Herbig-Haro-Objekt

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Herbig-Haro-Objekt HH47, beobachtet vom Hubble-Weltraumteleskop. Der Maßstab stellt 1000 Astronomische Einheiten dar. Das entspricht in etwa 1000 Mal dem Abstand zwischen Sonne und Erde.

Herbig-Haro-Objekte sind kleine neblige Gebilde um junge Sterne. Sie entstehen, wenn vom Stern ausgestoßenes Gas auf Staubwolken trifft. In Regionen, in denen Sterne entstehen, sind Herbig-Haro-Objekte allgegenwärtig. Oft werden sie um einen einzelnen Stern gesehen, wo sie entlang seiner Rotationsachse ausgerichtet sind. Herbig-Haro-Objekte sind mit einer Lebensdauer von bestenfalls ein paar tausend Jahren sehr kurzlebig. Sie können in sehr kurzer Zeit sichtbar werden, wenn sie sich schnell von ihrem Ursprungsstern weg in die Gaswolke im interstellaren Raum hineinbewegen (auch Interstellare Materie genannt). Das Hubble-Weltraumteleskop wies eine komplexe Entstehung der Herbig-Haro-Objekte in nur wenigen Jahren nach. In dieser kurzen Zeit konnten sich einige verdunkeln, während andere aufgehellt wurden, als sie mit dem Material im interstellaren Medium kollidierten.

Diese Objekte wurden zuerst im späten 19. Jahrhundert von Sherburne Wesley Burnham beobachtet, wurden aber bis in die 1940er als ein Emissionsnebel interpretiert. Die ersten Astronomen, die sie detaillierter untersuchten, waren George Herbig und Guillermo Haro, nach denen die Objekte auch benannt sind. Herbig und Haro arbeiteten unabhängig an Studien über die Sternentstehung, als sie zuerst die Herbig-Haro-Objekte analysierten und dann feststellten, dass sie ein Teil des Sternenentstehungsprozesses sind.

Entdeckung und Beobachtungsgeschichte[Bearbeiten]

Das erste Herbig-Haro-Objekt wurde im 19. Jahrhundert von Burnham beobachtet. Als er den Stern T Tauri mit einem Fernrohr des Lick-Observatorium beobachtete, fiel ihm ein kleines nebliges Gebilde in der Umgebung des Sterns auf. Es wurde als Emissionsnebel katalogisiert und erhielt später den Namen Burnhamsnebel. Es wurde herausgefunden, dass T Tauri ein sehr junger und veränderlicher Stern ist, der sich gerade in einem Gleichgewicht zwischen dem Kollaps durch sein eigenes Gewicht und der Energieerzeugung durch Nuklearfusion im Zentrum befindet. Solche Sterne werden zu der Gruppe der T-Tauri-Sterne gezählt.

50 Jahre nach Burnhams Entdeckung wurden viele ähnliche Nebel entdeckt, die alle so klein sind, dass sie Erscheinungen innerhalb eines Sternensystems sein könnten. In den 1940ern machten Herbig und Haro voneinander unabhängige Beobachtungen von diesen Objekten. Herbig beobachtete den Burnham's Nebel und fand ein ungewöhnliches elektromagnetisches Spektrum mit Wasserstoff-, Schwefel- und Sauerstoff-Emissionslinien. Haro fand heraus, dass alle Objekte dieses Typs im infraroten Licht unsichtbar waren.

Entstehung von Herbig-Haro-Objekten

Nach ihren unabhängigen Entdeckungen trafen sich Herbig und Haro in einer Astronomiekonferenz in Tucson (Arizona). Herbig hatte diesen Objekten wenig Aufmerksamkeit geschenkt, doch nachdem er von Haros Entdeckungen gehört hatte, änderte sich dies. Der sowjetische Astronom Viktor Ambartsumian gab den Objekten ihre Namen, und fügte noch hinzu, dass sie wegen ihrer Häufigkeit bei jungen Sternen (ein paar hunderttausend Jahre alt) ein frühes Stadium bei der Bildung von T-Tauri-Sternen kennzeichnen.

Studien zeigten, dass Herbig-Haro-Objekte hochionisiert sind, und frühe Theoretiker spekulierten, dass sie schwach leuchtende heiße Sterne enthalten. Jedoch wurde durch ihre nichtvorhandene Infrarotstrahlung gezeigt, dass dies nicht der Fall ist. Danach wurde vermutet, dass sie Protosterne enthalten. Nach heutiger Meinung sind sie von jungen Sternen ausgestoßenes Material, das mit Überschall mit der interstellaren Materie kollidiert.

In den frühen 1980ern, zeigten Beobachtungen die Jet-ähnliche Form der meisten Herbig-Haro-Objekte. Dadurch hatte man erkannt, dass das Material von ihnen in schmalen Jets konzentriert, also hoch kollimiert ist. Junge Sterne sind in ihren ersten hunderttausend Jahren oft von einer Akkretionsscheibe umgeben. Die schnelle Rotation der inneren Teile dieser Scheibe führt zur Emission von schmalen, sich senkrecht von der Scheibe wegbewegenden Polarjets aus teilweise ionisiertem Plasma. Wenn diese Jets mit der interstellaren Materie kollidieren, führt dies zu Gebilden aus hell strahlender Materie, die die Herbig-Haro-Objekte beinhalten.

Die Herbig-Haro-Objekte HH1 und HH2 haben einen Abstand von rund einem Lichtjahr. Ein junger Stern im Zentrum hat das Material entlang seiner Polarachsen ausgestoßen.

Physikalische Eigenschaften[Bearbeiten]

Die Emissionen von Herbig-Haro-Objekten entstehen durch Schockwellen, wenn sie mit der interstellaren Materie kollidieren. Jedoch sind ihre Bewegungen kompliziert. Durch spektroskopische Beobachtungen konnte mit Hilfe des Dopplereffekts die Geschwindigkeit von einigen hundert Kilometern pro Sekunde ermittelt werden. Jedoch sind die Emissionslinien in diesem Spektrum zu schwach, als dass sie durch Kollisionen bei so hohen Geschwindigkeiten entstanden sein konnten. Dies bedeutet möglicherweise, dass sich auch etwas Material mit geringerer Geschwindigkeit nach außen bewegt und dann mit der interstellaren Materie kollidiert.

Die Gesamtmasse, die vom Stern abgestoßen wird, um ein Herbig-Haro-Objekt zu formen, beträgt 1 bis 20 Erdmassen. Dies ist im Vergleich zur Gesamtmasse des Sterns sehr wenig. Die gemessene Temperatur in den Objekten beträgt meist 8000–12.000K und ist damit in etwa genauso groß wie in anderen ionisierten Nebeln, in H-II-Gebieten oder planetarischen Nebeln. Sie haben jedoch eine sehr große Dichte von ein paar tausend bis ein paar zehntausend Teilchen pro Kubikzentimeter, während H-II-Gebiete oder planetarische Nebel meist weniger als 1000 Teilchen/cm³ enthalten. Herbig-Haro-Objekte bestehen hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium mit einem Masseanteil von 75 % und 25 %. Weniger als 1 % der Masse nehmen die schwereren chemischen Elemente ein, was in etwa dem gleichen Anteil der schweren Elemente bei jungen Sternen entspricht.

In der Nähe des Ursprungssterns sind 20-30 % des Herbig-Haro-Objekts ionisiert. Jedoch verringert sich der Anteil mit zunehmender Entfernung. Dies setzt voraus, dass das Material, das im Polarjet ionisiert wurde, sich danach wieder rekombiniert und danach durch spätere Kollisionen kaum erneut ionisiert wird. Durch die Kollision am Ende des Jets kann sich etwas Material erneut ionisieren, wodurch kleine helle „Kappen“ am Ende des Jets entstehen.

Anzahl und Verteilung[Bearbeiten]

Es sind über 400 individuelle Herbig-Haro-Objekte oder Gruppen bekannt. Sie sind allgegenwärtig in Sternengeburtsstätten wie in H-II-Gebieten und werden dort auch oft in großen Gruppen gefunden. Sie werden meist in der Nähe von Globulen (Dunkelnebel, die sehr junge Sterne beinhalten) beobachtet und gehen oft aus ihnen hervor. Häufig werden mehrere Herbig-Haro-Objekte um eine einzige Energiequelle beobachtet, wo sie eine Kette von Objekten entlang den Polarachsen des Ursprungssterns bilden

Die Anzahl bekannter Herbig-Haro-Objekte vergrößerte sich rapide über die letzten Jahre, ist aber immer noch viel geringer als die Zahl, die man für unsere Galaxie schätzt. Man geht davon aus, dass in unserer Milchstraße 150.000 existieren, wobei die meisten heute zu weit weg sind, als dass man sie mit der heutigen Technologie beobachten könnte. Die meisten Herbig-Haro-Objekte liegen innerhalb eines halben parsecs von ihrem Ursprungsstern, und nur wenige wurden gefunden, die weiter als 1 pc entfernt sind. Ein noch geringerer Anteil wurde in einem Abstand von mehreren parsecs zum Ursprungsstern gefunden. Man nimmt an dass in diesen Fällen das Interstellare Medium eine sehr geringe Dichte besitzt, so dass die Herbig-Haro-Objekte sich weiter bewegen können, bevor sie vergehen.

Eigenbewegung[Bearbeiten]

Die Aufnahmen wurden über einen Zeitraum von 5 Jahren gemacht und zeigen die Bewegung von Material im Herbig-Haro-Objekt HH47. Detailansicht.

Spektroskopische Beobachtungen von Herbig-Haro-Objekten zeigen, dass sie sich mit einer Geschwindigkeit von 100–1000 km/s wegbewegen. In den letzten Jahren wurde durch hochauflösende Aufnahmen des Hubble-Weltraumteleskops die Eigenbewegung der Herbig-Haro-Objekte über mehrere Jahre untersucht. Durch diese Beobachtungen konnte auch mit Hilfe der Parallaxe die Entfernung einiger dieser Objekte bestimmt werden.

Wenn sie sich von ihrem Ursprungsstern wegbewegen, entwickeln sie sich entscheidend. So variieren sie in ihrer Helligkeit innerhalb einiger Jahre. Einzelne Knoten in dem Objekt können aufhellen, verblassen oder ganz verschwinden, während neue entstehen. Weiterhin sind Wechselwirkungen mit dem intergalaktischen Medium und zwischen Jets unterschiedlicher Geschwindigkeiten ebenfalls ein Grund für Veränderungen.

Die Jets, die vom Ursprungsstern erzeugt werden, sind keine gleichmäßigen Ströme, sondern eher einzelne Eruptionen. Dadurch entstehen Jets, die sich zwar in die gleiche Richtung bewegen, aber mit unterschiedlicher Geschwindigkeit, was zu Zusammenstößen führt. Dadurch entstehen Schockwellen.

Ursprungssterne[Bearbeiten]

Eines der hellsten Herbig-Haro-Objekte ist HH32.

Die Sterne, die für die Entstehung von Herbig-Haro Objekten verantwortlich sind, sind immer sehr jung. Die jüngsten sind immer noch Protosterne, die sich aus dem umliegenden Gas bilden. Astronomen unterteilen diese Sterne nach den Klassen 0, I, II und III, je nachdem wie viel Infrarotstrahlung der Stern abgibt. Aus einer größeren Menge an Infrarotstrahlung schließt man auf eine größere Menge an kaltem Material um den Stern, was daran liegt, dass sich ihre Materie immer noch zusammenzieht. Die Nummerierung entstand, weil Klasse-0-Objekte (die jüngsten) noch nicht entdeckt waren, als man die Klassen I, II und III bereits definiert hatte.

Die Radio-Aufnahme von HH 46/47 mittels ALMA durchdringt dies Staubwolke.

Klasse-0-Objekte haben ein Alter von nur ein paar tausend Jahren. Das ist so jung, dass in ihren Zentren noch nicht die Kernfusion eingesetzt hat. Ihre Energie erhalten sie stattdessen nur aus der durch die Gravitation bedingten Potentiellen Energie, wenn Materie ins Innere fällt. Die Kernfusion beginnt mit Klasse-I-Objekten, aber bei ihnen fällt immer noch Gas und Staub auf ihre Oberfläche. Sie sind noch von einer dicken Staubschicht ummantelt, die kein sichtbares Licht hindurchlässt. Man kann sie also nur mit Wellenlängen im Radio- oder infraroten Bereich beobachten. Der Einfall von Gas und Staub ist dann bei Klasse-2-Objekten weitgehend abgeschlossen. Sie werden jedoch weiterhin von einer Scheibe aus Gas und Staub umschlossen. Von dieser Scheibe sind bei Klasse-III-Sternen nur noch Überreste zu finden.

Durch Untersuchungen hat man festgestellt, dass ungefähr 80 % der Sterne, bei denen man Herbig-Haro-Objekte gefunden hat, Doppel- oder Mehrfachsternensysteme sind. Da das ein sehr großer Anteil ist, wird vermutet, dass bei Mehrfachsternensystemen wesentlich häufiger Jets entstehen, aus denen sich dann die Herbig-Haro-Objekte bilden. Ein Indiz dafür ist, dass die größten Objekte entstehen können, wenn Mehrfachsysteme zerfallen, denn man geht davon aus, dass die meisten Sterne aus Mehrfachsystemen entstanden, dass jedoch die kleineren Stücke, durch Gravitationseinflüsse, zerrissen werden, bevor es zur Kernfusion kommt.

Literatur[Bearbeiten]

  • Reipurth B., Heathcote S. (1997), 50 Years of Herbig-Haro Research. From discovery to HST, Herbig-Haro Flows and the Birth of Stars; IAU Symposium No. 182, Edited by Bo Reipurth and Claude Bertout. Kluwer Academic Publishers, 1997, p. 3-18
  • Bally J., Morse J., Reipurth B. (1995), The Birth of Stars: Herbig-Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks, Science with the Hubble Space Telescope II, Eds: P. Benvenuti, F. D. Macchetto, and E. J. Schreier
  • Dopita, M. (1978), The Herbig-Haro objects in the GUM Nebula, Astronomy and Astrophysics, vol. 63, no. 1–2, Feb. 1978, p. 237–241
  • Brugel E.W., Boehm K.H., Mannery E. (1981), Emission line spectra of Herbig-Haro objects, Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 47, p. 117–138
  • Bacciotti F., Eislöffel J., (1999), Ionization and density along the beams of Herbig-Haro jets, Astronomy and Astrophysics, v.342, p.717–735
  • Giulbudagian, A. L. (1984), On a connection between Herbig-Haro objects and flare stars in the neighborhood of the sun, Astrofizika, vol. 20, Mar./Apr. 1984, p. 277–281
  • Lada C.J. (1987), Star formation – From OB associations to protostars, in Star forming regions; Proceedings of the Symposium, Tokyo, Japan, Nov. 11–15, 1985 (A87-45601 20-90). Dordrecht, D. Reidel Publishing Co., 1987, p. 1–17
  • Andre P., Ward-Thompson D., Barsony M. (1993), Submillimeter continuum observations of Rho Ophiuchi A – The candidate protostar VLA 1623 and prestellar clumps, Astrophysical Journal, vol. 406, p. 122–141
  • Reipurth B., Rodríguez L.F., Anglada G., Bally J. (2004), Radio Continuum Jets from Protostellar Objects, Astronomical Journal, v. 127, p. 1736–1746

Weblinks[Bearbeiten]

 Wiktionary: Herbig-Haro-Objekt – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen