Obiect Herbig-Haro

Obiect Herbig-Haro HH49 imaginat de telescopul spațial Spitzer .

HH; abrevierea obiectelor Herbig-Haro (numit și obiecte catalog HH) sunt o categorie de nebuloase de emisie slab luminoase ^[1] în interior vizibil sau pe marginea regiunilor de formare a stelelor . ^[2] Se formează atunci când gazul ionizat (adesea la starea de plasmă ), expulzat sub formă de jeturi în corespondență cu polii stelelor în curs de antrenament, se ciocnește cu mai mulți nori densi de gaz și praf pentru a accelera supersonicul . ^[2] Undele de șoc generate de coliziune excită atomii gazului, care se aprinde datorită fenomenului de triboluminiscență .

Se calculează că aceste fenomene au o durată relativ scurtă: existența obiectelor HH ar ajunge de fapt la câteva zeci sau cel mult câteva sute de mii de ani, ^[1] la sfârșitul cărora se dispersează în mediul interstelar sub acțiunea vântului produsă de stelele nou formate. Observațiile efectuate de Telescopul Spațial Hubble (HST) arată, de asemenea, că aceste obiecte evoluează rapid în câțiva ani. ^[3]

Primul care a studiat acest tip de obiect ceresc a fost SW Burnham , dar astronomii care l-au urmat au realizat că este un anumit tip de nebuloasă de emisie . La începutul anilor patruzeci și cincizeci ai secolului trecut, aceste fenomene au fost studiate în profunzime de GH Herbig și, în mod independent, de G. Haro ; cei doi oameni de știință, cărora le este dedicată această clasă de obiecte, i-au recunoscut ca fenomene legate de formarea de noi stele.

Istoria observațiilor

Aripa sudică a observatorului Lick, unde se află telescopul refractar de 914 mm folosit de Burnham.

Primele observații

Obiectele Herbig-Haro au fost observate pentru prima dată la sfârșitul secolului al XIX-lea de astronomul american Sherburne Wesley Burnham . ^[4] Omul de știință, îndreptând telescopul refractar cu o deschidere de 914 mm a observatorului Lick spre steaua T Tauri , a observat o mică nebulozitate asociată cu steaua. Dar Burnham nu s-a oprit mult timp asupra ei și a respins obiectul clasificându-l ca o nebuloasă normală de emisie , numită în onoarea sa nebuloasă Burnham (HH 255). ^[5]

Ulterior s-a descoperit că T Tauri era o stea foarte tânără și extrem de variabilă , care a fost identificată ca prototipul unei clase de obiecte similare, numite stele T Tauri . Motivul variabilității stelelor T Tauri constă în faptul că acestea nu au atins încă echilibrul hidrostatic dintre prăbușirea gravitațională , care ar tinde să le comprimă și presiunea de radiație produsă de reacțiile de fuziune termonucleară din miezul stelar , ceea ce ar tinde să-i facă să se extindă.

La aproximativ cincizeci de ani de la descoperirea lui Burnham, au fost descoperite alte nebulozități similare, atât de mici încât par la prima vedere a fi stele mici; astronomii au realizat atunci că au de-a face cu un anumit tip de nebuloasă de emisie. ^[1]

Descoperirea paralelă a lui Herbig și Haro

Obiectele Herbig-Haro HH 1 și HH 2 (imaginate de HST) se află la aproximativ un an lumină unul de altul; sunt situate într-un mod simetric opus de-a lungul axei de rotație a unei stele tinere, care expulzează materia prin jeturile polare.

Primii astronomi care au studiat în detaliu obiectele HH au fost, la sfârșitul anilor 1940 și începutul anilor 1950 , americanul George Herbig (al observatorului Lick) și mexicanul Guillermo Haro (al observatorului Tonantzitla); ^[2] cei doi astronomi și-au realizat studiile independent unul de celălalt. Au descoperit că s-au produs linii de emisii ciudate în anumite regiuni întunecate ale nebuloasei Orion ^[5], care păreau să provină din obiecte nebuloase cu aspect semi-stelar. ^[2] Herbig a menționat că aceste spectre au prezentat linii de emisie foarte pronunțate de hidrogen ( Hα ), sulf [S II] și oxigen [O II], ^{[5] [6]} și provin din unele obiecte catalogate ulterior ca HH 1, HH 2 și HH 3. ^[7] La rândul său, Haro a descoperit aproape simultan (dar a anunțat-o doar în 1952 - 53 ) multe alte obiecte de același tip și a arătat că emisia lor în infraroșu era foarte slabă, dacă nu absentă în unele cazuri. ^{[8] [9]}

La scurt timp după descoperirile lor, Herbig și Haro s-au întâlnit la cea de-a 82-a conferință a Societății Astronomice Americane , desfășurată în decembrie 1949 în Tucson , Arizona . ^{[3] [10] [11]} Herbig a acordat inițial puțină atenție descoperirii sale, deoarece era interesat în primul rând de studierea stelelor din apropiere ; mai târziu, după ce a luat cunoștință de descoperirile importante ale lui Haro, a decis să întreprindă studii mai detaliate asupra acestor nebuloase. Ambii astronomi au ajuns la concluzia că a fost un fenomen caracteristic al formării stelelor .^[12]

Mai târziu, astronomul sovietic Viktor Ambarcumjan , care a acordat numele Herbig și Haro acestei clase de obiecte,^[12] pe baza prezenței lor lângă stele tinere (cu o vârstă de câteva sute de mii de ani), a emis ipoteza că ar putea avea relații cu stelele T Tauri.

Nebuloasa de reflexie NGC 2626 , care conține obiectul HH 132 (punctul galben-portocaliu ca un jet în partea de sus a nebuloasei).

Studii recente

Studiile ulterioare au arătat că gazul obiectelor HH este puternic ionizat ; din acest motiv, mulți astronomi au sugerat că ar fi putut găsi stele slabe , dar extrem de fierbinți . ^[13] Totuși, ipoteza a fost imediat respinsă, având în vedere absența radiațiilor infraroșii provenite din aceste nebuloase; de fapt, conform celor observate de Haro, prezența stelelor ar fi fost indicată de o cantitate masivă de emisii în infraroșu. Ulterior, ipoteza a fost confirmată că aceste nebulozități ar putea conține obiecte stelare tinere (YSO) în interiorul lor și că obiectele Herbig-Haro ar fi rezultatul coliziunii materiei , expulzată de tinerele stele în timpul procesului de acreție , împotriva gazului a nebuloasei din care a provenit steaua. Coliziunea ar avea loc la viteze mai mari decât cea a sunetului (observațiile telescopului spațial Hubble au arătat o viteză de expansiune între 100 și 1000 km / s ^[14] ), în timp ce energia cinetică a coliziunii, care a devenit energie termică la frecare, ar da naștere la ionizarea moleculelor , împărțite în atomii lor constituenți. ^{[3] [15]}

La începutul anilor 1980 s-a înțeles că materialul expulzat care constituie obiectul este foarte colimat , adică concentrat în jeturi ale căror particule călătoresc aproape perfect paralel. ^[14] În anii nouăzeci, un rol decisiv l-a avut Telescopul Hubble și, mai recent, și Telescopul Spațial Spitzer ; datorită acestor două telescoape importante orbitante s-a descoperit că formarea jeturilor similare reprezintă un fenomen tipic al ultimelor faze ale genezei stelare. ^[1]

Formare și structură

Structura schematică a unui obiect Herbig-Haro.

Teoria acceptată în prezent de comunitatea astronomică asupra procesului de formare a stelelor , numită model standard , prezice că nașterea unei stele are loc atunci când un nor molecular cu rotație lentă se prăbușește asupra sa prin acțiunea propriei sale gravitații ; în acest fel se formează un nucleu hidrostatic dens care ia numele de protostar . ^[16]

Imagini realizate de HST care arată variația structurii obiectului HH 30 pe parcursul a cinci ani, din 1995 până în 2000 . Situat la 450 al de Pământ , în constelația Taurului , are câteva mase de materie de-a lungul direcției principale a jetului la o viteză estimată de aproximativ 200 km / s . Când este vizionat de pe margine, discul are o rază de 250 AU. ^[17]

În urma prăbușirii, protostelul trebuie să-și mărească masa prin încorporarea materiei pornind de la gazele reziduale ale norului; începe astfel o fază de creștere care se desfășoară cu o rată de aproximativ 10 ^-6 –10 ⁻⁵ M _☉ pe an. ^[16] Acreția materialului către protostar este mediată de o structură discoidală aliniată cu ecuatorul protostelului, discul de acreție . Aceasta se formează atunci când mișcarea de rotație a materiei care se încadrează (inițial egală cu cea a norului) este amplificată datorită conservării impulsului unghiular ; această formațiune are și sarcina de a disipa excesul de moment unghiular , care altfel, deplasându-se pe protostel, ar cauza dezmembrarea acestuia. ^[16] În această fază se formează și fluxuri moleculare colimate , ^[18] poate rezultatul interacțiunii regiunilor interne ale discului, afectate de radiația intensă produsă, cu liniile de forță ale câmpului magnetic stelar ; aceste jeturi pleacă de la polii protostelului la viteză supersonică și probabil au și funcția de dispersare a excesului de moment unghiular. ^[16] Jeturile, care se ciocnesc cu gazele din jur ale norului, sunt frânate brusc; ^[2] undele de șoc sunt generate astfel , de asemenea , se propagă lateral la jet, interesant atomii gazului și făcându - l luminescent ( triboluminescence ). Nebuloasa de emisie rezultată este obiectul Herbig-Haro. ^[19]

Imaginile de înaltă rezoluție luate de telescopul spațial Hubble au făcut posibilă analiza structurii acestor obiecte, ^[1] arătând, de asemenea, în mod clar că, în unele cazuri, la fel ca în HH 30 , structura acestor jeturi nu este perfect continuă, ci pare fragmentară . Potrivit unor astronomi, această fragmentare se datorează interacțiunilor dinamice cu mediul interstelar; majoritatea susțin în schimb că este rezultatul erupțiilor periodice de materie de către stea în etapele evolutive timpurii, care se repetă la intervale de aproximativ 20-30 de ani. ^[15] Natura fragmentară a jeturilor sugerează prezența fenomenelor episodice și, prin urmare, indică faptul că creșterea materiei nu a avut loc într-un mod perfect regulat, ci prin etape succesive. În unele cazuri, în plus, jeturile par să se desfășoare în jurul direcției principale de mișcare, ceea ce sugerează că emisia gazoasă nu a avut loc întotdeauna în mod regulat sau a provenit din aceleași regiuni ale discului. ^[2] În alte cazuri, forma jeturilor este complexă datorită unei posibile mișcări de undă a stelei, posibil cauzată de interacțiunile gravitaționale cu tovarășii invizibili: protostele care nu au ajuns la aprindere (destinate să devină pitici maronii ) sau sistemele planetare în formare . Formarea planetară, care are loc, conform teoriilor recente, prin fragmentarea discului circumstelar și condensarea ulterioară a maselor de materie, ar fi, prin urmare, un „produs secundar” al formării stelelor. ^[20]

Caracteristici fizico-chimice

Emisia de lumină a obiectelor Herbig-Haro are o dinamică foarte complexă. Analiza spectroscopică a efectului lor Doppler indică viteza pentru fluxuri moleculare egale cu câteva sute de kilometri pe secundă, dar liniile de emisie ale spectrului lor electromagnetic sunt prea slabe pentru a fi produse ca urmare a vitezei șocului atât de mare. ^[6] Acest lucru implică probabil că o parte din materia cu care se ciocnesc fluxurile este, de asemenea, în mișcare, deși la viteze mai mici. ^[21]

Diagrama care prezintă compoziția obiectului Herbig-Haro HH 46/47 .

O particularitate a acestor jeturi este aceea că acestea apar închise în conuri extrem de subțiri, care se extind până la câteva unități astronomice de la suprafața stelară. Se crede că limitarea materiei în jeturi este favorizată de liniile de forță ale câmpului magnetic stelar , a căror deviere și represalii în traversarea discului de acumulare ar provoca un fel de helix care canalizează plasma evacuată într-un jet subțire. ^{[1] [16]}

În ciuda faptului că a fost alimentat pentru o perioadă destul de scurtă (aproximativ 100 000 de ani), fluxurile moleculare implică o pierdere semnificativă de masă de către steaua care se formează. ^[6] Se calculează că masa dispersată de fluxurile polare, care este preluată de pe disc, corespunde cu aproximativ 2 x 10 ⁻⁷ mase solare ; aceasta este o pierdere semnificativă, deoarece reprezintă 1-10% din masa discului, care crește cea a stelei în fiecare an . ^[22] Cu toate acestea, această pierdere în masă are o rațiune de eter. Doar o parte din materia nucleului dens (se estimează că aproximativ o treime ^[23] ) va precipita în protostel: de fapt, dacă tot impulsul unghiular al discului ar fi transferat către acesta, viteza de rotație a acestuia ar crește până la atingerea o valoare a forței centrifuge astfel încât să provoace dezmembrarea acesteia. Jeturile în sine ar ajuta la dispersarea excesului de impuls unghiular. ^[16]

Temperatura în obiectele HH este cuprinsă între 8.000 și 12.000 K , la fel ca în alte nebuloase ionizate, cum ar fi regiunile H II și nebuloasele planetare . Cu toate acestea, densitatea este mult mai mare și este între câteva mii și câteva zeci de mii de particule pe cm ³ , comparativ cu aproximativ 1 000 pe cm ³ în regiunile H II și în nebuloasele planetare. ^[24]

Obiectele HH constau în principal din hidrogen și heliu , în procente de masă de 75% și respectiv 25%. Mai puțin de 1% este alcătuit din elemente mai grele și compuși , cum ar fi apa (în starea de gheață ), silicați , dioxid de carbon (până la starea de gheață ), metan și metanol . ^[6] Compoziția obiectelor HH a fost studiată prin analize spectrofotometrice , care arată o predominanță clară a emisiilor de hidrogen Balmer , cu linii de emisie de oxigen ([OI]), sulf ([S II]), azot ([NI] ) și fier ([Fe II]), în care se remarcă liniile puternic excitate de [O II] și [N II], împreună cu emisiile slabe de [O III]. ^[25]

HH 111, una dintre puținele excepții: se extinde peste 12 până la (3,7 buc) de la steaua părinte. Partea superioară a imaginii a fost luată de HST în vizibil ( camera WF / PC2 ), partea inferioară în infraroșu ( NICMOS ).

În apropierea stelei care se formează, aproximativ 20-30% din gazul nebular este ionizat, dar această proporție scade odată cu creșterea distanței de la stea. Rezultă că materia se află deja în formă ionică în jetul polar, în timp ce recâștigă electronii pierduți în timpul ionizării pe măsură ce se îndepărtează de stea. Ceea ce s-a spus ar părea să contrazică teoria conform căreia atomii ionizează ca urmare a coliziunilor. Nu este cazul: trebuie avut în vedere faptul că tensiunile la care sunt supuși atomii la sfârșitul jetului pot ioniza din nou o parte din gaz, dând astfel naștere la „capace” luminiscente la sfârșitul fluxurilor, ^[25] vizibil și în imaginea următoare.

Numere și distribuție

Ultimul catalog publicat cu obiecte HH datează din 1999 și a inclus peste 450 de obiecte. ^[26] De atunci descoperirile au fost numeroase și o interogare către baza de date SIMBAD dă peste 2000 de rezultate. ^[27]

Obiectele HH, care se găsesc în regiuni în care este prezentă o anumită activitate de formare a stelelor, apar în majoritatea cazurilor individual; cu toate acestea, nu este neobișnuit să le observăm în asocieri extinse, care uneori includ și globule Bok ( nebuloase întunecate în care există stele în formare, din care provin adesea aceleași obiecte HH). ^[28]

În ultimii ani, numărul obiectelor HH descoperite a crescut rapid, dar se crede că obiectele identificate alcătuiesc doar un procent mic din cele existente de fapt în Calea Lactee . Estimările susțin că există peste 150.000, ^[29] dintre care cele mai multe ar fi atât de departe încât nu ar putea fi nici observate, nici studiate cu tehnicile observaționale actuale.

Majoritatea obiectelor HH cunoscute se află la 0,5 parsec (buc) de steaua de origine; foarte puțini, de fapt, sunt cei identificați la o distanță mai mare de steaua părinte (aproximativ 1 buc). ^[19] Cu toate acestea, există excepții: unele au fost descoperite chiar la câțiva parseci distanță, poate pentru că mediul interstelar, nefiind foarte dens în vecinătatea lor, îi permite să se propage la distanțe mult mai mari de stea, înainte de a se dispersa în spațiul interstelar. . ^[3]

Mișcare și variabilitate adecvate

În ultimii ani, datorită mai ales puterii de rezoluție ridicate a telescopului Hubble, a fost posibil să se măsoare mișcarea corectă a majorității obiectelor HH în decursul câtorva ani. Aceste observații au făcut, de asemenea, posibil să se măsoare distanța unora dintre aceste nebulozități, utilizând metoda paralaxei . ^[3]

În timpul deplasării lor de la stelele părinte, obiectele HH evoluează semnificativ, variind în luminozitate pe o perioadă scurtă de timp (câțiva ani). Clustere individuale de gaze din flux aprind o perioadă de timp, după care se estompează sau dispar cu totul, în timp ce apar imediat noi. Variațiile sunt cauzate de interacțiunile atât între jeturi și mediu interstelar, cât și între diferite porțiuni de gaz din interiorul jeturilor, accelerate la viteze diferite.

Erupția jeturilor din stea are loc în mod neregulat și intermitent, mai degrabă decât în ​​fluxuri continue și regulate. Această intermitentă poate face ca jeturile să se deplaseze în aceeași direcție, deși la viteze diferite; interacțiunile dintre jeturi creează așa-numitele „suprafețe de lucru” (suprafețe de lucru), în care fluxurile de gaz, ciocnind între ele, generează undele de șoc la baza ionizării lor. ^[24]

Clasificarea stelelor din care provin obiectele HH

Același subiect în detaliu: Obiect stelar tânăr § Distribuția spectrală a energiei (SED) .

Stelele de la baza formării obiectelor Herbig-Haro sunt toate foarte tinere, începând de la protostele în faza de acumulare până la T Tauri mai evoluat. Astronomii le împart în patru clase (0, I, II și III), în funcție de luminozitatea lor în infraroșu, ținând cont că o cantitate mare de infraroșu implică o cantitate mare de materie rece pe orbita în jurul stelei; ^[28] acest lucru ar indica faptul că se află într-o fază în care colapsul gravitațional este încă proeminent.

Obiectele Herbig-Haro HH 901 și HH 902 apar din partea de sus a două coloane de gaz din interiorul Nebuloasei Carina, la aproximativ 7000-7500 distanță de sistemul solar.

Cu toate acestea, această clasificare nu este definitivă: numărul de clase, de fapt, pare să fie destinat să crească pe măsură ce sunt descoperite noi detalii. Acest lucru s-a întâmplat exact clasei 0, cea mai recentă, care nu a fost introdusă înainte ca parametrii apartenenței la clasele I, II și III să fie bine definiți. ^[30]

Obiectele de clasa 0 au o vechime de câteva mii de ani; având în vedere vârsta lor fragedă, reacțiile termonucleare nu sunt încă în desfășurare în nucleul lor, dar energia care le alimentează este energia potențială gravitațională eliberată de materie pe măsură ce cade pe protostel. ^[31] Trecând la clasa I, se observă că fuziunea nucleară a început deja, dar gazele și praful precipită încă din nori din jur și de pe discul de acumulare de pe suprafața lor. Acești nori, având în vedere densitatea lor mare, fac aproape imposibilă observarea lor la lungimile de undă ale vizibilului, dar permit observarea acestuia în infraroșu sau continuum radio . ^[32] În obiectele din clasa II căderea materiei de pe discul de acumulare este aproape complet terminată; cu toate acestea, o cantitate bună de materie rămâne încă pe orbita în jurul stelei, ceea ce constituie discuri circumstelare din care pot proveni sistemele planetare. În obiectele din clasa III există doar urme ale discului de acumulare original.

Studiile au arătat că aproximativ 80% dintre stelele din care provin obiectele HH sunt stele binare sau multiple (două sau mai multe stele care orbitează un centru de greutate comun); prin urmare, o proporție mult mai mare decât cea găsită printre stelele secvenței principale . Aceste date ar sugera apoi că sistemele stelare se află la baza erupției jeturilor care formează obiectele HH și că, probabil, fluxurile mai mari se formează în urma dizolvării lor. Prin urmare, se crede că majoritatea stelelor apar ca sisteme multiple, dar că o mare parte este distrusă de interacțiunile gravitaționale cu stelele din apropiere și norii densi de gaze înainte ca acestea să ajungă la secvența principală a diagramei HR . ^[32]

Omologii obiectelor HH din infraroșu

Imagine în infraroșu a șocurilor de arc molecular asociate cu fluxurile bipolare în obiectul HH 2 din interiorul nebuloasei Orion ( M42 ).

Majoritatea obiectelor Herbig-Haro asociate cu stele foarte tinere sau protostele foarte masive sunt dificil de observat în vizibil, deoarece norii de gaz și praf din care sunt formați blochează radiația din aceste lungimi de undă . Din acest motiv, strălucirea lor este redusă cu zeci sau chiar sute de magnitudini . Este posibil să se obțină observații discrete pe baza diferitelor lungimi de undă ale spectrului electromagnetic: în vizibil, în principal în benzile de emisie de hidrogen și monoxid de carbon , sau în infraroșu ^[33] sau unde radio . ^[32]

În ultimii ani, astronomia în infraroșu a oferit numeroase imagini cu zeci de „ obiecte HH în infraroșu ”, adică corpuri cerești similare cu obiectele HH, dar care, spre deosebire de acestea din urmă, emit cea mai mare parte a radiației lor în infraroșu. Aceste obiecte sunt numite șoc de arc (literalmente. Arcul valurilor ) molecular, datorită asemănării lor cu valurile care formează arcul unei nave pe mare. La fel ca obiectele HH, aceste șocuri sunt formate din jeturi colimate care ies din polii unui protostar. Avioanele de șoc de arc se deplasează cu viteze de câteva sute de km / s; coliziunile dintre particulele fluxului și cele ale mediului interstelar încălzesc gazele la temperaturi de câteva mii de kelvini. Fiind tipic stelelor mai tinere, în care procesul de acumulare este încă extrem de puternic, șocurile de arc din infraroșu sunt, prin urmare, asociate cu jeturi mult mai energice ale obiectelor HH. ^[32]

Dinamica șocurilor cu arc în infraroșu poate fi înțeleasă într-un mod similar cu cele ale obiectelor HH, deoarece au afinități puternice. Singura, dar importantă diferență, constă în condițiile care sunt create în jeturi și în nebuloasa înconjurătoare: în cazul șocurilor de arc provoacă emisii în infraroșu de către molecule , în timp ce în obiectele HH provoacă emisii vizibile de către atomi și ioni . ^[34]

Notă

Bibliografia

Testi generici

L'oggetto di Herbig-Haro HH 32, uno dei più brillanti del cielo.

• E. Bussoletti e F. Melchiorri, Astronomia infrarossa. Una nuova presentazione del cosmo , Milano, Mondadori, 1983, ISBN 88-04-21365-5 .
• HL Shipman, L'universo inquieto. Guida all'osservazione a occhio nudo e con il telescopio. Introduzione all'astronomia , Bologna, Zanichelli, 1984, ISBN 88-08-03170-5 .
• H. Reeves, L'evoluzione cosmica , Milano, Rizzoli–BUR, 2000, ISBN 88-17-25907-1 .
• AA.VV, L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia , Novara, De Agostini, 2002.
• M. Hack , Dove nascono le stelle. Dalla vita ai quark: un viaggio a ritroso alle origini dell'Universo , Milano, Sperling & Kupfer, 2004, ISBN 88-8274-912-6 .
• J. Gribbin, Enciclopedia di astronomia e cosmologia , Milano, Garzanti, 2005, ISBN 88-11-50517-8 .
• W. Owen et al. , Atlante illustrato dell'Universo , Milano, Il Viaggiatore, 2006, ISBN 88-365-3679-4 .
• J. Lindstrom, Stelle, galassie e misteri cosmici , Trieste, Editoriale Scienza, 2006, ISBN 88-7307-326-3 .
• G. Ranzini, Astronomia , Novara, De Agostini, 2007, ISBN 978-88-418-3521-0 .

Testi specifici

• ( EN ) TJ Millar e AC Raga, Shocks in Astrophysics , Kluwer Academic Publishers, 1996, ISBN 0-7923-3899-5 .
• ( EN ) CJ Lada e ND Kylafits, The Origin of Stars and Planetary Systems , Kluwer Academic Publishers, 1999, ISBN 0-7923-5909-7 .
• A. De Blasi, Le stelle: nascita, evoluzione e morte , Bologna, CLUEB, 2002, ISBN 88-491-1832-5 .
• C. Abbondi, Universo in evoluzione dalla nascita alla morte delle stelle , Sandit, 2007.

Pubblicazioni scientifiche

Voci correlate

Oggetti di Herbig-Haro

• HH 34
• HH 46/47
• HH 80/81
• HH 132

Rappresentazione artistica della protostella scoperta nella nube oscura LDN 1014 ; ben visibili sono il disco di accrescimento ei getti che si dipartono dai poli della protostella.

Oggetti e dinamiche celesti

• Disco di accrescimento
• Disco protoplanetario
• Flusso molecolare bipolare
• Formazione stellare
• Getto polare
• Globulo di Bok
• Luce collimata
• Nebulosa a emissione
• Protostella
• Stella T Tauri

Personalità

• Viktor Amazaspovič Ambarcumjan
• Sherburne Wesley Burnham
• Guillermo Haro
• George Herbig

Altri progetti

• Wikimedia Commons contiene immagini o altri file su oggetto di Herbig-Haro

Collegamenti esterni

• Le tappe della formazione stellare ( di Oriano Spazzoli ) , su racine.ra.it .
• HH 32 - scheda da Home Telescopio spaziale "Hubble" , su vialattea.net .
• ( EN ) ESO - Oggetto di Herbig-Haro HH 34 , su eso.org .
• ( EN ) Catalogo generale degli oggetti di Herbig-Haro, University of Colorado , su casa.colorado.edu (archiviato dall' url originale il 13 febbraio 2006) .
• ( EN ) Interrogazione al database SIMBAD sugli Oggetti HH , su simbad.u-strasbg.fr .
• ( EN ) Articolo sugli oggetti HH nell'Enciclopedia astronomica, astrobiologica ed astronautica ( Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight ) , su daviddarling.info .
• ( EN ) Animazioni dei getti e dei bow shock degli oggetti HH dalle osservazioni del Telescopio Hubble , su sparky.rice.edu .

V · D · M Formazione stellare
Oggetti stellari giovani	Protostella · Stella pre-sequenza principale ( Variabili Orione : T Tauri · EXor · FUor · Stella Ae/Be di Herbig )
Nebulosità associate	Nube interstellare · Nube molecolare ( GMC ) · Regione H II · Nebulosa oscura · Globulo di Bok · Nebulosa solare ( Proplyd ) · Oggetto di Herbig-Haro
Concetti e strumenti	Diagramma colore-colore · Funzione di massa iniziale · Instabilità di Jeans · Meccanismo di Kelvin-Helmholtz

Portale Fisica

Portale Oggetti del profondo cielo

Portale Stelle

Questa è una voce in vetrina , identificata come una delle migliori voci prodotte dalla comunità .
È stata riconosciuta come tale il giorno 10 gennaio 2008 — vai alla segnalazione .
Naturalmente sono ben accetti suggerimenti e modifiche che migliorino ulteriormente il lavoro svolto.

Segnalazioni · Criteri di ammissione · Voci in vetrina in altre lingue · Voci in vetrina in altre lingue senza equivalente su it.wiki