ハービッグ・ハロ物体

ハービッグ・ハロー( HH )天体は、生まれたばかりの恒星に関連する明るい星雲の斑点です。これらは、恒星から放出された部分的に電離したガスの細いジェットが、数百キロメートル/秒の速度で近くのガスと塵の雲に衝突することで形成されます。ハービッグ・ハロー天体は一般に星形成領域で発見され、1つの恒星の周囲に、その自転軸に沿って複数見られることがよくあります。それらのほとんどは発生源から約1パーセク(3.26光年) 以内にありますが、数パーセク離れたところで観測されたものもいくつかあります。HH 天体は、約数万年続く一時的な現象です。親星から急速に離れて星間空間のガス雲 (星間物質または ISM)へと移動するため、数年のタイムスケールで目に見えて変化することがあります。ハッブル宇宙望遠鏡の観測により、数年にわたるハッブル宇宙望遠鏡の複雑な進化が明らかになった。星雲の一部は暗くなり、他の部分は星間物質の塊と衝突して明るくなるのだ。

ハービッグ・ハロー天体は、 19世紀後半にシャーバーン・ウェズリー・バーナムによって初めて観測され、 1940年代に独特のタイプの輝線星雲として認識されました。これらの天体を詳細に研究した最初の天文学者は、ジョージ・ハービッグとギレルモ・ハロであり、この2人にちなんで命名されました。ハービッグとハロは、これらの天体を初めて分析したとき、それぞれ独立して星形成の研究を行っており、星形成過程の副産物であることを認識しました。HH天体は可視波長の現象ですが、多くは塵やガスのためにこれらの波長では見えず、赤外線波長でのみ検出できます。このような天体は、近赤外線で観測されると、分子状水素輝線天体（MHO）と呼ばれます。

最初のHH天体は19世紀後半にシャーバーン・ウェズリー・バーナムによって観測された。彼はリック天文台の36インチ（910 mm）屈折望遠鏡でTタウリ星を観測し、近くに小さな星雲の塊があるのに気づいた。^[1]それは散光星雲であると考えられ、後にバーナム星雲として知られるようになり、明確なクラスの天体とは認識されていなかった。^{[2] Tタウリは非常に若く変光星であることが判明し、} Tタウリ星として知られる同様の天体のクラスの原型であり、重力崩壊と中心での核融合によるエネルギー生成との間の静水力平衡状態にまだ達していない。^[3]バーナムの発見から50年後、ほぼ星のような外観を持つ同様の星雲がいくつか発見された。ジョージ・ハービッグとギレルモ・ハロは1940年代にオリオン星雲のこれらの天体のいくつかを独立して観測した。ハービッグはバーナム星雲も観測し、水素、硫黄、酸素の輝線が目立つ異常な電磁スペクトルを示していることを発見した。ハロは、このタイプの天体はすべて赤外線では見えないことを発見した。^[2]

ハービッグとハロは、それぞれ独自の発見をした後、 1949年12月にアリゾナ州ツーソンで開かれた天文学会議で出会った。ハービッグは当初、近くの恒星に関心があり、発見した天体にはほとんど注意を払っていなかったが、ハロの研究結果を聞いて、より詳細な研究を行った。ソ連の天文学者ヴィクトル・アンバルツミアンがこれらの天体に「ハービッグ・ハロ天体」と命名し（通常HH天体と略される）、若い恒星（数十万歳）の近くで発生することから、Tタウリ型恒星の形成の初期段階を示す可能性があると示唆した。^[2] HH天体の研究により、これらは高度に電離していることが示され、初期の理論家たちは、これらは反射星雲であり、その深部には低輝度の高温の恒星が含まれているのではないかと推測した。しかし、星雲から赤外線が放射されていないことから、星雲内に恒星が存在することはあり得なかった。恒星は赤外線を大量に放射しているはずである。 1975年、アメリカの天文学者RDシュワルツは、Tタウリ型星からの風が周囲の物質に衝突すると衝撃波を生じ、可視光が発生するという理論を立てた。 ^[2] HH 46/47で最初の原始星ジェットが発見されたことで、HH天体は衝撃波によって引き起こされる現象であり、衝撃波は原始星からの平行ジェットによって引き起こされることが明らかになった。^{[2] [4]}

星は星間ガス雲の重力による崩壊によって形成される。崩壊によって密度が増加すると、不透明度が増すため放射エネルギーの損失が減少する。これにより雲の温度が上昇し、それ以上の崩壊が防がれ、静水力平衡が確立される。ガスは回転する円盤の中心核に向かって落下し続ける。この系の中心核は原始星と呼ばれる。^[5]降着物質の一部は、部分的にイオン化したガス（プラズマ）の2つのジェットとなって星の回転軸に沿って放出される。 ^[6]これらの平行な双極ジェットが生成されるメカニズムは完全には解明されていないが、降着円盤と星の磁場との相互作用により、円盤面から離れた星から数天文単位以内の降着物質の一部が加速されると考えられている。これらの距離では、流出は発散し、10〜30°の範囲の角度で扇状に広がりますが、源から数十から数百天文単位の距離では、その膨張が制限されるため、次第に集束します。^{[7] [8]}また、ジェットは、恒星への物質の集積によって生じた余分な角運動量を運び去ります。そうでなければ、恒星は急速に回転しすぎて崩壊します。^{[8]これらのジェットが星間物質と衝突すると、HHオブジェクトを構成する小さな明るい}放射の斑点が発生します。^[9]

HH 天体からの電磁放射は、関連する衝撃波が星間物質と衝突して「終端作業面」と呼ばれるものを形成するときに発生します。 ^[10]スペクトルは連続的ですが、中性およびイオン化種の強力な輝線も存在します。^[6] HH 天体のドップラーシフトの分光観測では、数百キロメートル/秒の速度が示されていますが、それらのスペクトルの輝線は、このような高速衝突から予想されるものよりも弱いです。これは、衝突している物質の一部も、より低速ではあるものの、ビームに沿って移動していることを示唆しています。^{[11] [12]} HH 天体の分光観測では、それらが数百キロメートル/秒の速度でソースの星から遠ざかっていることが示されている。^{[2] [13]}近年、ハッブル宇宙望遠鏡の高光学解像度により、数年間隔の観測で多くの HH 天体の固有運動(天空平面に沿った移動) が明らかになりました。^{[14] [15]} HH天体は親星から遠ざかるにつれて大きく進化し、数年のタイムスケールで明るさが変化する。天体内の個々のコンパクトな塊や塊は明るくなったり、薄れたり、完全に消えたりすることがあるが、新しい塊が出現することも確認されている。^{[8] [10]これら}は、親星からの脈動と断続的な噴出とともに、ジェットの歳差運動によって発生する可能性が高い。 ^{[16] [17]}より速いジェットが、より遅いジェットに追いつき、いわゆる「内部作業面」を形成し、そこでガスの流れが衝突して衝撃波とそれに伴う放出が発生する。^[18]

典型的な HH 天体を形成するために恒星から放出される全質量は、年間10 ⁻⁸～ 10 ⁻⁶ M _☉^{程度と推定されており[16] 、恒星自体の質量[19]}と比較すると非常に少量ですが、源となる恒星が 1 年間に蓄積する全質量の約 1 ～ 10% に相当します。^[20]質量損失は、源の年齢が増すにつれて減少する傾向があります。^[21] HH 天体で観測される温度は、通常約 9,000 ～ 12,000  Kで^[22]、HII 領域や惑星状星雲などの他の電離星雲で見られる温度と似ています。^[23]一方、密度は他の星雲よりも高く、粒子数は数千から数万個 / cm ^{3の範囲です[22]} 。これは、ほとんどの H II 領域や惑星状星雲の粒子数が数千個 / cm ³であるのに対しです。^[23]

密度もまた、源が時間とともに進化するにつれて減少する。^[21] HH 天体は主に水素とヘリウムで構成されており、それぞれ質量の約 75% と 24% を占める。HH 天体の質量の約 1% は、酸素、硫黄、窒素、鉄、カルシウム、マグネシウムなどのより重い化学元素で構成されている。それぞれのイオンの輝線から決定されるこれらの元素の存在量は、一般的に宇宙での存在量と同様である。^{[19]周囲の星間物質には存在するが源物質には存在しない}金属水素化物などの多くの化合物は、衝撃によって引き起こされる化学反応によって生成されたと考えられている。^[7] HH 天体のガスの約 20～30% は源星の近くでイオン化されているが、この割合は距離が増すにつれて減少する。これは、物質が極ジェットでイオン化され、後の衝突でイオン化されるのではなく、星から離れるときに再結合することを意味している。^[22]ジェットの端で衝撃を与えると、一部の物質が再イオン化され、明るい「キャップ」が生じる可能性があります。^[6]

HH 天体は、おおよそその同定順に命名されており、HH 1/2 は最も早く同定された天体である。^[24]現在、千を超える天体が知られている。^[7]これらは常に星形成 H II 領域に存在し、しばしば大きなグループで発見される。^[9]これらは通常、ボック・グロビュール(非常に若い星を含む暗黒星雲) の近くで観測され、しばしばそこから放射される。複数の HH 天体が単一のエネルギー源の近くで観測され、親星の極軸の線に沿って一連の天体を形成している。 ^[7]知られている HH 天体の数はここ数年で急速に増加しているが、これは天の川銀河に推定される最大 150,000 個のうちのごくわずかな割合であり、^[25]その大多数は遠すぎて解像できない。ほとんどの HH 天体は親星から約 1パーセク以内にある。しかし、多くは数パーセク離れたところでも見られる。^{[21] [22]}

HH 46/47は太陽から約450パーセク（1,500光年）離れた場所にあり、クラスIの原始 星連星によって駆動されています。双極ジェットは毎秒300キロメートルの速度で周囲の媒体に激突し、約2.6パーセク（8.5光年）離れた2つの放射キャップを形成しています。ジェットの流出は、ジェット自体に巻き上げられた0.3パーセク（0.98光年）の長さの分子ガス流出を伴います。^[7]スピッツァー宇宙望遠鏡による赤外線研究では、分子流出の中に水（氷）、メタノール、メタン、二酸化炭素（ドライアイス）、さまざまなケイ酸塩など、さまざまな化合物が含まれていることが明らかになっています。^{[7] [26]}オリオンA分子雲の約460パーセク（1,500光年）離れた場所にあるHH 34は、クラスIの原始星によって駆動される高度にコリメートされた双極ジェットによって生成されています。ジェット内の物質は、秒速約220キロメートルで移動しています。約0.44パーセク（1.4光年）離れた2つの明るい弓状衝撃波が、発生源の反対側に存在し、その後に遠方で一連のより暗い衝撃波が続くため、複合体全体の長さは約3パーセク（9.8光年）になります。ジェットは、発生源の近くで長さ0.3パーセク（0.98光年）の弱い分子流出に囲まれています。^{[7] [27]}

HHジェットを放出する恒星はすべて非常に若い恒星で、数万年から100万年ほどの年齢である。これらの最も若い恒星は、周囲のガスから物質を集めている途中の原始星である。天文学者は、これらの恒星を、恒星が放出する赤外線の量に応じて、0、I、II、IIIのクラスに分類する。^[28]赤外線の量が多いということは、恒星の周囲に冷たい物質が多いことを意味し、恒星がまだ合体している途中であることを示す。クラスの番号付けは、クラス0の天体（最も若い）が、クラスI、II、IIIが定義されるまで発見されなかったために行われた。^{[29] [28]}

クラス 0 の天体は誕生からわずか数千年で、中心で核融合反応がまだ起こっていないほど若い。その代わり、物質が落下する際に放出される重力による位置エネルギーのみでエネルギーを得ている。 ^[30]クラス 0 の天体は、主に低速 (毎秒 100 キロメートル未満) の分子流出と、その流出における微弱な放射を含んでいる。^[17]クラス I の天体の中心核では核融合が始まっているが、周囲の星雲からガスと塵が依然として表面に落下しており、その明るさのほとんどは重力エネルギーによるものである。一般に、クラス 0 の天体は依然として塵とガスの濃い雲に覆われており、可視光がすべて遮られているため、赤外線と電波の波長でしか観測できない。^[31]このクラスからの流出は主に電離種によって行われ、速度は毎秒 400 キロメートルに達することもある。^[17]クラスII天体（古典的Tタウリ型星）ではガスと塵の落下はほぼ終了しているが、依然として塵とガスの円盤に囲まれており、低輝度の弱い流出を生み出している。^[17]クラスIII天体（弱線Tタウリ型星）には、元々の降着円盤の痕跡がわずかに残っているだけである。^[28]

HH 天体を生み出す恒星の約 80% は連星系または多重星系 (2 つ以上の恒星が互いに周回している) であり、これは主系列の低質量恒星で見られる割合よりもはるかに高い。これは、連星系が HH 天体を生み出すジェットを生成する可能性が高く、多重星系が崩壊したときに最大の HH アウトフローが形成される可能性があることを示している可能性がある。^{[32]ほとんどの恒星は多重星系から発生するが、これらのシステムのかなりの割合は、近くの恒星や高密度のガス雲との}重力相互作用により、主系列に到達する前に破壊されると考えられている。^{[32] [33]}

原始褐色矮星の周囲にある最初の、そして現在のところ唯一の（2017年5月現在）大規模ハービッグ・ハロー天体は、原始褐色矮星メイリット1701117とつながっているHH 1165である。HH 1165の長さは0.8光年（0.26パーセク）で、オリオン座シグマ星団の付近に位置している。これまで原始褐色矮星の周囲には小さなミニジェット（≤0.03パーセク）しか見つかっていない。^{[34] [35]}

非常に若い星や非常に質量の大きい原始星に付随する HH 天体は、その形成源であるガスや塵の雲によって可視波長では見えなくなることが多い。介在物質は可視波長での可視光の大きさを数十倍、あるいは数百倍も減少させる可能性がある。このような深く埋め込まれた天体は、赤外線または電波の波長でのみ観測可能であり、 ^[36]通常は高温の分子水素または高温の一酸化炭素放出の周波数である。^[37]近年、赤外線画像によって「赤外線 HH 天体」の例が数十件発見されている。そのほとんどは船首波 (船首の波に似ている) のように見えるため、通常は分子「船首衝撃波」と呼ばれる。赤外線船首衝撃波の物理は、HH 天体とほぼ同じように理解できる。なぜなら、これらの天体は本質的に同じであり、原始星の反対極から放射されるコリメートされたジェットによって駆動される超音速衝撃波だからである。 ^[38]異なるのは、ジェットと周囲の雲の状態のみであり、原子やイオンからの光放射ではなく、分子から赤外線放射が発生する。^[39]

2009年、国際天文学連合の命名作業部会は、近赤外線で検出された天体に対して「MHO」（分子状水素輝線天体）という頭字語の使用を承認し、同部会の天体命名法オンライン辞書に登録した。2010年現在、MHOカタログには約1000個の天体が含まれている。^[38]

HH天体は紫外線スペクトルで観測されている。^[40]

• 双極性障害の流出
• 原始星
• 原始惑星系円盤

ウィキメディア コモンズには、ハービッグ ハロ オブジェクトに関連するメディアがあります。

• VizieR の HH オブジェクトのカタログ
• HST 観測による HH 天体ジェットのアニメーション
• 若い星からの流出物中の分子状水素輝線天体のカタログ: MHO カタログ