Thiên thể Herbig-Haro là một dải tinh vân nhỏ đi kèm với các vì sao mới hình thành, và chúng được tạo ra khi khí bắn ra từ ngôi sao trẻ va chạm với đám mây khí bụi gần đó ở vận tốc vài trăm kilomet một giây. Thiên thể Herbig-Haro thường gặp ở những vùng hình thành sao, và một vài trong số chúng ở gần các ngôi sao đơn độc, nằm dọc theo trục quay của chúng.


Thiên thể Herbig-Haro HH47, chụp bởi kính thiên văn vũ trụ Hubble. Tỷ xích 1000 đơn vị thiên văn, khoảng 20 lần kích thước Hệ Mặt Trời 

Thiên thể HH có vòng đời khá ngắn, nhiều nhất là chỉ tồn tại vài chục ngàn năm. Chúng có thể nhìn thấy được trong một khoảng thời gian ngắn khi chuyển động nhanh ra khỏi ngôi sao mẹ để đi vào các đám mây trong không gian giữa các vì sao. Kính thiên văn vũ trụ Hubble quan sát thấy một vài hệ thống tiến hóa của thiên thể HH trong vài năm, một phần trong số chúng mờ nhạt trong khi phần khác lại sáng lên khi chúng va chạm với các khối vật chất trong không gian giữa các vì sao.

Thiên thể loại này được phát hiện lần đầu tiên vào cuối thế kỷ 19 bởi Sherburne Wesley Burnham, nhưng lại được coi là một loại của tinh vân phát sáng cho đến những năm 1940. Những nhà thiên văn đầu tiên nghiên cứu kỹ lưỡng chúng là George Herbig và Guillermo Haro, vì vậy mà chúng được đặt theo tên hai nhà thiên văn này. Herbig và Haro nghiên cứu sự hình thành các vì sao độc lập với nhau khi họ phân tích các thiên thể Herbig-Haro, và đã nhận ra chúng là sản phẩm phụ của quá trình hình thành sao.

Khám phá và lịch sử quan sát

Thiên thể Herbig-Haro đầu tiên được quan sát là vào cuối thế kỷ 19 bởi Burnham, khi ông đang nhìn vào ngôi sao T Tauri với kính khúc xạ 910 mm tại đài quan sát Lick và đã nhận ra một dải mây mờ gần đó. [1] Tuy nhiên, ông lại ghi lại nó là một tinh vân phát sáng, sau đó nó được gọi là Tinh vân Burnham, và không được coi như là một thiên thể khác biệt. Tuy nhiên, T Tauri lại là một ngôi sao biến quan rất trẻ và mẫu hình của nhóm thiên thể thuộc nhóm sao T Tauri vẫn chưa đạt đến trạng thái cân bằng hydro giữa sự suy sập hấp dẫn và năng lượng tạo ra do phản ứng hạt nhân tại tâm.

Năm mươi năm sau khám phá của Burnham, vài tinh vân tương tự được khám phá và chúng quá nhỏ để là những thiên thể giống sao. Cả Haro và Herbig đã quan sát độc lập vài thiên thể loại này trong những năm 1940. Herbig cũng nhìn vào Tinh vân Burham và phát hiện ra nó có quang phổ điện từ đặc biệt, với các dải sáng nổi bật của hydro, lưu huỳnh và oxy. Haro phát hiện ra tất cả các thiên thể nàu đều không có ánh sáng hồng ngoại.

Tiếp theo các khám phá độc lập đó, Herbi và Haro gặp nhau tại một buổi hội nghị về thiên văn ở Tucson, Arizona. Herbig ban đầu chỉ có chút ít để ‎ về những phát hiện của mình nhưng sau khi nghe về khám phá của Haro ông đã nghiên cứu kỹ hơn về chúng. Nhà thiên văn Liên Xô Viktor Ambartsumian đã đặt tên cho những thiên thể này, và dựa trên hiện trạng của các ngôi sao gần đó (vài trăm ngàn năm tuổi) đã cho rằng chúng có thể xuất hiện tại thời kỹ đầu của việc hình thành các ngôi sao T Tauri.

Các nghiên cứu cho thấy rằng những thiên thể HH bị ion hóa rất mạnh và những giả thuyết ban đầu đã cho rằng chúng có thể chứa những ngôi sao nóng có độ sáng yếu. Tuy nhiên việc không có bức xạ hồng ngoại chứng tỏ không có ngôi sao nào trong tinh vân cả vì các ngôi sao bức xạ rất nhiều ánh sáng hồng ngoại. Các nghiên cứu sau đó cho rằng các tinh vân này có thể chứa các tiền sao (protostar), nhưng cuối cùng các thiên thể HH đã được xác nhận là những vật chất được giải phóng từ các ngôi sao trẻ gần đó và va chạm vào vật chất giữa các vì sao với vận tốc siêu âm, kết quả là tạo ra sóng dao động và phát ra ánh sáng thấy được.[2]

 HH1 và HH2 cách nhau khoảng 1 năm ánh sáng, đối diện với nhau qua một ngôi sao trẻ đang giải phóng vật chất

Vào đầu những năm 1980, các quan sát lần đầu tiên cho thấy hình ảnh giống các tia nước của hầu hết các thiên thể HH. Điều này đã dẫn đến hiểu biết rằng các vật chất bị giải phóng đã tạo ra các thiên thể HH được chuẩn trực rất cao (tập trung thành các dòng hẹp). Các ngôi sao thường được bao bọc bởi các đĩa bồi thêm (accrection disk) trong những trăm ngàn năm đầu tiên tồn tại, khi khí rơi và các ngôi sao, vận tốc quay cực nhanh của những đĩa bồi thêm này đã phát ra các dòng plasma hẹp được ion hóa một phần vuông góc với đĩa, được gọi là dòng ở cực. Khi các dòng này va chạm với các vật chất giữa các vì sao chúng phát triển thành một dải sáng gồm các thiên thể HH.

Số lượng và phân bố

Có hơn 400 cá thể hay nhóm HH đã được biết tới. [7] Chúng nằm ở những nơi hình thành sao của vùng H II, và thường được thấy với một nhóm lớn. Chúng thường xuyên được phát hiện ở gần các cầu Bok (những tinh vân tối chứa các ngôi sao rất trẻ) và thường bắt nguồn từ đó. Một vài thiên thể HH thường xuyên được tìam thấy ở những nguồn năng lượng đơn lẻ, tạo ra một chuỗi các thiên thể dọc theo trục quay của các ngôi sao mẹ.
 

Số lượng các thiên thể HH được phát hiện tăng mạnh vào những năm gần đây, nhưng chúng vẫn được cho là có số lượng rất ít trong thiên hà của chúng ta. Người ta cho rằng có khoảng 150000 thiên thể loại này, [8] và hầu hết trong số chúng quá xa để công nghệ hiện nay có thể phát hiện ra được. Hầu hết các thiên thể HH nằm cách ngôi sao mẹ 0,5 parsec, rất ít trong số đó cách 1 pc. Tuy nhiên, một vài trong số đó cách vài parsec, có thể là do vật chất giữa các vì sao không đủ độ đậm đặc đã tạo cơ hội cho chúng đi xa hơn trước khi phân tán.

Vận tốc riêng và sự biến thiên

Các quan sát quang phổ của các thiên thể HH cho thấy chúng chuyển động ra xa ngôi sao nguồn với vận tốc 100 đến 1000 km/s. Trong những năm gần đây, các quan sát quang học có độ phân giải cao từ Kính thiên văn vũ trụ Hubble đã cho thấy chuyển động riêng của nhiều thiên thể HH cách nhau vài năm. Những quan sát này còn giúp chúng ta ước lượng khoảng cách của vài đường thiên thể HH theo phương pháp mở rộng song song.
 

Chuyển động của HH47 trong 5 năm

Khi chúng di chuyển ra xa các ngôi sao mẹ, các thiên thể HH biến đổi đáng kể và thay đổi độ sáng theo thang vài năm. Có những khối có thể sáng lên và mờ hay biến mất và có những khối mới bắt đầu xuất hiện. Sự biến đổi này là do tương tác với vật chất giữa các vì sao, tương tác giữa các dòng khí chuyển động với vận tốc khác nhau trong thiên thể HH.

Các dòng khí trong ngôi sao mẹ không phải là một dòng chảy đều mà xuất hiện theo từng đợt. Sự thay đổi này có thể tạo ra dòng khí chuyển động theo cùng hướng nhưng lại khác vận tốc và tương tác giữa các dòng khí khác nhau sẽ tạo ra "bề mặt tương tác", nơi dòng khí va chạm và tạo ra sóng chấn động.

Ngôi sao nguồn

Các ngôi sao tạo ra các thiên thể Herbig-Haro rất trẻ, trẻ nhất trong số đó vẫn còn là tiền sao và đang trong giai đoạn hình thành từ khối khí xung quanh. Các nhà thiên văn học chia những ngôi sao này ra thành các nhóm 0, I, II và III dựa trên lượng bức xạ hồng ngoại mà các ngôi sao này phát ra. [9] Bức xạ ra nhiều tia hồng ngoại đồng nghĩa với việc có nhiều vật chất nguội hơn xung quanh ngôi sao vẫn còn đang ở giai đoạn hình thành. Con số nhóm tăng dần do nhóm 0 (các ngôi sao trẻ nhất) vẫn chưa được tìm thấy còn nhóm I, II và III đã được xác định.

HH32 là một trong những thiên thể HH sáng nhất
 

Nhóm thiên thể 0 chỉ có độ tuổi vài nghìn năm, quá trẻ nên chưa có phản ứng nhiệt hạch ở tâm. Thực tế, chúng chỉ được tiếp năng lượng từ lực dấp dẫn khi vật chất rơi vào trong. [10] Phản ứng nhiệt hạch bắt đầu trong nhân của các thiên thể nhóm I, nhưng khí và bụi từ tinh vân xung quanh vẫn còn đang tiếp tục rơi vào bề mặt của chúng. Chúng vẫn còn bị bao bọc bởi khí và bụi đậm đặc làm ánh sáng thấy được bị ngăn cản, điều này có nghĩa chúng ta chỉ quan sát được chúng qua sóng hồng ngoại và radio. Khí và bụi đã gần như ngừng rơi vào các thiên thể nhóm II, nhưng chúng vẫn còn bị bao vây bởi các đĩa bụi và khí, còn nhóm III chỉ còn tàn dư của đĩa bồi thêm ban đầu.

Các nghiên cứu cho thấy khoảng 80% các ngôi sao tạo ra các thiển thể HH thực tế là hệ sao nhị phân hoặc sao phức (hai hay nhiều ngôi sao quay quanh nhau), trong hệ này có sự cân đối cao hơn các ngôi sao khối lượng nhỏ trong dãy chính. Điều này có nghĩa hệ sao nhị phân dễ tạo ra các dòng khí để hình thành các thiên thể HH, và bằng chứng cho rằng các thiên thể HH lớn nhất được bắn ra từ hệ sao phức khi chúng phân rã. Người ta cho rằng hầu hết các ngôi sao được hình thành từ hệ sao phức, nhưng các phần tử lớn sẽ bị phân rã trước khi chúng đạt được dãy chính do tương tác hấp dẫn với các ngôi sao gần đó và đám mây đặc khí bụi.[11]

Bản sao hồng ngoại

Các thiên thể Herbi-Haro liên quan đến các ngôi sao rất trẻ hoặc các tiền sao rất nặng và thường không nhìn thấy được bằng sóng thấy được do tác dụng của đám mây khí và bụi nơi chúng sinh ra. Các vật chất xung quanh này có thể tạo làm suy yếu ánh sáng thấy được đi hàng chục hoặc hàng trăm lần. Các thiên thể bị phong kín như vậy chỉ có thể quan sát được bằng sóng hồng ngoại hoặc radio, [12] thông thường là ánh sáng của các phân tử tử hydro nóng hoặc cacbon monoxit ấm.

Trong những năm gần đây, các ảnh hồng ngoại đã cho thấy hàng tá mẫu "thiên thể HH hồng ngoại". Hầu hết giống như sóng vòm (tương tự với sóng nước tại đầu của một con thuyền đang trôi), và thôn thường được coi là "chấn động vòm" phân tử. Giống như các thiên thể HH, những chấn động siêu thanh này tạo ra từ sự va chạm của các dòng khí bắn ra từ cực của một tiền sao, Chúng quét vào hay đi vào đám mây phân tuân tử đậm đặc xung quanh để tạo ra một dòng chảy vật chất liên tục. Các chấn động vòm hồng ngoại dịch chuyển vài trăm kilomet một giây, hâm nóng khí xung quanh lên đến hàng ngàn độ K. Vì chúng thường đi kèm với các ngôi sao trẻ nhất, nơi đĩa bồi thêm khá mạnh, nên các chấn động vòm hồng ngoại này thừong có cột khí mạnh hơn nhiều so với họ hàng HH thấy được của nó.

Một chấn động vòm phân tử chụp qua ánh sáng hồng ngoại được tạo ra bởi dòng khí từ 2 cực trong tinh vân Orion
Tính chất vật lý của các chấn động vòm hồng ngoại tương tự với các thiên thể HH, vì chúng thực ra là một - điểm khác biệt chỉ là là điều kiện của dòng khí và đám mây xung quanh, làm cho chúng chỉ phát ra tia hồng ngoại phát ra từ các phân tử chứ không phải là ánh sáng thấy được phát ra từ các nguyên tử và ion. [13]./.
 
Trịnh khắc Duy - PAC
 
Trích dẫn

1 ^ Burnham S. W. (1890). "Note on Hind's Variable Nebula in Taurus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 51: 94–95. http://adsabs.harvard.edu/abs/1890MNRAS..51...94B.
2 ^ Reipurth B., Heathcote S. (1997). "50 Years of Herbig–Haro Research. From discovery to HST" in IAU Symposium No. 182. Bo Reipurth and Claude Bertout Herbig–Haro Flows and the Birth of Stars: 3–18, Kluwer Academic Publishers.
3 ^ Bally J., Morse J., Reipurth B. (1996). "The Birth of Stars: Herbig–Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks". P. Benvenuti, F. D. Macchetto, and E. J. Schreier Science with the Hubble Space Telescope – II, Space Telescope Science Institute.
4 ^ Dopita, M. (1978). "The Herbig–Haro objects in the GUM Nebula". Astronomy and Astrophysics 63 (1–2): 237–241. http://adsabs.harvard.edu/abs/1978A%26A....63..237D.
5 ^ a b Brugel E.W., Boehm K.H., Mannery E. (1981). "Emission line spectra of Herbig–Haro objects". Astrophysical Journal Supplement Series 47: 117–138. doi:10.1086/190754. http://adsabs.harvard.edu/abs/1981ApJS...47..117B.
6 ^ Bacciotti F., Eislöffel J. (1999). "Ionization and density along the beams of Herbig–Haro jets". Astronomy and Astrophysics 342: 717–735. http://adsabs.harvard.edu/abs/1999A%26A...342..717B.
7 ^ Reipurth B. (1999). "A General Catalogue of Herbig–Haro Objects, 2nd Edition". http://casa.colorado.edu/hhcat/. Retrieved on 2009-02-25.
8 ^ Giulbudagian, A. L. (1984). "On a connection between Herbig–Haro objects and flare stars in the neighborhood of the sun". Astrofizika 20: 277–281. http://adsabs.harvard.edu/abs/1984Afz....20..277G.
9 ^ Lada C.J. (1987). "Star formation – From OB associations to protostars" in Proceedings of the Symposium, Tokyo, Japan, Nov. 11–15, 1985 (A87-45601 20-90). Star forming regions: 1–17, Dordrecht: D. Reidel Publishing Co..
10 ^ Andre P., Ward-Thompson D., Barsony M. (1993). "Submillimeter continuum observations of Rho Ophiuchi A – The candidate protostar VLA 1623 and prestellar clumps". Astrophysical Journal 406: 122–141. doi:10.1086/172425. http://adsabs.harvard.edu/abs/1993ApJ...406..122A.
11 ^ Reipurth B., Rodríguez L.F., Anglada G., Bally J. (2004). "Radio Continuum Jets from Protostellar Objects". Astronomical Journal 127: 1736–1746. http://adsabs.harvard.edu/abs/2004AJ....127.1736R.
12 ^ Davis C.J., Eisloeffel J. (1995). "Near-infrared imaging in H2 of molecular (CO) outflows from young stars". Astronomy and Astrophysics 300: 851–869. http://adsabs.harvard.edu/abs/1995A%26A...300..851D.
13 ^ Smith M.D., Khanzadyan T., Davis C.J. (2003). "Anatomy of the Herbig–Haro object HH 7 bow shock". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 339: 524–536. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06195.x. http://adsabs.harvard.edu/abs/2003MNRAS.339..524S.
Author: Hien PHAN
Nguyên chủ nhiệm CLB Thiên văn Bách khoa - PAC (nay là CLB Thiên văn học Đà Nẵng - DAC); Nghiên cứu sinh ngành Vật lý thiên văn tại APC Laboratory, Paris Diderot University, Cộng hòa Pháp.