infrarrojos y radio . La acumulación de partículas de gas y polvo es en gran parte completa para las estrellas de clase II, pero todavía están rodeadas por un disco de gas y polvo, mientras que las estrellas de clase III tienen solo unos pocos rastros de su disco de acreción original.
Los estudios han demostrado que alrededor del 80% de las estrellas que dan lugar a los objetos Herbig-Haro son de hecho estrellas dobles o múltiples, siendo esta proporción mucho mayor que la encontrada para las estrellas de baja masa en la secuencia principal . Esto parece indicar que los sistemas binarios son más propicios para la formación de chorros que luego darán lugar a objetos HH .