Els objectes de Herbig-Haro (HH) són una categoria de nebuloses d'emissió dèbilment lluminoses, visibles a l'interior o a les vores de les regions formadores d'estrelles. Són petites nebulositats associats a estrelles noves, i es formen quan el gas expulsat per les estrelles joves xoca amb els núvols de gas i de pols a velocitats de diversos centenars de quilòmetres per segon.
Els objectes de Herbig-Haro són omnipresents en regions de formació d'estrelles, i se'n veuen sovint diversos al voltant d'una sola estrella, alineats al llarg del seu eix rotatori. La majoria es troben aproximadament a 1 parsec (3,26 anys llum) de l'estrella progenitora, tot i que alguns s'han observat a diversos parsecs de distància.
Els objectes de HH són fenòmens transitoris. Es calcula que aquests fenòmens tenen una durada relativament curta; l'existència d'objectes de HH arribaria de fet a unes desenes o com a màxim a uns centenars de milers d'anys, al final dels quals es dispersen en el medi interestel·lar sota l'acció del vent produït per les noves estrelles formades.
Les observacions fetes pel Telescopi Espacial Hubble (HST) han revelat que aquests objectes evolucionen ràpidament en pocs anys; es poden desenvolupar visiblement en escales de temps molt curtes mentre es mouen ràpidament sortint de la seva estrella progenitora entre els núvols de gas interestel·lar. Les observacions del telescopi espacial Hubble també revelen l'evolució complexa dels objectes de HH en alguns anys, ja que algunes parts de la nebulositat s'esvaeixen mentre que d'altres s'il·luminen en xocar amb el material més lent del medi interestel·lar.
Els objectes de HH van ser observats per primera vegada al final del per Sherburne Wesley Burnham, però no van ser reconeguts com un tipus distint de nebulosa d'emissió fins a la dècada del 1940. Els primers astrònoms a estudiar-los detalladament van ser l'estaunidenc George Herbig (de l'observatori Lick) i el mexicà Haro de Guillermo (de l'observatori de Tonantzitla), dels quals duen el nom. Herbig i Haro estaven treballant de forma independent en l'estudi de formació d'estrelles quan van analitzar per primera vegada els objectes i van reconèixer que eren un subproducte del procés de formació d'estrelles.
Tot i que els objectes de HH són fenòmens de longitud d'ona visibles, molts romanen invisibles en aquestes longituds d'ona a causa de la pols i el gas, i només es poden detectar en longituds d'ona infrarroja. Aquests objectes, quan s'observen prop de la longitud d'ona infraroja, s'anomenen «objectes de linea d'emissió d'hidrogen molecular» (en anglès, Molecular Hydrogen emission-line Object, MHOs).
Descobriment i història de les observacions El primer objecte de HH va ser observat a finals del per l'astrònom estatunidenc Sherburne Wesley Burnham, quan va observar l'estrella T Tauri amb el telescopi refractor de 36 polzades (914 mm) a l'Observatori Lick i va observar una petita nebulositat associada a l'estrella. Es va pensar que era una nebulosa d'emissió, com la que es va conèixer més tard com a Nebulosa de Burnham (HH 255), i no es va reconèixer com una classe d'objecte diferenciat. Va descobrir que T Tauri era una estrella molt jove i variable, i és el prototip de la classe d'objectes similars coneguts com a estrelles T Tauri que encara no han arribat a un estat d'equilibri hidroestàtic entre el col·lapse gravitatori (que les comprimeix encara més) i la pressió generada per la radiació de la fusió nuclear als seus nuclis (que les expandeixen).
Uns cinquanta anys després del descobriment de Burnham es van descobrir altres nebulositats semblants, tan petites que semblen a primera vista petites estrelles. Tant Haro com Herbig van fer observacions independents de diversos d'aquests objectes a la nebulosa d'Orió durant la dècada del 1940. Herbig també va mirar la nebulosa de Burnham i va trobar que mostrava un espectre electromagnètic inusual, amb línies d'emissió destacades d'hidrogen (Hα), sofre ([S II]) i oxigen ([O II]). Per la seva banda, Haro va descobrir gairebé simultàniament (però ho va anunciar el 1952-1953) molts altres objectes del mateix tipus i va demostrar que la seva emissió a l'infraroig era molt feble, si no en alguns casos estava absent.
Després dels seus descobriments independents, Herbig i Haro es van reunir en una conferència sobre astronomia a Tucson (Estats Units d'Amèrica), el desembre de 1949. Herbig inicialment havia prestat poca atenció als objectes que havia descobert, preocupant-se principalment de les estrelles properes, però en escoltar les troballes d'Haro que va dur a terme (uns estudis més detallats que els seus), els astrònoms es van adonar que es trobaven davant d'un tipus particular de nebulosa d'emissió. L'astrònom soviètic Víktor Ambartsumian va donar nom als objectes (objectes de Herbig-Haro, normalment escurçats a objectes de HH), i basant-se en la seva aparició a prop d'estrelles joves (uns quants centenars d'anys d'antiguitat), va suggerir que podrien representar un estadi inicial de la formació de les estrelles T Tauri.
Estudis d'objectes de HH van demostrar que estaven altament ionitzats i els primers teòrics especulaven que es tractava de nebuloses de reflexió que contenien estrelles calentes de baixa lluminositat en el seu interior. Però l'absència de radiació infraroja de les nebuloses va significar que no hi podrien haver estrelles dins d'aquestes, ja que aquestes haurien emès una abundant llum infrarroja. El 1975, l'astrònom estatunidec RD Schwartz va teoritzar que els vents de les estrelles T Tauri produeixen xocs en el medi interestel·lar al trobar-se, donant lloc a la generació de llum visible. Amb el descobriment del primer jet protoestel·lar en HH 46/47, va quedar clar que els objectes d'HH són efectivament fenòmens provocats per xoc, amb xocs impulsats per un jet col·limat a partir de protoestrelles.
Formació
Les estrelles es formen pel col·lapse gravitatori dels núvols de gas interestel·lar. A mesura que el col·lapse augmenta la densitat, la pèrdua d'energia radiactiva disminueix a causa d'una major opacitat. Això augmenta la temperatura del núvol que impedeix un col·lapse posterior i s'estableix un equilibri hidroestàtic. El gas continua caient cap al nucli en un disc giratori. El nucli d'aquest sistema s'anomena protoestrella. Una part del material acretat és expulsat al llarg de l'eix de rotació de l'estrella en dos jets de gas parcialment ionitzats (plasma). El mecanisme per produir aquests jets bipolars col·limats no s'entén del tot, però es creu que la interacció entre el disc d'acreció i el camp magnètic estel·lar accelera part del material que s'acreta des d'unes quantes unitats astronòmiques de l'estrella, lluny del pla del disc. A aquestes distàncies, la sortida és divergent, desviant-se en un angle situat en un rang de 10-30 °, però es torna a col·limar cada cop més a distàncies de desenes a centenars d'unitats astronòmiques des de la font, ja que la seva expansió és restringida. Els jets també transporten l'excés de moment angular resultant de l'acreció de material a l'estrella, la qual cosa altrament provocaria que l'estrella rotés massa ràpidament i es desintegri. Quan aquests jets xoquen amb el medi interestel·lar, donen lloc a petits retalls d'emissió brillant que formen els objectes de Herbig-Haro.
Propietats L'emissió electromagnètica dels objectes de HH es produeix quan les seves ones de xoc associades xoquen amb el medi interestel·lar, creant el que s'anomena «superfícies terminals de treball». L'espectre és continu, però també té línies d'emissió intenses d'espècies neutres i ionitzades. Les observacions espectroscòpiques dels canvis Doppler d'objectes de HH indiquen velocitats de diversos centenars de quilòmetres per segon, però les línies d'emissió d'aquests espectres són més febles que el que s'esperaria d'aquestes col·lisions d'alta velocitat. Això suggereix que part del material amb què estan xocant també es mou al llarg de l'eix de rotació de l'estrella, encara que a una velocitat inferior. Les observacions espectroscòpiques d'objectes de HH mostren que s'estan allunyant de les estrelles d'origen a velocitats de diversos centenars de quilòmetres per segon. En els últims anys, l'alta resolució òptica del Telescopi Espacial Hubble ha revelat el moviment propi (moviment al llarg del pla del cel) de molts objectes de HH en observacions separades a diversos anys de distància. A mesura que s'allunyen de l'estrella progenitora, els objectes de HH evolucionen significativament, variant en brillantor en escales de temps d'uns anys. Retalls individuals compactats o en agrupacions dins d'un objecte poden il·luminar, esvair o desaparèixer completament, mentre que s'han vist que apareixen nous retalls.Aquests sorgeixen probablement per la precessió dels seus jets, juntament amb les erupcions pulsatives i intermitents de les seves estrelles progenitores. Els jets més ràpids s'aconsegueixen amb jets més lents anteriors, creant les anomenades «superfícies internes de treball», on els fluxos de gas xoquen i generen ones de xoc i les conseqüents emissions.
La massa total que s'està expulsant de les estrelles per formar els típics objectes de HH s'estima que és de l'ordre de 10–8 a 10–6 M☉ a l'any, una quantitat ínfima de material en comparació amb la massa de les estrelles mateixes, però que suposa aproximadament l'1-10% de la massa total acumulada per les estrelles progenitores en un any. La pèrdua massiva tendeix a disminuir a mesura que augmenta l'edat de la font. Les temperatures observades en objectes de HH són típicament d'uns 9.000-12.000 K, similars a les que es troben en altres nebuloses ionitzades com les regions H II i les nebuloses planetàries. Les densitats, en canvi, són més elevades que en altres nebuloses, que van des d'uns quants milers fins a unes poques desenes de milers de partícules per cm³, en comparació amb uns quants milers de partícules per cm³ a la majoria de regions H II i nebuloses planetàries.
La densitat també disminueix a mesura que la font evoluciona amb el pas del temps. Els objectes deHH estan constituïts majoritàriament en hidrogen i heli, que representen aproximadament el 75% i el 24% de la seva massa respectivament. Al voltant de l'1% de la massa dels objectes de HH està constituïda per elements químics més pesats, com oxigen, sofre, nitrogen, ferro, calci i magnesi. Les abundàncies d'aquests elements, determinades a partir de les línies d'emissió d'ions respectius, són generalment similars a les seves abundàncies còsmiques. Molts compostos químics que es troben al medi interestel·lar circumdant, però que no estan presents en el material d'origen, com els hidrurs metàl·lics, es creu que han estat produïts per reaccions químiques provocades per xoc. Al voltant del 20-30% del gas dels objectes de HH està ionitzat a prop de l'estrella progenitora, però aquesta proporció disminueix a grans distàncies. Això implica que el material està ionitzat al raig polar i es recombina a mesura que s'allunya de l'estrella, en lloc de ser ionitzat per col·lisions posteriors. El xoc al final del raig pot tornar a ionitzar algun material, donant lloc a «extrems» brillants.
Nombre i distribució