HH 24 is located in the Orion B molecular cloudHH 32 looks like a star due to its intense brightness. The surrounding gas appears like clouds around a full moon.Teleskop luar angkasa Hubble gambar HH 24 (kiri) dan HH 32 (kanan; atas) – nebula warna warni ciri Khas 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).

Penemuan dan sejarah pengamatan
-------------------------------

Objek HH pertama diamati pada akhir abad ke-19 oleh Sherburne Wesley Burnham, ketika ia mengamati bintang T Tauri dengan teleskop pembiasan 36 inci (910 mm) di Observatorium Lick dan mencatat nebulositas kecil di dekatnya. Ia dianggap sebagai nebula emisi, kemudian dikenal sebagai Nebula Burnham, dan tidak dikenali sebagai kelas objek yang berbeda. 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. Lima puluh tahun setelah penemuan Burnham, beberapa nebula serupa ditemukan dengan penampilan hampir seperti bintang. Baik Haro dan Herbig melakukan pengamatan independen terhadap beberapa objek ini di Nebula Orion selama tahun 1940-an. Herbig juga melihat Nebula Burnham dan menemukan itu ditampilkan tidak biasa dengan spektrum elektromagnetik, dengan menonjol garis emisi dari hidrogen, sulfur dan oksigen. Haro menemukan bahwa semua objek jenis ini tidak terlihat dalam cahaya inframerah.

Menyusul penemuan independen mereka, Herbig dan Haro bertemu di sebuah konferensi astronomi di Tucson, Arizona pada bulan Desember 1949. Herbig awalnya tidak begitu memperhatikan objek yang dia temukan, terutama berkaitan dengan bintang-bintang di dekatnya, tetapi saat mendengar temuan Haro dia melakukannya studi yang lebih rinci tentang mereka. 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. 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. Tetapi ketiadaan radiasi inframerah dari nebula berarti tidak mungkin ada bintang di dalamnya, karena biasanya memancarkan cahaya inframerah yang melimpah. Pada tahun 1975 astronom Amerika RD Schwartz berteori bahwa angin dari bintang T Tauri menghasilkan guncangan di medium ambien saat bertemu, menghasilkan cahaya tampak. 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.

Pembentukan
-----------

Artikel utama: Pembentukan bintang dan Jet astrofisika
Illustration depicting two arrows of matter moving outwards in opposite directions from a star-disk system, and creating bright emission caps at the ends, where they collide with the surrounding mediumYellow-green emission cap produced by red jet from a star in a deep green nebulaObjek HH terbentuk ketika material yang bertambah dikeluarkan oleh protobintang sebagai gas terionisasi sepanjang sumbu rotasi bintang, seperti yang dicontohkan oleh HH 34 (kanan).
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.

Referensi
---------



1. ↑  Burnham, S. W. (1890-12-12). "Note on Hind's Variable Nebula in Taurus". *Monthly Notices of the Royal Astronomical Society*. **51** (2): 94–96. doi:10.1093/mnras/51.2.94. ISSN 0035-8711.
2. ↑  Carroll, Bradley W. (2014). *An introduction to modern astrophysics* (edisi ke-2nd ed. Pearson new International ed). Pearson. ISBN 978-1-292-02293-2. OCLC 858655662. Pemeliharaan CS1: Teks tambahan (link)
3. 1 2  Reipurth, Bo; Heathcote, Steve (1997). *Herbig-Haro Flows and the Birth of Low Mass Stars*. Dordrecht: Springer Netherlands. hlm. 3–18. ISBN 978-0-7923-4661-6.
4. ↑  Dopita, M. A.; Evans, I.; Schwartz, R. D. (1982-12). "Herbig-Haro Objects 46 and 47 - Evidence for bipolar ejection from a young star". *The Astrophysical Journal*. **263**: L73. doi:10.1086/183927. ISSN 0004-637X.  Periksa nilai tanggal di: `|date=` (bantuan)
5. ↑  Prialnik, Dina. (2000). *An introduction to the theory of stellar structure and evolution*. Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 0-521-65065-8. OCLC 42290571.
6. ↑  *Encyclopedia of astronomy and astrophysics*. Nature Publishing Group. Institute of Physics Publishing. [London]: Nature Pub. Group. ISBN 0-333-78653-X. OCLC 45956527.
7. 1 2  Frank, A.; Ray, T. P.; Cabrit, S.; Hartigan, P.; Arce, H. G.; Bacciotti, F.; Bally, J.; Benisty, M.; Eislöffel, J. (2014). *Protostars and Planets VI*. University of Arizona Press. ISBN 978-0-8165-3124-0.
8. ↑  Macchetto, F. Duccio (1996). *Extragalactic Radio Sources*. Dordrecht: Springer Netherlands. hlm. 195–200. ISBN 978-0-7923-4122-2.