Los objetos Herbig-Haro (denominados comúnmente objetos HH) son nebulosas asociadas con estrellas recién formadas. Estas nebulosas son de muy corta vida, del orden de unos pocos miles de años y se forman por la interacción entre el gas expulsado por la estrella central con nubes de material gaseoso y polvo interestelar colisionando a velocidades de varios kilómetros por segundo ionizando el gas. Los objetos HH son fenómenos altamente variables en el tiempo y pueden evolucionar de manera perceptible en escalas de tiempo muy cortas de unos pocos años tal y como ha sido revelado por numerosas observaciones del Telescopio Espacial Hubble.
Estos objetos fueron observados por primera vez a finales del siglo XIX por Sherburne Wesley Burnham, pero no se reconocieron sus peculiaridades entre las nebulosas de emisión hasta la década de 1940. Los primeros astrónomos que los estudiaron en detalle fueron Guillermo Haro y George Herbig. Ellos trabajaban independientemente en investigaciones sobre formación estelar y fueron los primeros en identificar los objetos Herbig-Haro como productos de la formación estelar y su interacción con el medio interestelar. Ambos astrónomos identificaron los primeros tres objetos de tipo HH en los años 1946 y 1947 en imágenes de la nebulosa NGC 1999 de Orión.
A comienzos de la década de 1980 las observaciones determinaron la naturaleza en forma de chorro de emisión de los objetos HH. Las estrellas en formación están frecuentemente rodeadas de discos circumestelares o discos de acrecimiento que alimentan de material a la estrella central. Estos discos persisten durante los primeros centenares de miles de años de vida de la estrella y producen fenómenos de emisión en forma de chorro de plasma (gas ionizado) perpendicular al disco. Cuando estos chorros de emisión colisionan con el medio interestelar ionizan este último produciendo los patrones de emisión brillantes observados en los objetos Herbig-Haro.
La masa total expulsada en un objeto HH típico se estima en unas 1-20 masas terrestres, una cantidad de material muy pequeña comparada con la masa de la estrella. Las temperaturas del material que conforma el objeto HH son cercanas a los 8000-12000 K, similares a las temperaturas observadas en otras nebulosas ionizadas, como regiones H II o nebulosas planetarias. Tienden a ser regiones densas con unos miles o decenas de miles de partículas por cm³, comparada con la densidad típica de menos de 1000/cm³ en regiones H II y nebulosas planetarias.
Los objetos HH, HH1 y HH2 se encuentran separados por un año luz, distribuidos de manera simétrica con respecto a la estrella central que expulsa el material en la dirección de los ejes polares.
Están formados principalmente por hidrógeno y helio, con tan sólo un 1% de la masa concentrada en elementos químicos más pesados. Cerca de la estrella central un 20-30% del gas que conforma el objeto HH está ionizado disminuyendo esta proporción con la distancia. Esto implica que el material es ionizado en el chorro polar y se recombina al alejarse de la estrella en lugar de ser ionizado posteriormente por colisiones con el medio interestelar. Este segundo fenómeno ocurre sin embargo en algunos casos dando lugar a la formación de regiones extendidas brillantes en los extremos de los chorros.
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En la actualidad se conocen cerca de 900 objetos HH. Son comunes en regiones de gas ionizado (regiones HII) con presencia de formación estelar y suelen encontrarse agrupados. Muchos de ellos se encuentran cerca de glóbulos de Bok (nebulosas oscuras que a menudo contienen estrellas en formación). Frecuentemente se observa varios objetos HH cerca de una única fuente energética formando una cadena de objetos sobre la proyección del eje polar de la estrella principal.
Algunas estimaciones indican que podrían existir cerca de 150.000 objetos HH en nuestra galaxia, la mayoría de los cuales se encontrarían demasiado alejados para poder ser observados con los instrumentos actuales. La mayoría de los objetos HH se encuentran a menos de 0.5 pársecs (un pársec equivale a 3,26 años-luz) de la estrella principal con tan solo unos pocos con material más lejano que 1 pc.
Fuente: Wikipedia
