Objek Herbig-Haro

Teleskop luar angkasa Hubble gambar HH 24 (kiri) dan HH 32 (kanan; atas) – nebula warna warni ciri Khadapi dari objek Herbig–Haro

Objek Herbig–Haro (HH) adalah bagian terang dari nebulositas yang terkait dengan bintang yang baru lahir. Mereka terbentuk ketika semburan sempit dari sebagian gas terionisasi yang dikeluarkan oleh bintang yang bertabrakan dengan awan gas dan debu di dekatnya dengan kecepatan beberapa ratus kilometer per detik. Objek Herbig–Haro biasanya ditemukan di daerah pembentuk bintang, dan beberapa sering terlihat di sekitar bintang tunggal, sejajar dengan sumbu rotasinya. Kebanyakan dari mereka terletak dalam jarak sekitar satu parsec (3,26 tahun cahaya) dari sumber, meskipun beberapa telah diamati beberapa parsec jauhnya. Objek HH adalah fenomena sementara yang berlangsung sekitar beberapa puluh ribu tahun. Mereka dapat berubah secara nyata dalam rentang waktu beberapa tahun saat mereka berpindah dengan cepat dari bintang induknya ke dalam awan gas ruang antarbintang (medium antarbintang). Pengamatan Teleskop Luar Angkasa Hubble telah mengungkapkan evolusi kompleks objek HH selama beberapa tahun, saat bagian nebula memudar sementara yang lain menjadi cerah saat bertabrakan dengan materi rumpun dari medium antarbintang.

Objek ini pertama kali diamati pada akhir abad ke-19 oleh Sherburne Wesley Burnham, objek Herbig – Haro dikenali sebagai jenis nebula emisi yang berbeda pada tahun 1940-an. Astronom pertama yang mempelajarinya secara mendetail adalah George Herbig dan Guillermo Haro, setelah itu mereka diberi nama. Herbig dan Haro bekerja secara independen pada studi pembentukan bintang ketika mereka pertama kali menganalisis objek, dan menyadari bahwa mereka adalah produk sampingan dari proses pembentukan bintang. Meskipun objek HH adalah fenomena panjang gelombang yang terlihat, banyak yang tetap tidak terlihat pada panjang gelombang ini karena debu dan gas, dan hanya dapat dideteksi melalui gelombang panjang inframerah. Objek seperti itu jika diamati dalam inframerah dekat, disebut objek garis emisi hidrogen molekuler (MHO).

Pembentukan

Artikel utama: Pembentukan bintang dan Jet astrofisika

Bintang terbentuk karena keruntuhan gravitasi awan gas antarbintang. Saat keruntuhan meningkatkan kepadatan, menyebabkan kehilangan energi radiasi berkurang karena peningkatan opasitas. Ini menaikkan suhu awan yang mencegah keruntuhan lebih lanjut, dan kesetimbangan hidrostatik tercapai. Gas terus turun menuju inti dalam piringan yang berputar. Inti dari sistem ini disebut protobintang. Beberapa materi yang mengalami akresi dikeluarkan sepanjang sumbu rotasi bintang dalam dua semburan gas terionisasi sebagian (plasma). Mekanisme untuk menghasilkan jet bipolar terkolimasi ini tidak sepenuhnya dipahami, tetapi diyakini bahwa interaksi antara cakram akresi dan medan magnet bintang mempercepat beberapa materi yang bertambah dari dalam beberapa unit astronomi bintang menjauh dari bidang cakram. Pada jarak ini aliran keluar divergen, menyebar pada sudut dalam kisaran 10−30°, tetapi semakin terkolimasi pada jarak puluhan hingga ratusan unit astronomi dari sumber, karena perluasannya dibatasi. Jet juga membawa kelebihan momentum sudut akibat pertambahan materi ke bintang, yang sebaliknya akan menyebabkan bintang berputar terlalu cepat dan hancur. Ketika jet ini bertabrakan dengan medium antarbintang, mereka menimbulkan bercak kecil emisi terang yang terdiri dari objek HH.