Herbig-Haro cismi
Özellikler

HH cisimlerinden yayılan elektromanyetik emisyon, ilgili şok dalgalarının yıldızlararası ortamla çarpışması sonucu oluşan ve "terminal çalışma yüzeyleri" olarak adlandırılan bölgelerde meydana gelir. Spektrum süreklidir, fakat nötr ve iyonize türlerin yoğun emisyon çizgilerini de içerir. HH cisimlerinin Doppler kaymalarına yönelik spektroskopik gözlemler saniyede birkaç yüz kilometreye varan hızları işaret etmektedir, fakat bu spektrumlardaki emisyon çizgileri böylesine yüksek hızlı çarpışmalardan beklenenden daha zayıftır. Bu durum, çarpıştıkları maddenin bir kısmının da ışın boyunca daha düşük hızlarla hareket ettiğini düşündürür. Spektroskopik gözlemler ayrıca, HH cisimlerinin kaynak yıldızlardan saniyede birkaç yüz kilometre hızla uzaklaştığını göstermektedir. Son yıllarda Hubble Uzay Teleskobu'nun yüksek optik çözünürlüğü, birkaç yıl arayla yapılan gözlemlerde birçok HH nesnesinin özdevinimini (gökyüzü düzlemindeki hareketini) ortaya çıkarmıştır. Ana yıldızdan uzaklaştıkça HH cisimleri önemli ölçüde evrimleşir ve parlaklıkları birkaç yıllık zaman ölçeklerinde değişiklik gösterir. Bir cismin içindeki bireysel kompakt düğümler ya da yığınlar parlaklaşabilir, solabilir veya tamamen kaybolabilirken, yeni düğümlerin oluştuğu da gözlemlenmiştir. Bu değişimlerin muhtemelen jetlerin devinimi ve ana yıldızların zonklama ve aralıklı patlamalarından kaynaklandığı düşünülmektedir. Daha hızlı jetler daha yavaş hareket eden önceki jetlere yetişerek, gaz akışlarının çarpıştığı ve şok dalgaları ile buna bağlı emisyonlar ürettiği "iç çalışma yüzeyleri" olarak adlandırılan yapıları oluşturur.
Yıldızların tipik HH cisimlerini oluşturmak üzere yıldızlararası ortama fırlattığı toplam kütlenin, yılda 10−8 ile 10−6 M☉ arasında olduğu tahmin edilmektedir. Bu değer, yıldızların kendi kütlesine kıyasla çok küçük bir miktardır ancak kaynak yıldızların bir yılda biriktirdiği toplam kütlenin %1–10'una denk gelir. Kütle kaybı, kaynak yıldızın yaşı arttıkça azalma eğilimi gösterir. HH cisimlerinde gözlemlenen sıcaklıklar genellikle 9.000–12.000 K arasındadır ve H II bölgeleri ile gezegenimsi bulutsular gibi diğer iyonize bulutsularla benzerdir. Öte yandan yoğunluklar diğer bulutsulara göre daha yüksektir ve çoğu H II bölgesinde ve gezegenimsi bulutsularda cm3 başına birkaç bin parçacık bulunurken, HH cisimlerinde bu yoğunluk birkaç bin ile birkaç on bin parçacık arasında değişir. Yoğunluk, kaynak yıldız zamanla evrimleştikçe azalır.
HH cisimleri çoğunlukla kütlelerinin yaklaşık %75'ini hidrojen ve %24'ünü helyumun oluşturduğu elementlerden meydana gelir. Kütlenin yaklaşık %1'i ise oksijen, kükürt, azot, demir, kalsiyum ve magnezyum gibi daha ağır kimyasal elementlerden oluşur. Bu elementlerin bollukları ilgili iyonların emisyon çizgilerinden belirlenir ve genellikle kozmik bolluklarına benzerdir. Çevredeki yıldızlararası ortamda bulunan, ancak kaynak malzemesinde bulunmayan metal hidritler gibi birçok kimyasal bileşiğin, şokla tetiklenen kimyasal reaksiyonlarla oluştuğu düşünülmektedir. HH cisimlerindeki gazın yaklaşık %20-30'u kaynak yıldıza yakın bölgelerde iyonlaşmıştır, fakat bu oran mesafe arttıkça azalır. Bu durum, maddenin kutupsal jette iyonlaştığını ve daha sonraki çarpışmalarla iyonlaşmak yerine, yıldızdan uzaklaştıkça yeniden birleştiğini gösterir. Jetin ucunda meydana gelen şoklar, bazı maddeleri yeniden iyonize ederek parlak "başlıkların" (düğümlerin) oluşmasına yol açar.