Herbig–Haro (HH) objects are bright patches of nebulosity associated with newborn stars.
Objek Herbig–Haro (HH) adalah bagian terang dari nebulositas yang terkait dengan bintang yang baru lahir.
They are formed when narrow jets of partially ionised gas ejected by stars collide with nearby clouds of gas and dust at several hundred kilometers per second.
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.
Herbig–Haro objects are commonly found in star-forming regions, and several are often seen around a single star, aligned with its rotational axis.
Objek Herbig–Haro biasanya ditemukan di daerah pembentuk bintang, dan beberapa sering terlihat di sekitar bintang tunggal, sejajar dengan sumbu rotasinya.
Most of them lie within about one parsec (3.26 light-years) of the source, although some have been observed several parsecs away.
Kebanyakan dari mereka terletak dalam jarak sekitar satu parsec (3,26 tahun cahaya) dari sumber, meskipun beberapa telah diamati beberapa parsec jauhnya.
HH objects are transient phenomena that last around a few tens of thousands of years.
Objek HH adalah fenomena sementara yang berlangsung sekitar beberapa puluh ribu tahun.
They can change visibly over timescales of a few years as they move rapidly away from their parent star into the gas clouds of interstellar space (the interstellar medium or ISM).
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).
Hubble Space Telescope observations have revealed the complex evolution of HH objects over the period of a few years, as parts of the nebula fade while others brighten as they collide with the clumpy material of the interstellar medium.
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.
First observed in the late 19th century by Sherburne Wesley Burnham, Herbig–Haro objects were recognised as a distinct type of emission nebula in the 1940s.
Sherburne Wesley Burnham, objek Herbig – Haro dikenali sebagai jenis nebula emisi yang berbeda pada tahun 1940-an.
The first astronomers to study them in detail were George Herbig and Guillermo Haro, after whom they have been named.
Astronom pertama yang mempelajarinya secara mendetail adalah George Herbig dan Guillermo Haro, setelah itu mereka diberi nama.
Herbig and Haro were working independently on studies of star formation when they first analysed the objects, and recognised that they were a by-product of the star formation process.
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.
Although HH objects are visible-wavelength phenomena, many remain invisible at these wavelengths due to dust and gas, and can only be detected at infrared wavelengths.
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.
Such objects, when observed in near-infrared, are called molecular hydrogen emission-line objects (MHOs).
Objek seperti itu jika diamati dalam inframerah dekat, disebut objek garis emisi hidrogen molekuler (MHO).
It was thought to be an emission nebula, later becoming known as Burnham's Nebula, and was not recognized as a distinct class of object.
Ia dianggap sebagai nebula emisi, kemudian dikenal sebagai Nebula Burnham, dan tidak dikenali sebagai kelas objek yang berbeda.
T Tauri was found to be a very young and variable star, and is the prototype of the class of similar objects known as T Tauri stars which have yet to reach a state of hydrostatic equilibrium between gravitational collapse and energy generation through nuclear fusion at their centres.
T Tauri ditemukan sebagai bintang yang sangat muda dan variabel, dan merupakan prototipe dari kelas objek serupa yang dikenal sebagai bintang T Tauri yang belum mencapai keadaan kesetimbangan hidrostatik antara keruntuhan gravitasi dan pembangkit energi melalui fusi nuklir di pusatnya.
Fifty years after Burnham's discovery, several similar nebulae were discovered with almost star-like appearance.
Lima puluh tahun setelah penemuan Burnham, beberapa nebula serupa ditemukan dengan penampilan hampir seperti bintang.
Both George Herbig and Guillermo Haro made independent observations of several of these objects in the Orion Nebula during the 1940s.
Baik Haro dan Herbig melakukan pengamatan independen terhadap beberapa objek ini di Nebula Orion selama tahun 1940-an.
Herbig also looked at Burnham's Nebula and found it displayed an unusual electromagnetic spectrum, with prominent emission lines of hydrogen, sulfur and oxygen.
Herbig juga melihat Nebula Burnham dan menemukan itu ditampilkan tidak biasa dengan spektrum elektromagnetik, dengan menonjol garis emisi dari hidrogen, sulfur dan oksigen.
Following their independent discoveries, Herbig and Haro met at an astronomy conference in Tucson, Arizona in December 1949.
Menyusul penemuan independen mereka, Herbig dan Haro bertemu di sebuah konferensi astronomi di Tucson, Arizona pada bulan Desember 1949.
The Soviet astronomer Viktor Ambartsumian gave the objects their name (Herbig–Haro objects, normally shortened to HH objects), and based on their occurrence near young stars (a few hundred thousand years old), suggested they might represent an early stage in the formation of T Tauri stars.
Astronom Soviet Viktor Ambartsumian memberi benda nama mereka (Objek Herbig-Haro, biasanya disingkat menjadi objek HH), dan berdasarkan terbentuknya mereka dekat bintang muda (berusia beberapa ratus ribu tahun), menyarankan mereka mungkin mewakili tahap awal dalam pembentukan bintang T Tauri.
Studies of the HH objects showed they were highly ionised, and early theorists speculated that they were reflection nebulae containing low-luminosity hot stars deep inside.
Studi tentang objek HH menunjukkan bahwa mereka sangat terionisasi, dan ahli teori awal berspekulasi bahwa itu adalah nebula refleksi yang mengandung bintang panas berkilauan rendah jauh di dalam.
In 1975 American astronomer R. D. Schwartz theorized that winds from T Tauri stars produce shocks in the ambient medium on encounter, resulting in generation of visible light.
Pada tahun 1975 astronom Amerika RD Schwartz berteori bahwa angin dari bintang T Tauri menghasilkan guncangan di medium ambien saat bertemu, menghasilkan cahaya tampak.
With the discovery of the first proto-stellar jet in HH 46/47, it became clear that HH objects are indeed shock-induced phenomena with shocks being driven by a collimated jet from protostars.
Dengan penemuan jet proto-bintang pertama di HH 46/47, menjadi jelas bahwa objek HH memang fenomena yang disebabkan oleh guncangan dengan guncangan yang didorong oleh jet yang terkolimasi dari protobintang.
Stars form by gravitational collapse of interstellar gas clouds.
Bintang terbentuk karena keruntuhan gravitasi awan gas antarbintang.
As the collapse increases the density, radiative energy loss decreases due to increased opacity.
Saat keruntuhan meningkatkan kepadatan, menyebabkan kehilangan energi radiasi berkurang karena peningkatan opasitas.
Some of the accreting material is ejected out along the star's axis of rotation in two jets of partially ionised gas (plasma).
Beberapa materi yang mengalami akresi dikeluarkan sepanjang sumbu rotasi bintang dalam dua semburan gas terionisasi sebagian (plasma).
The mechanism for producing these collimated bipolar jets is not entirely understood, but it is believed that interaction between the accretion disk and the stellar magnetic field accelerates some of the accreting material from within a few astronomical units of the star away from the disk plane.
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.
At these distances the outflow is divergent, fanning out at an angle in the range of 10−30°, but it becomes increasingly collimated at distances of tens to hundreds of astronomical units from the source, as its expansion is constrained.
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.
The jets also carry away the excess angular momentum resulting from accretion of material onto the star, which would otherwise cause the star to rotate too rapidly and disintegrate.
Jet juga membawa kelebihan momentum sudut akibat pertambahan materi ke bintang, yang sebaliknya akan menyebabkan bintang berputar terlalu cepat dan hancur.