Objek Herbig-Haro - Riwayat revisi

Maintenance script: Presentation V4: sitasi, referensi, Math, Wikimedia Commons, dan atribusi

2026-08-27T23:02:10Z

Presentation V4: sitasi, referensi, Math, Wikimedia Commons, dan atribusi

← Revisi sebelumnya		Revisi per 27 Agustus 2026 23.02
Baris 1:		Baris 1:
			[[File:Hubble_Sees_the_Force_Awakening_in_a_Newborn_Star_(23807356641).jpg\|thumb\|right\|280px\|Hubble Sees the Force Awakening in a Newborn Star (23807356641)]]

	'''Objek Herbig–Haro''' (HH) adalah bagian terang dari nebulositas yang terkait dengan bintang yang baru lahir. Mereka terbentuk ketika semburan sempit dari sebagian gas terionisasi yang dikeluarkan oleh bintang yang bertabrakan dengan awan gas dan debu di dekatnya dengan kecepatan beberapa ratus kilometer per detik. Objek Herbig–Haro biasanya ditemukan di [[Pembentukan bintang\|daerah pembentuk bintang]], dan beberapa sering terlihat di sekitar bintang tunggal, sejajar dengan [[sumbu rotasi]]nya. Kebanyakan dari mereka terletak dalam jarak sekitar satu [[parsec]] (3,26 tahun cahaya) dari sumber, meskipun beberapa telah diamati beberapa parsec jauhnya. Objek HH adalah fenomena sementara yang berlangsung sekitar beberapa puluh ribu tahun. Mereka dapat berubah secara nyata dalam rentang waktu beberapa tahun saat mereka berpindah dengan cepat dari bintang induknya ke dalam awan gas ruang antarbintang ([[medium antarbintang]]). Pengamatan [[Teleskop Luar Angkasa Hubble]] telah mengungkapkan evolusi kompleks objek HH selama beberapa tahun, saat bagian nebula memudar sementara yang lain menjadi cerah saat bertabrakan dengan materi rumpun dari medium antarbintang.		'''Objek Herbig–Haro''' (HH) adalah bagian terang dari nebulositas yang terkait dengan bintang yang baru lahir. Mereka terbentuk ketika semburan sempit dari sebagian gas terionisasi yang dikeluarkan oleh bintang yang bertabrakan dengan awan gas dan debu di dekatnya dengan kecepatan beberapa ratus kilometer per detik. Objek Herbig–Haro biasanya ditemukan di [[Pembentukan bintang\|daerah pembentuk bintang]], dan beberapa sering terlihat di sekitar bintang tunggal, sejajar dengan [[sumbu rotasi]]nya. Kebanyakan dari mereka terletak dalam jarak sekitar satu [[parsec]] (3,26 tahun cahaya) dari sumber, meskipun beberapa telah diamati beberapa parsec jauhnya. Objek HH adalah fenomena sementara yang berlangsung sekitar beberapa puluh ribu tahun. Mereka dapat berubah secara nyata dalam rentang waktu beberapa tahun saat mereka berpindah dengan cepat dari bintang induknya ke dalam awan gas ruang antarbintang ([[medium antarbintang]]). Pengamatan [[Teleskop Luar Angkasa Hubble]] telah mengungkapkan evolusi kompleks objek HH selama beberapa tahun, saat bagian nebula memudar sementara yang lain menjadi cerah saat bertabrakan dengan materi rumpun dari medium antarbintang.

Baris 4:		Baris 6:

	== Penemuan dan sejarah pengamatan ==		== Penemuan dan sejarah pengamatan ==
	Objek HH pertama diamati pada akhir abad ke-19 oleh [[Sherburne Wesley Burnham]], ketika ia mengamati [[bintang T Tauri]] dengan teleskop pembiasan 36 inci (910 mm) di [[Observatorium Lick]] dan mencatat nebulositas kecil di dekatnya. Ia dianggap sebagai nebula emisi, kemudian dikenal sebagai [[Nebula Burnham]], dan tidak dikenali sebagai kelas objek yang berbeda. T Tauri ditemukan sebagai bintang yang sangat muda dan [[Bintang variabel\|variabel]], dan merupakan prototipe dari kelas objek serupa yang dikenal sebagai bintang T Tauri yang belum mencapai keadaan kesetimbangan hidrostatik antara keruntuhan gravitasi dan pembangkit energi melalui [[fusi nuklir]] di pusatnya. Lima puluh tahun setelah penemuan Burnham, beberapa nebula serupa ditemukan dengan penampilan hampir seperti bintang. Baik Haro dan Herbig melakukan pengamatan independen terhadap beberapa objek ini di [[Nebula Orion]] selama tahun 1940-an. Herbig juga melihat Nebula Burnham dan menemukan itu ditampilkan tidak biasa dengan [[spektrum elektromagnetik]], dengan menonjol garis emisi dari hidrogen, sulfur dan [[oksigen]]. Haro menemukan bahwa semua objek jenis ini tidak terlihat dalam cahaya inframerah.		Objek HH pertama diamati pada akhir abad ke-19 oleh [[Sherburne Wesley Burnham]], ketika ia mengamati [[bintang T Tauri]] dengan teleskop pembiasan 36 inci (910 mm) di [[Observatorium Lick]] dan mencatat nebulositas kecil di dekatnya.<ref>S. W. Burnham. [http://dx.doi.org/10.1093/mnras/51.2.94 Note on Hind's Variable Nebula in Taurus]. ''Monthly Notices of the Royal Astronomical Society''. 1890-12-12. Vol. 51 (2). hlm. 94–96. doi:10.1093/mnras/51.2.94.</ref> Ia dianggap sebagai nebula emisi, kemudian dikenal sebagai [[Nebula Burnham]], dan tidak dikenali sebagai kelas objek yang berbeda. T Tauri ditemukan sebagai bintang yang sangat muda dan [[Bintang variabel\|variabel]], dan merupakan prototipe dari kelas objek serupa yang dikenal sebagai bintang T Tauri yang belum mencapai keadaan kesetimbangan hidrostatik antara keruntuhan gravitasi dan pembangkit energi melalui [[fusi nuklir]] di pusatnya.<ref>Carroll, Bradley W. [https://www.worldcat.org/oclc/858655662 An introduction to modern astrophysics]. Pearson. 2014. ISBN 978-1-292-02293-2.</ref> Lima puluh tahun setelah penemuan Burnham, beberapa nebula serupa ditemukan dengan penampilan hampir seperti bintang. Baik Haro dan Herbig melakukan pengamatan independen terhadap beberapa objek ini di [[Nebula Orion]] selama tahun 1940-an. Herbig juga melihat Nebula Burnham dan menemukan itu ditampilkan tidak biasa dengan [[spektrum elektromagnetik]], dengan menonjol garis emisi dari hidrogen, sulfur dan [[oksigen]]. Haro menemukan bahwa semua objek jenis ini tidak terlihat dalam cahaya inframerah.<ref>Bo Reipurth. [http://dx.doi.org/10.1007/978-94-011-5608-0_1 Herbig-Haro Flows and the Birth of Low Mass Stars]. Springer Netherlands. 1997. hlm. 3–18. ISBN 978-0-7923-4661-6.</ref>

	Menyusul penemuan independen mereka, Herbig dan Haro bertemu di sebuah konferensi astronomi di Tucson, Arizona pada bulan Desember 1949. Herbig awalnya tidak begitu memperhatikan objek yang dia temukan, terutama berkaitan dengan bintang-bintang di dekatnya, tetapi saat mendengar temuan Haro dia melakukannya studi yang lebih rinci tentang mereka. Astronom Soviet [[Viktor Ambartsumian]] memberi benda nama mereka (Objek Herbig-Haro, biasanya disingkat menjadi objek HH), dan berdasarkan terbentuknya mereka dekat bintang muda (berusia beberapa ratus ribu tahun), menyarankan mereka mungkin mewakili tahap awal dalam pembentukan bintang T Tauri. Studi tentang objek HH menunjukkan bahwa mereka sangat terionisasi, dan ahli teori awal berspekulasi bahwa itu adalah nebula refleksi yang mengandung bintang panas berkilauan rendah jauh di dalam. Namun, ketiadaan radiasi inframerah dari nebula berarti tidak mungkin ada bintang di dalamnya, karena biasanya memancarkan cahaya inframerah yang melimpah. Pada tahun 1975 astronom Amerika [[RD Schwartz]] berteori bahwa angin dari bintang T Tauri menghasilkan guncangan di medium ambien saat bertemu, menghasilkan cahaya tampak. Dengan penemuan jet proto-bintang pertama di [[HH 46-47\|HH 46/47]], menjadi jelas bahwa objek HH memang fenomena yang disebabkan oleh guncangan dengan guncangan yang didorong oleh jet yang terkolimasi dari protobintang.		Menyusul penemuan independen mereka, Herbig dan Haro bertemu di sebuah konferensi astronomi di Tucson, Arizona pada bulan Desember 1949. Herbig awalnya tidak begitu memperhatikan objek yang dia temukan, terutama berkaitan dengan bintang-bintang di dekatnya, tetapi saat mendengar temuan Haro dia melakukannya studi yang lebih rinci tentang mereka. Astronom Soviet [[Viktor Ambartsumian]] memberi benda nama mereka (Objek Herbig-Haro, biasanya disingkat menjadi objek HH), dan berdasarkan terbentuknya mereka dekat bintang muda (berusia beberapa ratus ribu tahun), menyarankan mereka mungkin mewakili tahap awal dalam pembentukan bintang T Tauri. Studi tentang objek HH menunjukkan bahwa mereka sangat terionisasi, dan ahli teori awal berspekulasi bahwa itu adalah nebula refleksi yang mengandung bintang panas berkilauan rendah jauh di dalam. Namun, ketiadaan radiasi inframerah dari nebula berarti tidak mungkin ada bintang di dalamnya, karena biasanya memancarkan cahaya inframerah yang melimpah. Pada tahun 1975 astronom Amerika [[RD Schwartz]] berteori bahwa angin dari bintang T Tauri menghasilkan guncangan di medium ambien saat bertemu, menghasilkan cahaya tampak. Dengan penemuan jet proto-bintang pertama di [[HH 46-47\|HH 46/47]], menjadi jelas bahwa objek HH memang fenomena yang disebabkan oleh guncangan dengan guncangan yang didorong oleh jet yang terkolimasi dari protobintang.<ref>Bo Reipurth. [http://dx.doi.org/10.1007/978-94-011-5608-0_1 Herbig-Haro Flows and the Birth of Low Mass Stars]. Springer Netherlands. 1997. hlm. 3–18. ISBN 978-0-7923-4661-6.</ref><ref>M. A. Dopita. [http://dx.doi.org/10.1086/183927 Herbig-Haro Objects 46 and 47 - Evidence for bipolar ejection from a young star]. ''The Astrophysical Journal''. 1982-12. Vol. 263. hlm. L73. doi:10.1086/183927.</ref>

	== Pembentukan ==		== Pembentukan ==
			Bintang terbentuk karena keruntuhan gravitasi [[Awan antarbintang\|awan gas antarbintang]]. Saat keruntuhan meningkatkan kepadatan, menyebabkan kehilangan energi [[radiasi]] berkurang karena peningkatan [[Opasitas (optik)\|opasitas]]. Ini menaikkan suhu awan yang mencegah keruntuhan lebih lanjut, dan kesetimbangan hidrostatik tercapai. Gas terus turun menuju inti dalam [[Piringan akresi\|piringan yang berputar]]. Inti dari sistem ini disebut [[protobintang]].<ref>Prialnik, Dina. [https://www.worldcat.org/oclc/42290571 An introduction to the theory of stellar structure and evolution]. Cambridge University Press. 2000. ISBN 0-521-65065-8.</ref> Beberapa materi yang mengalami akresi dikeluarkan sepanjang [[sumbu rotasi]] bintang dalam dua semburan gas terionisasi sebagian ([[Plasma (wujud zat)\|plasma]]).<ref>[https://www.worldcat.org/oclc/45956527 Encyclopedia of astronomy and astrophysics]. Nature Pub. Group. ISBN 0-333-78653-X.</ref> Mekanisme untuk menghasilkan jet bipolar terkolimasi ini tidak sepenuhnya dipahami, tetapi diyakini bahwa interaksi antara cakram akresi dan medan magnet bintang mempercepat beberapa materi yang bertambah dari dalam beberapa unit astronomi bintang menjauh dari bidang cakram. Pada jarak ini aliran keluar divergen, menyebar pada [[Sudut dalam dan luar\|sudut dalam]] kisaran 10−30°, tetapi semakin terkolimasi pada jarak puluhan hingga ratusan unit astronomi dari sumber, karena perluasannya dibatasi.<ref>A. Frank. [http://dx.doi.org/10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch020 Protostars and Planets VI]. University of Arizona Press. 2014. ISBN 978-0-8165-3124-0.</ref> Jet juga membawa kelebihan [[momentum sudut]] akibat pertambahan materi ke bintang, yang sebaliknya akan menyebabkan bintang berputar terlalu cepat dan hancur.<ref>A. Frank. [http://dx.doi.org/10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch020 Protostars and Planets VI]. University of Arizona Press. 2014. ISBN 978-0-8165-3124-0.</ref> Ketika jet ini bertabrakan dengan medium antarbintang, mereka menimbulkan bercak kecil emisi terang yang terdiri dari objek HH.<ref>F. Duccio Macchetto. [http://dx.doi.org/10.1007/978-94-009-0295-4_71 Extragalactic Radio Sources]. Springer Netherlands. 1996. hlm. 195–200. ISBN 978-0-7923-4122-2.</ref>

	Bintang terbentuk karena keruntuhan gravitasi [[Awan antarbintang\|awan gas antarbintang]]. Saat keruntuhan meningkatkan kepadatan, menyebabkan kehilangan energi [[radiasi]] berkurang karena peningkatan [[Opasitas (optik)\|opasitas]]. Ini menaikkan suhu awan yang mencegah keruntuhan lebih lanjut, dan kesetimbangan hidrostatik tercapai. Gas terus turun menuju inti dalam [[Piringan akresi\|piringan yang berputar]]. Inti dari sistem ini disebut [[protobintang]]. Beberapa materi yang mengalami akresi dikeluarkan sepanjang [[sumbu rotasi]] bintang dalam dua semburan gas terionisasi sebagian ([[Plasma (wujud zat)\|plasma]]). Mekanisme untuk menghasilkan jet bipolar terkolimasi ini tidak sepenuhnya dipahami, tetapi diyakini bahwa interaksi antara cakram akresi dan medan magnet bintang mempercepat beberapa materi yang bertambah dari dalam beberapa unit astronomi bintang menjauh dari bidang cakram. Pada jarak ini aliran keluar divergen, menyebar pada [[Sudut dalam dan luar\|sudut dalam]] kisaran 10−30°, tetapi semakin terkolimasi pada jarak puluhan hingga ratusan unit astronomi dari sumber, karena perluasannya dibatasi. Jet juga membawa kelebihan [[momentum sudut]] akibat pertambahan materi ke bintang, yang sebaliknya akan menyebabkan bintang berputar terlalu cepat dan hancur. Ketika jet ini bertabrakan dengan medium antarbintang, mereka menimbulkan bercak kecil emisi terang yang terdiri dari objek HH.

	== Referensi ==		== Referensi ==
			<references />

			== Sumber dan atribusi ==

			Konten artikel ini diadaptasi dari [https://id.wikipedia.org/w/index.php?title=Objek+Herbig-Haro&oldid=28470197 Wikipedia bahasa Indonesia], revisi 28470197 (2025-11-14T01:58:53Z), yang tersedia berdasarkan lisensi Creative Commons Atribusi-BerbagiSerupa (CC BY-SA). Gambar pada artikel ini bersumber dari Wikimedia Commons dan mengikuti ketentuan lisensi masing-masing berkas. Mohon gunakan konten dan media secara bijak serta sesuai dengan ketentuan lisensi yang berlaku.

	~~== Sumber dan atribusi ==~~		<!-- WIKI_UNISSULA_PRESENTATION_V4 -->

	~~Konten artikel ini diadaptasi dari [https://id.wikipedia.org/w/index.php?title=Objek+Herbig~~-~~Haro&oldid=28470197 Wikipedia bahasa Indonesia], revisi 28470197 (2025~~-11-~~14T01:58:53Z), yang tersedia berdasarkan lisensi Creative Commons Atribusi~~-~~BerbagiSerupa (CC BY-SA). Mohon gunakan konten ini secara bijak serta sesuai dengan ketentuan lisensi yang berlaku.~~

Maintenance script: Impor teks terkontrol dari Wikipedia bahasa Indonesia; revisi 28470197; atribusi sumber disertakan.

2026-08-27T22:26:03Z

Impor teks terkontrol dari Wikipedia bahasa Indonesia; revisi 28470197; atribusi sumber disertakan.

Halaman baru

'''Objek Herbig–Haro''' (HH) adalah bagian terang dari nebulositas yang terkait dengan bintang yang baru lahir. Mereka terbentuk ketika semburan sempit dari sebagian gas terionisasi yang dikeluarkan oleh bintang yang bertabrakan dengan awan gas dan debu di dekatnya dengan kecepatan beberapa ratus kilometer per detik. Objek Herbig–Haro biasanya ditemukan di [[Pembentukan bintang|daerah pembentuk bintang]], dan beberapa sering terlihat di sekitar bintang tunggal, sejajar dengan [[sumbu rotasi]]nya. Kebanyakan dari mereka terletak dalam jarak sekitar satu [[parsec]] (3,26 tahun cahaya) dari sumber, meskipun beberapa telah diamati beberapa parsec jauhnya. Objek HH adalah fenomena sementara yang berlangsung sekitar beberapa puluh ribu tahun. Mereka dapat berubah secara nyata dalam rentang waktu beberapa tahun saat mereka berpindah dengan cepat dari bintang induknya ke dalam awan gas ruang antarbintang ([[medium antarbintang]]). Pengamatan [[Teleskop Luar Angkasa Hubble]] telah mengungkapkan evolusi kompleks objek HH selama beberapa tahun, saat bagian nebula memudar sementara yang lain menjadi cerah saat bertabrakan dengan materi rumpun dari medium antarbintang.

Objek ini pertama kali diamati pada akhir abad ke-19 oleh [[Sherburne Wesley Burnham]], objek Herbig – Haro dikenali sebagai jenis nebula emisi yang berbeda pada tahun 1940-an. Astronom pertama yang mempelajarinya secara mendetail adalah [[George Herbig]] dan [[Guillermo Haro]], setelah itu mereka diberi nama. Herbig dan Haro bekerja secara independen pada studi pembentukan bintang ketika mereka pertama kali menganalisis objek, dan menyadari bahwa mereka adalah produk sampingan dari proses pembentukan bintang. Meskipun objek HH adalah fenomena panjang gelombang yang terlihat, banyak yang tetap tidak terlihat pada panjang gelombang ini karena debu dan gas, dan hanya dapat dideteksi melalui gelombang panjang inframerah. Objek seperti itu jika diamati dalam [[Inframerah|inframerah dekat]], disebut objek garis emisi hidrogen molekuler (MHO).

== Penemuan dan sejarah pengamatan ==
Objek HH pertama diamati pada akhir abad ke-19 oleh [[Sherburne Wesley Burnham]], ketika ia mengamati [[bintang T Tauri]] dengan teleskop pembiasan 36 inci (910 mm) di [[Observatorium Lick]] dan mencatat nebulositas kecil di dekatnya. Ia dianggap sebagai nebula emisi, kemudian dikenal sebagai [[Nebula Burnham]], dan tidak dikenali sebagai kelas objek yang berbeda. T Tauri ditemukan sebagai bintang yang sangat muda dan [[Bintang variabel|variabel]], dan merupakan prototipe dari kelas objek serupa yang dikenal sebagai bintang T Tauri yang belum mencapai keadaan kesetimbangan hidrostatik antara keruntuhan gravitasi dan pembangkit energi melalui [[fusi nuklir]] di pusatnya. Lima puluh tahun setelah penemuan Burnham, beberapa nebula serupa ditemukan dengan penampilan hampir seperti bintang. Baik Haro dan Herbig melakukan pengamatan independen terhadap beberapa objek ini di [[Nebula Orion]] selama tahun 1940-an. Herbig juga melihat Nebula Burnham dan menemukan itu ditampilkan tidak biasa dengan [[spektrum elektromagnetik]], dengan menonjol garis emisi dari hidrogen, sulfur dan [[oksigen]]. Haro menemukan bahwa semua objek jenis ini tidak terlihat dalam cahaya inframerah.

Menyusul penemuan independen mereka, Herbig dan Haro bertemu di sebuah konferensi astronomi di Tucson, Arizona pada bulan Desember 1949. Herbig awalnya tidak begitu memperhatikan objek yang dia temukan, terutama berkaitan dengan bintang-bintang di dekatnya, tetapi saat mendengar temuan Haro dia melakukannya studi yang lebih rinci tentang mereka. Astronom Soviet [[Viktor Ambartsumian]] memberi benda nama mereka (Objek Herbig-Haro, biasanya disingkat menjadi objek HH), dan berdasarkan terbentuknya mereka dekat bintang muda (berusia beberapa ratus ribu tahun), menyarankan mereka mungkin mewakili tahap awal dalam pembentukan bintang T Tauri. Studi tentang objek HH menunjukkan bahwa mereka sangat terionisasi, dan ahli teori awal berspekulasi bahwa itu adalah nebula refleksi yang mengandung bintang panas berkilauan rendah jauh di dalam. Namun, ketiadaan radiasi inframerah dari nebula berarti tidak mungkin ada bintang di dalamnya, karena biasanya memancarkan cahaya inframerah yang melimpah. Pada tahun 1975 astronom Amerika [[RD Schwartz]] berteori bahwa angin dari bintang T Tauri menghasilkan guncangan di medium ambien saat bertemu, menghasilkan cahaya tampak. Dengan penemuan jet proto-bintang pertama di [[HH 46-47|HH 46/47]], menjadi jelas bahwa objek HH memang fenomena yang disebabkan oleh guncangan dengan guncangan yang didorong oleh jet yang terkolimasi dari protobintang.

== Pembentukan ==

Bintang terbentuk karena keruntuhan gravitasi [[Awan antarbintang|awan gas antarbintang]]. Saat keruntuhan meningkatkan kepadatan, menyebabkan kehilangan energi [[radiasi]] berkurang karena peningkatan [[Opasitas (optik)|opasitas]]. Ini menaikkan suhu awan yang mencegah keruntuhan lebih lanjut, dan kesetimbangan hidrostatik tercapai. Gas terus turun menuju inti dalam [[Piringan akresi|piringan yang berputar]]. Inti dari sistem ini disebut [[protobintang]]. Beberapa materi yang mengalami akresi dikeluarkan sepanjang [[sumbu rotasi]] bintang dalam dua semburan gas terionisasi sebagian ([[Plasma (wujud zat)|plasma]]). Mekanisme untuk menghasilkan jet bipolar terkolimasi ini tidak sepenuhnya dipahami, tetapi diyakini bahwa interaksi antara cakram akresi dan medan magnet bintang mempercepat beberapa materi yang bertambah dari dalam beberapa unit astronomi bintang menjauh dari bidang cakram. Pada jarak ini aliran keluar divergen, menyebar pada [[Sudut dalam dan luar|sudut dalam]] kisaran 10−30°, tetapi semakin terkolimasi pada jarak puluhan hingga ratusan unit astronomi dari sumber, karena perluasannya dibatasi. Jet juga membawa kelebihan [[momentum sudut]] akibat pertambahan materi ke bintang, yang sebaliknya akan menyebabkan bintang berputar terlalu cepat dan hancur. Ketika jet ini bertabrakan dengan medium antarbintang, mereka menimbulkan bercak kecil emisi terang yang terdiri dari objek HH.

== Referensi ==

== Sumber dan atribusi ==

Konten artikel ini diadaptasi dari [https://id.wikipedia.org/w/index.php?title=Objek+Herbig-Haro&oldid=28470197 Wikipedia bahasa Indonesia], revisi 28470197 (2025-11-14T01:58:53Z), yang tersedia berdasarkan lisensi Creative Commons Atribusi-BerbagiSerupa (CC BY-SA). Mohon gunakan konten ini secara bijak serta sesuai dengan ketentuan lisensi yang berlaku.