HH 46/47

HH 46/47 es un complejo de objetos Herbig-Haro ( objetos HH), ubicados a unos 450 parsecs (unos 1.470 años luz ) de distancia en un glóbulo de Bok cerca de la nebulosa Gum . Los chorros de gas parcialmente ionizado que emergen de una estrella joven producen choques visibles al impactar con el medio ambiente . Descubierto en 1977, es uno de los objetos HH más estudiados y el primer chorro asociado con estrellas jóvenes se encontró en HH 46/47. En el complejo se han identificado cuatro nebulosas de emisión, HH 46, HH 47A, HH 47C y HH 47D y un chorro, HH 47B. También contiene un flujo de salida molecular en su mayoría unipolar y dos grandes amortiguadores de arco.en lados opuestos de la estrella fuente. El tamaño total del complejo es de aproximadamente 3 parsecs (10 años luz).

HH 46/47
Nebulosa de emisión
Objeto Herbig – Haro
HH47 jet.jpg
Objeto HH 46/47. HH 46 es la nebulosa en la parte inferior izquierda, mientras que HH 47 está en la parte superior derecha. HH 47B conecta los dos. Crédito: Telescopio espacial Hubble
Datos de observación: época J2000
Ascensión recta08 h 25 m 43,6 s [1]
Declinación−51 ° 00 ′ 36 ″ [1]
Distancia1470  ly    (450  pieza )
ConstelaciónVela
DesignacionesHH 46/47, HH 46, HH 47.
Ver también: Listas de nebulosas

Este objeto fue descubierto en 1977 por el astrónomo estadounidense RD Schwartz . [2] De acuerdo con la convención de nomenclatura para los objetos HH, nombró dos nebulosas que encontró HH 46 y HH 47, ya que eran los objetos 46 y 47 HH que se descubrieron. [3] El chorro y otras nebulosas pronto se identificaron en el complejo. [4] [5] Este fue el primer jet que se descubrió cerca de una protoestrella. Antes de esto, no estaba claro cómo se forman los objetos Herbig-Haro. Un modelo en ese momento sugirió que reflejan la luz de las estrellas incrustadas y, por lo tanto, son nebulosas de reflexión . Basado en similitudes espectrales entre los remanentes de supernova y los objetos HH, Schwartz teorizó en 1975 que los objetos HH son producidos por choques radiativos. En este modelo, los vientos estelares de las estrellas T Tauri chocarían con el medio circundante y generarían choques que provocarían emisiones. [6] Con el descubrimiento del chorro en HH 46/47, quedó claro que los objetos de HH no eran nebulosas de reflexión, sino nebulosas de emisión impulsadas por choques que eran impulsadas por chorros expulsados ​​de protoestrellas. [7] Debido a su impacto en el campo de los objetos HH, brillo y chorro colimado, es uno de los objetos HH más estudiados. [5] [8]

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El video del telescopio espacial Hubble muestra que el material se está alejando de la fuente. Se pueden observar cambios en el brillo durante el período de 14 años.

Durante las primeras etapas de formación, las estrellas lanzan salidas bipolares de material parcialmente ionizado a lo largo del eje de rotación. En general, se cree que la interacción de los campos magnéticos del disco de acreción con los campos magnéticos estelares impulsa parte del material de acreción en forma de flujos de salida. En algunos casos, el flujo de salida se colima en chorros . [9] La fuente de HH 46/47 es una protoestrella binaria de clase I ubicada dentro de una nube oscura de gas y polvo, indetectable en longitudes de onda visuales. Expulsa material a unos 150 km / s [a] en un chorro bipolar que emerge de la nube. [b] Al impactar el medio circundante, el chorro impulsa choques en él, lo que conduce a una emisión en el espectro visible. [11] Las variaciones en las erupciones dan como resultado diferentes velocidades de material expulsado. Esto conduce a choques dentro del chorro, ya que el material de movimiento rápido de eyecciones posteriores choca con el material de movimiento lento de eyecciones anteriores. Estos choques producen emisiones, haciendo visible el chorro. [10]

La estrella (centro), el lóbulo que se acerca (arriba a la izquierda) y el lóbulo que se aleja (abajo a la derecha) son claramente visibles en esta imagen infrarroja de Spitzer . Es evidente la ausencia de flujo de salida molecular en el lóbulo que se aproxima. Esta estructura tiene 0,57 parsec de ancho.

Aunque el flujo de salida es bipolar, solo un chorro es visible en longitudes de onda visuales. El contrajet es invisible ya que se aleja de la Tierra hacia la nube oscura que alberga a la estrella en su interior. Sin embargo, en longitudes de onda infrarrojas, es claramente visible. Termina en HH 47C, un arco de choque brillante, ya que interactúa con el gas circundante. [9] HH 46 se encuentra cerca de la fuente y es una nebulosa de emisión / reflexión; emite luz debido al impacto del material del chorro y también refleja la luz de la fuente. Su brillo cambia radicalmente en el transcurso de los años, lo que está directamente relacionado con la variabilidad de la estrella madre. De HH 46 emerge HH 47B, un chorro largo y retorcido que se desplaza hacia el azul . [c] La apariencia doblada y retorcida del flujo de salida es causada por variaciones en la dirección de eyección, es decir, la precesión de la estrella fuente. [6] El chorro termina en HH 47, también llamado HH 47A, la nebulosa más brillante del complejo. Un poco más lejos está el HH 47D, algo más débil y difuso. [12] El complejo se extiende a lo largo de 0,57 parsecs desde HH 47C hasta HH 47D en el plano del cielo. [6] Aparecen dos choques de arco relativamente grandes a distancias aún mayores, con HH 47SW en el lado más alejado del lóbulo que retrocede y HH 47NE en el lado cercano del lóbulo desplazado hacia el azul que se aproxima. Cada uno de ellos está a unos 1,3 pársecs de la estrella de origen, lo que hace que todo el complejo parezca de 2,6 pársecs de largo en el plano del cielo. [9] [13] Toda la estructura se proyecta aproximadamente a 30 ° con respecto al plano del cielo; esto hace que su longitud real sea de alrededor de 3 parsecs. [13]

Espectro infrarrojo de la envoltura gaseosa de HH 46/47, obtenido por el Telescopio Espacial Spitzer de la NASA . El medio en las inmediaciones de la estrella es rico en silicatos.
Los objetos de Herbig-Haro son algunas de las vistas más raras en el cielo nocturno, y toman la forma de finos y delgados chorros de materia que flotan entre el gas y las estrellas circundantes.

La luminosidad combinada de la estrella fuente y el disco es de aproximadamente 24 L ☉ . Está acumulando masa a razón de6 × 10 −6 M ☉ por año. Se ha determinado que la tasa de pérdida de masa en el chorro que se aproxima es de aproximadamente4 × 10 −7 M ☉ por año, que es aproximadamente el 7% de la masa total acumulada en un año. Alrededor del 3,6% del material total en el chorro está ionizado y la densidad media del chorro es de aproximadamente 1400 cm −3 . La velocidad de choque en el chorro es de unos 34 km / s. [10]

Las erupciones de la estrella son episódicas. El episodio actual ha estado en curso durante unos mil años, mientras que el episodio anterior comenzó hace unos 6.000 años y duró de 3.000 a 4.000 años. [8] Las grandes erupciones en el episodio actual ocurren cada 400 años. Según la extensión del complejo, se ha estimado que la edad de la estrella fuente es de 10 4 a 10 5 años. [14]

Flujo de salida molecular

El chorro que emana de la estrella está transfiriendo impulso al gas molecular que la rodea, que eleva el gas. Esto da como resultado un flujo de salida molecular de 0,3 parsec de largo alrededor del chorro. [9] Este flujo de salida, sin embargo, es en gran parte unipolar y está alineado con el chorro que retrocede. Acercarse al flujo de salida molecular es extremadamente débil, lo que probablemente se deba a que el chorro sale de la nube y hay poco material afuera para ser levantado en forma de flujo de salida molecular. [6] Las velocidades en los flujos moleculares son mucho menores que en los chorros. Se han detectado varios compuestos orgánicos e inorgánicos en el flujo de salida molecular, incluidos metano , metanol , hielo de agua , monóxido de carbono , dióxido de carbono ( hielo seco ) y varios silicatos . La presencia de hielos implica que la cubierta polvorienta de la estrella es fría a diferencia de las regiones de chorro y choque donde las temperaturas alcanzan miles de grados. [15] [16]

  • Pista de Hayashi
  • HH 34
  • Estrella previa a la secuencia principal
  • Disco protoplanetario

  1. ^ Esto es con respecto a la estrella. La velocidad espacial es de 300 km / s. [10]
  2. ^ El chorro en retroceso es un poco más lento a 125 km / s con respecto a la estrella. [5]
  3. ^ Jet se origina en el sistema estrella-disco, pero se vuelve visible solo en el extremo exterior de HH 46.

  1. ↑ a b Reipurth, B. (1999). "Un catálogo general de objetos Herbig-Haro" (2 ed.).
  2. ^ Schwartz, RD (febrero de 1977). "Evidencia de formación de estrellas provocada por la expansión de la Nebulosa de la Goma". Cartas de revistas astrofísicas . 212 : L25 – L26. Código Bibliográfico : 1977ApJ ... 212L..25S . doi : 10.1086 / 182367 .
  3. ^ Herbig, GH (1974). "Proyecto de catálogo de objetos Herbig-Haro". Boletín del Observatorio Lick (658): 1–11. Código Bibliográfico : 1974LicOB.658 .... 1H .
  4. ^ Dopita, MA; Schwartz, RD; Evans, I. (diciembre de 1982). "Herbig-Haro objetos 46 y 47 - evidencia de eyección bipolar de una estrella joven". Cartas de revistas astrofísicas . 263 : L73 – L77. Código bibliográfico : 1982ApJ ... 263L..73D . doi : 10.1086 / 183927 .
  5. ^ a b c Reipurth, B .; Heathcote, S. (junio de 1991). "El chorro y la fuente de energía de HH 46/47". Astronomía y Astrofísica . 246 (2): 511–534. Bibcode : 1991A y A ... 246..511R .
  6. ^ a b c d Reipurth, B. (1997). "50 años de investigación de Herbig-Haro. Del descubrimiento al HST". En Reipurth, B .; Bertout, C. (eds.). Los flujos de Herbig-Haro y el nacimiento de las estrellas . Simposio No. 182 de la IAU. Kluwer Academic Publishers . págs. 3-18. Código bibliográfico : 1997IAUS..182 .... 3R .
  7. ^ Raga, AC; Velázquez, PF; Noriega-Crespo, A. (abril de 2018). "¿HH 47 se está desacelerando?". Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica . 54 : 261-270. Código Bib : 2018RMxAA..54..261R .
  8. ^ a b Reipurth, B. (1991). Lada, CJ; Kylafis, ND (eds.). Objetos Herbig – Haro . Dordrecht, Holanda: Springer. págs. 497–530. doi : 10.1007 / 978-94-011-3642-6_15 . ISBN 978-94-011-3642-6. Parámetro desconocido |book-title=ignorado ( ayuda )
  9. ^ a b c d Bally, J. (septiembre de 2016). "Salidas protestelares". Revista anual de astronomía y astrofísica . 54 : 491-528. Código bibliográfico : 2016ARA & A..54..491B . doi : 10.1146 / annurev-astro-081915-023341 .
  10. ^ a b c Hartigan, P .; Morse, JA; Raymond, J. (noviembre de 1994). "Tasas de pérdida de masa, fracciones de ionización, velocidades de choque y campos magnéticos de chorros estelares". Revista astrofísica . 436 (1): 125-143. Código bibliográfico : 1994ApJ ... 436..125H . doi : 10.1086 / 174887 .
  11. ^ Foncea, Valeria; Arce; Héctor (20 de agosto de 2013). "ALMA observa de cerca el drama de Starbirth" . Atacama Large Millimeter / Submillimeter Array . Archivado desde el original el 27 de septiembre de 2013 . Consultado el 11 de octubre de 2013 .
  12. ^ Schwartz, RD (1983). "Objetos Herbig-Haro". Revista anual de astronomía y astrofísica . 21 : 209-237. Código bibliográfico : 1983ARA & A..21..209S . doi : 10.1146 / annurev.aa.21.090183.001233 .
  13. ^ a b Stanke, T .; McCaughrean, MJ; Zinnecker, H. (octubre de 1999). "HH46 / 47: También un flujo de escala parsec". Astronomía y Astrofísica . 350 : L43 – L46. arXiv : astro-ph / 9909357 . Bibcode : 1999A & A ... 350L..43S .
  14. ^ Hartigan, P .; Heathcote, S .; Morse, JA; et al. (Noviembre de 2005). "Movimientos adecuados del jet HH 47 observados con el telescopio espacial Hubble". Revista astronómica . 130 (5): 2197–2205. arXiv : astro-ph / 0507526 . Código bibliográfico : 2005AJ .... 130.2197H . doi : 10.1086 / 491673 .
  15. ^ Noriega-Crespo, A .; Morris, P .; Marleau, FR; et al. (Septiembre de 2009). "Una nueva mirada a las salidas estelares: observaciones de Spitzer del sistema HH 46/47" . Serie de suplementos de revistas astrofísicas . 154 (1): 352–358. Código Bibliográfico : 2004ApJS..154..352N . doi : 10.1086 / 422819 .
  16. ^ "Flujo de salida integrado en HH 46/47" . Telescopio espacial Spitzer de la NASA . Laboratorio de propulsión a chorro , Instituto de Tecnología de California. 18 de diciembre de 2003 . Consultado el 31 de mayo de 2018 .

  • Objetos SIMBAD en HH 46/47