Объект Хербига – Аро - Herbig–Haro object

HH 24 находится в молекулярном облаке Ориона B.
HH 32 выглядит как звезда из-за своей яркости. Окружающий газ выглядит как облака вокруг полной луны.
Хаббл Космический телескоп изображения ЧЧ 24 (слева) и HH 32 (справа; вверху) - красочные туманности типичны для объектов Хербига – Аро.

Хербиг-Аро (HH) объекты яркие пятна туманность связанный с новорожденным звезды. Они образуются, когда узкие струи частично ионизированный газ Выброшенные звездами сталкиваются с ближайшими облаками газа и пыли со скоростью несколько сотен километров в секунду. Объекты Хербига – Аро обычно встречаются в области звездообразования, и несколько часто можно увидеть вокруг одной звезды, выровненной по ее ось вращения. Большинство из них лежат примерно в одном парсек (3.26 световых лет ) источника, хотя некоторые из них наблюдались на расстоянии нескольких парсеков. Объекты HH - это временные явления, которые длятся несколько десятков тысяч лет. Они могут заметно меняться в течение нескольких лет по мере того, как быстро удаляются от своей родительской звезды в газовые облака межзвездного пространства ( межзвездная среда или ISM). Космический телескоп Хаббла Наблюдения показали сложную эволюцию объектов HH в течение нескольких лет, когда части туманности тускнеют, а другие становятся ярче, сталкиваясь с комковатым материалом межзвездной среды.

Впервые наблюдал в конце 19 века Шерберн Уэсли Бернхэм, Объекты Хербига – Аро были выделены в отдельный тип эмиссионная туманность в 1940-е гг. Первыми астрономами, изучившими их подробно, были Джордж Хербиг и Гильермо Аро, в честь которых они названы. Хербиг и Аро работали независимо над исследованиями звездообразование когда они впервые проанализировали объекты и осознали, что они были побочным продуктом процесса звездообразования. Хотя объекты HH являются видимыми длина волны явления, многие из них остаются невидимыми на этих длинах волн из-за пыли и газа, и могут быть обнаружены только на инфракрасный длины волн. Такие объекты, наблюдаемые в ближнем инфракрасном диапазоне, называются молекулярным водородом. эмиссионная линия объекты (MHOs).

Открытие и история наблюдений

Первый объект HH наблюдал в конце 19 века Шерберн Уэсли Бернхэм, когда он наблюдал звезду Т Тельца с 36-дюймовым (910 мм) рефракторный телескоп в Обсерватория Лика и заметил поблизости небольшой участок туманности.[1] Считалось, что это эмиссионная туманность, позже стал известен как Туманность Бернхема, и не был признан отдельным классом объектов.[2] T Тельца оказалась очень молодой и переменной звездой и является прототипом класса подобных объектов, известных как Звезды Т Тельца которые еще не достигли состояния гидростатическое равновесие между гравитационный коллапс и производство энергии за счет термоядерная реакция в их центрах.[3] Спустя пятьдесят лет после открытия Бернхэма было обнаружено несколько подобных туманностей, имеющих почти звездный вид. И Харо, и Хербиг провели независимые наблюдения нескольких из этих объектов в Туманность Ориона в течение 1940-х гг. Хербиг также посмотрел на туманность Бернхема и обнаружил, что она имеет необычный вид. электромагнитный спектр, с выдающимися эмиссионные линии из водород, сера и кислород. Аро обнаружил, что все объекты этого типа невидимы в инфракрасном свете.[2]

После своих независимых открытий Хербиг и Аро встретились в астрономическом институте. конференция в Тусон, Аризона в декабре 1949 года. Поначалу Хербиг уделял мало внимания обнаруженным им объектам, в первую очередь обращая внимание на близлежащие звезды, но, услышав открытия Аро, он провел более подробные исследования их. В Советский астроном Виктор Амбарцумян дал объектам свое имя (объекты Хербига – Аро, обычно сокращаемые до HH-объекты) и, основываясь на их появлении около молодых звезд (возрастом несколько сотен тысяч лет), предположил, что они могут представлять собой раннюю стадию формирования звезд типа Т Тельца.[2] Исследования объектов HH показали, что они высоко оценены. ионизированный, и ранние теоретики предполагали, что они отражательные туманности внутри находятся горячие звезды малой светимости. Но отсутствие инфракрасного излучения от туманностей означало, что внутри них не могло быть звезд, так как они излучали бы обильный инфракрасный свет. В 1975 году американский астроном Р. Д. Шварц предположил, что ветры от звезд Т Тельца производят потрясения в окружающей среде при встрече, в результате чего возникает видимый свет.[2] С открытием первого протозвездный струя в HH 46/47 стало ясно, что объекты HH действительно являются явлением, вызванным ударами, при этом удары вызываются коллимированный струя от протозвезд.[2][4]

Формирование

Основные статьи: Звездообразование и Астрофизический джет
Иллюстрация, изображающая две стрелки вещества, движущиеся наружу в противоположных направлениях от системы звездного диска и создающие яркие эмиссионные шапки на концах, где они сталкиваются с окружающей средой.
Желто-зеленая эмиссионная шапка, создаваемая красной струей звезды в темно-зеленой туманности
Объекты HH образуются, когда аккрецированный материал выбрасывается протозвездой в виде ионизированного газа вдоль оси вращения звезды, как показано на примере HH 34 (верно).

Звезды образуются в результате гравитационного коллапса межзвездные газовые облака. Поскольку коллапс увеличивает плотность, лучистая энергия убыток уменьшается за счет увеличения непрозрачность. Это повышает температуру облака, что предотвращает дальнейшее схлопывание, и устанавливается гидростатическое равновесие. Газ продолжает падать к ядру в вращающийся диск. Ядро этой системы называется протозвезда.[5] Несколько из срастание материал выбрасывается вдоль звезды ось вращения в двоем струи частично ионизированного газа (плазма ).[6] Механизм образования этих коллимированных биполярных джетов до конца не изучен, но считается, что взаимодействие между аккреционным диском и звездное магнитное поле ускоряет часть срастающегося материала в пределах нескольких астрономические единицы звезды вдали от плоскости диска. На этих расстояниях поток расходится, разветвляясь под углом в диапазоне 10-30 °, но он становится все более коллимированным на расстояниях от десятков до сотен астрономических единиц от источника, поскольку его расширение ограничено.[7][8] Форсунки также уносят лишнее угловой момент в результате аккреции вещества на звезду, которое в противном случае привело бы к слишком быстрому вращению звезды и ее распаду.[8] Когда эти струи сталкиваются с межзвездной средой, они образуют небольшие пятна яркого света. выброс которые содержат объекты HH.[9]

Характеристики

График зависимости интенсивности света от длины волны с несколькими провалами, вызванными поглощением света, излучаемого звездой, молекулами окружающей среды
Инфракрасный спектр из HH 46/47 полученный Spitzer Космический телескоп, показывая, что среда в непосредственной близости от звезды богата силикатами

Электромагнитное излучение от объектов HH возникает, когда ударные волны столкнуться с межзвездная среда, создавая так называемые «терминальные рабочие поверхности».[10] В спектр непрерывен, но также имеет интенсивные линии излучения нейтральных и ионизированных частиц.[6] Спектроскопические наблюдения объектов HH ' доплеровские сдвиги указывают скорости в несколько сотен километров в секунду, но эмиссионные линии в этих спектры слабее, чем можно было бы ожидать от таких высокоскоростных столкновений. Это говорит о том, что часть материала, с которым они сталкиваются, также движется по балке, хотя и с меньшей скоростью.[11][12] Спектроскопические наблюдения объектов HH показывают, что они удаляются от звезд-источников со скоростью несколько сотен километров в секунду.[2][13] В последние годы высокий оптическое разрешение космического телескопа Хаббла обнаружил собственное движение (движение по плоскости неба) многих объектов HH в наблюдениях, разнесенных на несколько лет.[14][15] По мере удаления от родительской звезды объекты HH претерпевают значительные изменения, меняя яркость во времени в несколько лет. Отдельные компактные узлы или сгустки внутри объекта могут светлеть и исчезать или полностью исчезать, в то время как появляются новые узлы.[8][10] Вероятно, они возникают из-за прецессия их самолетов,[16][17] наряду с пульсирующими и прерывистыми извержениями их родительских звезд.[9] Более быстрые струи догоняют более ранние более медленные струи, создавая так называемые «внутренние рабочие поверхности», где потоки газа сталкиваются и генерируют ударные волны и последующие выбросы.[18]

Общая масса, выбрасываемая звездами, чтобы сформировать типичные объекты HH, оценивается примерно в 10−8 до 10−6 M☉ в год,[16] очень небольшое количество материала по сравнению с массой самих звезд[19] но составляет около 1–10% от общей массы звезд-источников за год.[20] Потеря массы имеет тенденцию к уменьшению с увеличением возраста источника.[21] Температуры, наблюдаемые в объектах HH, обычно составляют около 9000–12000K,[22] похожи на те, что обнаружены в других ионизированных туманностях, таких как H II регионы и планетарные туманности.[23] С другой стороны, плотности выше, чем в других туманностях, и составляют от нескольких тысяч до нескольких десятков тысяч частиц на см.3,[22] по сравнению с несколькими тысячами частиц на см3 в большинстве областей H II и планетарных туманностей.[23]

Плотность также уменьшается по мере развития источника с течением времени.[21] Объекты HH состоят в основном из водорода и гелий, что составляет около 75% и 24% их массы соответственно. Примерно 1% массы объектов HH состоит из более тяжелых химические элементы, включая кислород, серу, азот, утюг, кальций и магний. Содержание этих элементов, определенное по эмиссионным линиям соответствующих ионов, в целом аналогично их содержанию. космическое изобилие.[19] Многие химические соединения, обнаруженные в окружающей межзвездной среде, но не присутствующие в исходном материале, такие как гидриды металлов, как полагают, возникли в результате химических реакций, вызванных шоком.[7] Около 20–30% газа в объектах HH ионизируется вблизи звезды-источника, но эта доля уменьшается с увеличением расстояния. Это означает, что материал ионизируется в полярной струе и рекомбинирует по мере удаления от звезды, а не ионизируется в результате более поздних столкновений.[22] Удар в конце струи может повторно ионизировать некоторый материал, что приведет к появлению ярких «шапок».[6]

Числа и распределение

Синие и оранжевые турбулентные шапки излучения
HH 2 (Нижний правый), HH 34 (внизу слева) и HH 47 (вверху) были пронумерованы в порядке их открытия; по оценкам, в Млечном Пути насчитывается до 150 000 таких объектов.

Объекты HH названы приблизительно в порядке их идентификации; ЧЧ 1/2 это самые ранние из таких объектов, которые будут идентифицированы.[24] Сейчас известно более тысячи отдельных объектов.[7] Они всегда присутствуют в областях звездообразования H II и часто встречаются большими группами.[9] Обычно они наблюдаются вблизи Глобулы Бока (темные туманности которые содержат очень молодые звезды) и часто исходят от них. Несколько объектов HH были замечены около одного источника энергии, образуя цепочку объектов вдоль линии полярная ось родительской звезды.[7] Число известных объектов HH быстро увеличивалось за последние несколько лет, но это очень небольшая часть от предполагаемых до 150 000 объектов в мире. Млечный Путь,[25] подавляющее большинство из которых слишком далеки, чтобы их можно было решить. Большинство объектов HH лежат в пределах одного парсек их родительской звезды. Однако многие из них видны на расстоянии нескольких парсеков.[21][22]

HH 46/47 находится примерно в 450 парсеках (1500 световых лет) от Солнца и питается от протозвезда класса I двоичный. Биполярная струя врезается в окружающую среду со скоростью 300 километров в секунду, создавая две эмиссионные шапки на расстоянии примерно 2,6 парсека (8,5 световых лет) друг от друга. Истечение струи сопровождается истечением молекулярного газа длиной 0,3 парсека (0,98 светового года), которое захватывает сама струя.[7] Инфракрасные исследования Космический телескоп Спитцера выявили различные химические соединения в молекулярном оттоке, в том числе воду (лед), метанол, метан, углекислый газ (сухой лед ) и различные силикаты.[7][26] Расположен на расстоянии около 460 парсеков (1500 световых лет) в Орион Молекулярное облако, HH 34 создается высококоллимированным биполярным реактивным двигателем, приводимым в движение протозвездой класса I. Вещество в струе движется со скоростью около 220 километров в секунду. Два ярких луковые удары, разделенные примерно 0,44 парсека (1,4 светового года), находятся на противоположных сторонах источника, за ними следуют серии более тусклых на больших расстояниях, в результате чего весь комплекс составляет около 3 парсеков (9,8 световых лет). Джет окружен слабым молекулярным потоком длиной 0,3 парсека (0,98 светового года) около источника.[7][27]

Источник звезд

Тринадцатилетний интервал времени выброса материала протозвездой класса I, образующего объект Хербига – Аро HH 34

Все звезды, из которых испускаются струи HH, - очень молодые звезды, возрастом от нескольких десятков тысяч до примерно миллиона лет. Самые молодые из них - все еще протозвезды, которые собираются из окружающих их газов. Астрономы делят эти звезды на классы 0, I, II и III в зависимости от того, сколько инфракрасного излучения излучают звезды.[28] Большее количество инфракрасного излучения подразумевает большее количество более холодного материала, окружающего звезду, что указывает на то, что она все еще сливается. Нумерация классов возникает из-за того, что объекты класса 0 (самые молодые) не были обнаружены до тех пор, пока классы I, II и III уже не были определены.[29][28]

Объектам класса 0 всего несколько тысяч лет; настолько молоды, что они еще не подвергаются реакции ядерного синтеза в своих центрах. Вместо этого они работают только от гравитационно потенциальная энергия высвобождается, когда на них падает материал.[30] В основном они содержат молекулярные оттоки с небольшими скоростями (менее ста километров в секунду) и слабыми выбросами в оттоки.[17] Ядерный синтез начался в ядрах объектов класса I, но газ и пыль все еще падают на их поверхности из окружающей туманности, и большая часть их светимости объясняется гравитационной энергией. Обычно они все еще окутаны плотными облаками пыли и газа, которые скрывают все их видимый свет и, как следствие, его можно наблюдать только в инфракрасном и радио длины волн.[31] В потоках из этого класса преобладают ионизированные частицы, и их скорости могут достигать 400 километров в секунду.[17] Падение газа и пыли в объектах класса II (классические звезды типа Т Тельца) в основном закончилось, но они все еще окружены дисками из пыли и газа и производят слабые истечения с низкой светимостью.[17] Объекты класса III (звезды типа Т Тельца со слабыми линиями) имеют только следы от их первоначального аккреционного диска.[28]

Около 80% звезд, дающих начало объектам HH, являются двойными или кратными системами (две или более звезды, вращающиеся вокруг друг друга), что намного выше, чем пропорция, обнаруженная для звезд с низкой массой на главная последовательность. Это может указывать на то, что двойные системы с большей вероятностью будут генерировать струи, которые порождают объекты HH, и данные свидетельствуют о том, что самые большие оттоки HH могут образовываться при распаде кратных звездных систем.[32] Считается, что большинство звезд происходят из нескольких звездных систем, но значительная часть этих систем разрушается до того, как их звезды достигают главной последовательности из-за гравитационный взаимодействие с ближайшими звездами и плотными облаками газа.[32][33]

Вокруг прото-коричневых карликов

Первый и единственный (по состоянию на май 2017 г.) крупномасштабный объект Хербига-Аро вокруг прото-коричневый карлик является HH 1165, который связан с прото-коричневым карликом Майрит 1701117. HH 1165 имеет длину 0,8 световых лет (0.26 парсек ) и находится в непосредственной близости от сигма Орионис кластер. Раньше вокруг прото-коричневых карликов находили только небольшие мини-джеты (≤0,03 парсек).[34][35]

Инфракрасные аналоги

HH 49/50 видел в инфракрасный посредством Космический телескоп Спитцера

Объекты HH, связанные с очень молодыми звездами или очень массивными протозвездами, часто скрыты от глаз в оптическом диапазоне длин волн облаком газа и пыли, из которого они образуются. Промежуточный материал может уменьшить визуальная величина в десятки и даже сотни раз в оптических длинах волн. Такие глубоко погруженные объекты можно наблюдать только в инфракрасном или радиоволнах.[36] обычно в частотах горячего молекулярного водорода или теплого монооксид углерода эмиссия.[37] В последние годы на инфракрасных изображениях были обнаружены десятки примеров «инфракрасных объектов HH». Большинство из них выглядят как носовые волны (похожие на волны в носовой части корабля), поэтому их обычно называют молекулярными «носовыми ударами». Физику инфракрасных ударов лука можно понять во многом так же, как и физику объектов HH, поскольку эти объекты по сути одинаковы - сверхзвуковой толчки, вызванные коллимированными струями с противоположных полюсов протозвезды.[38] Различаются только условия в струе и окружающем облаке, вызывая инфракрасное излучение молекул, а не оптическое излучение атомов и ионов.[39] В 2009 году аббревиатура «MHO», что означает «объект линии эмиссии молекулярного водорода», была одобрена для таких объектов, обнаруженных в ближней инфракрасной области, компанией Международный астрономический союз Рабочая группа по обозначениям и внесена в их он-лайн Справочный словарь номенклатуры небесных объектов.[38] Каталог MHO содержит более 2000 объектов.

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ Бернем, С. В. (1890). "Заметка о переменной туманности Хинда в Тельце". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 51 (2): 94–95. Bibcode:1890МНРАС..51 ... 94Б. Дои:10.1093 / минрас / 51.2.94.
  2. ^ а б c d е ж Reipurth, B .; Берту, С., ред. (1997). «50 лет исследований Хербига – Аро. От открытия до HST». Течения Хербига – Аро и рождение звезд. Симпозиум МАС № 182. Дордрехт: Kluwer Academic Publishers. С. 3–18. Bibcode:1997IAUS..182 .... 3R.
  3. ^ Кэрролл, Брэдли У .; Остли, Дейл А. (2014). Введение в современную астрофизику. Харлоу: Pearson Education Limited. п. 478. ISBN  978-1-292-02293-2.
  4. ^ Допита, М. А .; Schwartz, R.D .; Эванс, И. (декабрь 1982 г.). «Объекты 46 и 47 Хербига-Аро - свидетельство биполярного выброса молодой звезды». Письма в астрофизический журнал. 263: L73 – L77. Bibcode:1982ApJ ... 263L..73D. Дои:10.1086/183927.
  5. ^ Прильник, Д. (2000). Введение в теорию строения и эволюции звезд. Кембридж, Великобритания: Издательство Кембриджского университета. С. 198–199. ISBN  978-0-521-65937-6.
  6. ^ а б c Рага, А. С. (2001). "Объекты Хербига – Аро и захватывающие звезды". В Мурдин, Пол (ред.). Энциклопедия астрономии и астрофизики (Первое изд.). Хэмпшир: Издательская группа Nature. С. 1654–1657. ISBN  978-0333786536.
  7. ^ а б c d е ж грамм Балли, Дж. (Сентябрь 2016 г.). «Протозвездные истечения». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 54: 491–528. Bibcode:2016ARA & A..54..491B. Дои:10.1146 / annurev-astro-081915-023341.
  8. ^ а б c Франк, А .; Ray, T. P .; Cabrit, S .; и другие. (2014). "Струи и истечения от звезды к облаку: наблюдения противоречат теории". В Beuther, S .; Klessen, R. S .; Dullemond, C.P .; Хеннинг, Т. (ред.). Протозвезды и планеты VI. Тусон: Университет Аризоны Press. С. 451–474. arXiv:1402.3553. Bibcode:2014prpl.conf..451F. Дои:10.2458 / azu_uapress_9780816531240-ch020. ISBN  9780816531240.
  9. ^ а б c П. Бенвенути; Ф. Д. Маккетто; E. J. Schreier, eds. (1996). «Рождение звезд: струи Хербига – Аро, аккреция и протопланетные диски». Наука с космическим телескопом Хаббла - II. Балтимор: Научный институт космического телескопа. Bibcode:1996swhs.conf..491B. (HTML версия )
  10. ^ а б Reipurth, B .; Балли, Дж. (2001). «Потоки Хербига – Аро: признаки ранней звездной эволюции». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 39 (1–2): 403–455. Bibcode:2001ARA & A..39..403R. Дои:10.1146 / annurev.astro.39.1.403.
  11. ^ Допита, М. (февраль 1978 г.). «Объекты Хербига – Аро в туманности ГУМ». Астрономия и астрофизика. 63 (1–2): 237–241. Bibcode:1978A&A .... 63..237D.
  12. ^ Шварц, Р. Д. (1983). «Объекты Хербига – Аро». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 21: 209–237. Bibcode:1983ARA & A..21..209S. Дои:10.1146 / annurev.aa.21.090183.001233.
  13. ^ Heathcote, S .; Reipurth, B .; Рага, А. С. (июль 1998 г.). "Структура, возбуждение и кинематика светящихся объектов Хербига – Аро 80/81". Астрономический журнал. 116 (4): 1940–1960. Bibcode:1998AJ .... 116.1940H. Дои:10.1086/300548.
  14. ^ Hartigan, P .; Морс, Дж .; Reipurth, B .; и другие. (Сентябрь 2001 г.). "Собственные движения джета HH 111, наблюдаемые с помощью космического телескопа Хаббла". Письма в астрофизический журнал. 559 (2): L157 – L161. Bibcode:2001ApJ ... 559L.157H. Дои:10.1086/323976.
  15. ^ Raga, A .; Reipurth, B .; Velázquez, P .; и другие. (Декабрь 2016 г.). «Временная эволюция HH 2 из четырех эпох изображений HST». Астрономический журнал. 152 (6): 186. arXiv:1610.01951. Bibcode:2016AJ .... 152..186R. Дои:10.3847/0004-6256/152/6/186. 186.
  16. ^ а б Зили, У. Дж. (1992). "Молодые звездные объекты и объекты Хербига – Аро". Австралийский журнал физики. 45 (4): 487–499. Bibcode:1992AuJPh..45..487Z. Дои:10.1071 / PH920487.
  17. ^ а б c d Балли, Дж. (Октябрь 2007 г.). «Самолеты от юных звезд». Астрофизика и космическая наука. 311 (1–3): 15–24. Bibcode:2007Ap и SS.311 ... 15B. Дои:10.1007 / s10509-007-9531-7.
  18. ^ Raga, A .; Канто, Дж. (Октябрь 2017 г.). «Формирование двойных рабочих поверхностей в периодически переменных струях». Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. 53 (2): 219–225. Bibcode:2017RMxAA..53..219R.
  19. ^ а б Brugel, E.W .; Boehm, K. H .; Мэннери, Э. (1981). "Спектры эмиссионных линий объектов Хербига – Аро". Серия дополнений к астрофизическому журналу. 47: 117–138. Bibcode:1981ApJS ... 47..117B. Дои:10.1086/190754.
  20. ^ Hartigan, P .; Морс, Дж. А .; Раймонд, Дж. (Ноябрь 1994 г.). «Темпы потери массы, фракции ионизации, скорости ударной волны и магнитные поля звездных струй». Астрофизический журнал. 436 (1): 125–143. Bibcode:1994ApJ ... 436..125H. Дои:10.1086/174887.
  21. ^ а б c Bally, J .; Reipurth, B .; Дэвис, К. Дж. (2007). «Наблюдения струй и истечений молодых звезд» (PDF). In Reipurth, B .; Jewitt, D .; Кейл, К. (ред.). Протозвезды и планеты V. Тусон: Университет Аризоны Press. С. 215–230. Bibcode:2007prpl.conf..215B.
  22. ^ а б c d Bacciotti, F .; Айслоффель, Дж. (Февраль 1999 г.). «Ионизация и плотность вдоль пучков струй Хербига – Аро». Астрономия и астрофизика. 342: 717–735. Bibcode:1999A и A ... 342..717B.
  23. ^ а б Dyson, J. E .; Франко, Дж. (2001). «H II Регионы». В Murdin, Пол (ред.). Энциклопедия астрономии и астрофизики (Первое изд.). Хэмпшир: издательская группа Nature. С. 1594–1599. ISBN  978-0333786536.
  24. ^ Хербиг, Г. Х. (1974). "Эскизный каталог объектов Хербига – Аро". Бюллетень обсерватории Лик. 658 (658): 1–11. Bibcode:1974LicOB.658 .... 1H.
  25. ^ Гюльбудагян А. Л. (сентябрь 1984 г.). «О связи между объектами Хербига – Аро и вспыхивающими звездами в окрестности Солнца». Астрофизика. 20 (2): 147–149. Bibcode:1984Afz .... 20..277G. Дои:10.1007 / BF01005825.
  26. ^ «Встроенный отток в HH 46/47». Космический телескоп НАСА Спитцер. Лаборатория реактивного движения, Калифорнийский технологический институт. 18 декабря 2003 г. В архиве из оригинала 17 февраля 2018 г.. Получено 16 февраля, 2018.
  27. ^ Reipurth, B .; Heathcote, S .; Морс, Дж .; и другие. (Январь 2002 г.). "Снимки космического телескопа Хаббла струи HH 34 и ударной волны: структура и собственные движения". Астрономический журнал. 123 (1): 362–381. Bibcode:2002AJ .... 123..362R. Дои:10.1086/324738.
  28. ^ а б c McKee, C.F .; Острикер, Э. (Сентябрь 2007 г.). «Теория звездообразования». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 45 (1): 565–687. arXiv:0707.3514. Bibcode:2007ARA & A..45..565M. Дои:10.1146 / annurev.astro.45.051806.110602.
  29. ^ Andre, P .; Монтмерле, Т. (январь 1994 г.). «От звезд типа Т Тельца до протозвезд: околозвездный материал и молодые звездные объекты в облаке Ро Змееносца». Астрофизический журнал. 420 (2): 837–862. Bibcode:1994ApJ ... 420..837A. Дои:10.1086/173608.
  30. ^ Andre, P .; Ward-Thompson, D .; Барсоны, М. (март 1993 г.). «Наблюдения субмиллиметрового континуума Ро Змееносца A: кандидат в протозвезду VLA 1623 и предзвездные скопления». Астрофизический журнал. 406 (1): 122–141. Bibcode:1993ApJ ... 406..122A. Дои:10.1086/172425.
  31. ^ Stahler, S.W .; Палла, Ф. (2004). Формирование звезд. Вайнхайм: WILEY-VCH Verlag. п.321. ISBN  9783527405596.
  32. ^ а б Рейпурт, Б. (декабрь 2000 г.). "Распад множественных систем в ранней звездной эволюции". Астрономический журнал. 120 (6): 3177–3191. Bibcode:2000AJ .... 120.3177R. Дои:10.1086/316865.
  33. ^ Reipurth, B .; Rodrguez, L.F .; Anglada, G .; и другие. (Март 2004 г.). "Струи радиоконтинуума из протозвездных объектов". Астрономический журнал. 127 (3): 1736–1746. Bibcode:2004AJ .... 127.1736R. Дои:10.1086/381062.
  34. ^ "Коричневый карлик, превысивший свой вес, запускает струю размером с парсек". Национальная оптическая астрономическая обсерватория. Получено 2020-03-06.
  35. ^ Риаз, Б .; Briceño, C .; Уилан, Э. Т .; Хиткот, С. (июль 2017 г.). «Первый крупномасштабный реактивный самолет Хербига-Аро, управляемый прото-коричневым карликом». Астрофизический журнал. 844 (1): 47. arXiv:1705.01170. Bibcode:2017ApJ ... 844 ... 47R. Дои:10.3847 / 1538-4357 / aa70e8. ISSN  0004-637X.
  36. ^ Davis, C.J .; Eisloeffel, J. (август 1995 г.). «Визуализация в ближней инфракрасной области спектра молекулярных (СО) оттоков молодых звезд в H2». Астрономия и астрофизика. 300: 851–869. Bibcode:1995A & A ... 300..851D.
  37. ^ Giannini, T .; McCoey, C .; Nisini, B .; и другие. (Декабрь 2006 г.). «Излучение молекулярных линий в HH54: когерентный вид от ближнего до дальнего инфракрасного диапазона». Астрономия и астрофизика. 459 (3): 821–835. arXiv:astro-ph / 0607375. Bibcode:2006 A&A ... 459..821G. Дои:10.1051/0004-6361:20065127.
  38. ^ а б Davis, C.J .; Gell, R .; Ханзадян, Т .; и другие. (Февраль 2010 г.). «Общий каталог объектов эмиссионных линий молекулярного водорода (MHO) в истечениях от молодых звезд». Астрономия и астрофизика. 511: A24. arXiv:0910.5274. Bibcode:2010A & A ... 511A..24D. Дои:10.1051/0004-6361/200913561.
  39. ^ Smith, M.D .; Ханзадян, Т .; Дэвис, К. Дж. (Февраль 2003 г.). "Анатомия носовой ударной волны объекта Хербига – Аро HH 7". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 339 (2): 524–536. Bibcode:2003МНРАС.339..524С. Дои:10.1046 / j.1365-8711.2003.06195.x.

внешняя ссылка