Este objeto fue descubierto por el astrónomo estadounidense RD Schwartz en 1977.^[1]​ De acuerdo con la convención de nomenclatura para objetos HH, nombró dos nebulosas que encontró HH 46 y HH 47, ya que los objetos que descubrirían eran HH 46 y HH 47.^[2]​ El chorro y otras nebulosas en el complejo fueron identificadas posteriormente.^[3]​^[4]​ Este fue el primer chorro descubierto cerca de una protoestrella. Antes de esto, no estaba claro cómo se forman los objetos de Herbig-Haro.

Un modelo en ese momento sugirió que reflejaban la luz de las estrellas incrustadas y, por lo tanto, eran nebulosas de reflexión. Basado en similitudes espectrales entre remanentes de supernova y objetos HH, Schwartz teorizó en 1975 que los objetos HH son producidos por choques radiactivos.

En este modelo, los vientos estelares de las estrellas T Tauri colisionarían con el medio circundante y generarían choques que conducirían a la emisión.^[5]​ Con el descubrimiento del chorro en HH 46/47, quedó claro que los objetos HH no eran nebulosas de reflexión, sino nebulosas de emisión impulsadas por choques que estaban impulsadas por chorros expulsados de protoestrellas.^[6]​ Debido a su impacto en el campo de los objetos HH, brillo y chorro colimado, es uno de los objetos HH más estudiados.^[7]​^[3]​

En julio de 2023, el telescopio espacial James Webb capturó a dos estrellas en formación, envueltas en el disco de gas y polvo en el objeto HH 46/47.^[8]​

En las primeras etapa de formación estelar, las estrellas lanzan salidas bipolares de material parcialmente ionizado a lo largo del eje de rotación. En general, se cree que la interacción de los campos magnéticos del disco de acreción con los campos magnéticos estelares impulsa parte del material de acreción en forma de flujos de salida. En algunos casos, el flujo de salida colima en chorros.^[9]​ La fuente de HH 46/47 son un sistema de protoestrella binaria de clase I ubicada dentro de una nube oscura de gas y polvo, indetectable en longitud de onda visibles. Está expulsando material a unos 150 km/s^[10]​ en un chorro bipolar que emerge de la nube.^[10]​ Al impactar en el medio circundante, el chorro genera choques en él, lo que conduce a la emisión en el espectro visible.^[11]​ Las variaciones en las erupciones dan como resultados diferentes velocidades del material expulsado, y ello conduce a choques dentro del chorro, ya que el material de movimiento rápido de las expulsiones posteriores impacta con el material de movimiento lento de las eyecciones previas. Estos choques producen emisiones, haciendo visible el chorro.^[10]​

Aunque el flujo de salida es bipolar, sólo un chorro es visible en longitudes de onda visibles. El contrachorro es invisible, ya que se aleja de la Tierra hacia la nube oscura que alberga a la protoestrella binaria en su interior. En el rango infrarrojo, sin embargo, en visible claramente. Termina en HH 47 C, un arco de choque brillante, ya que interactúa con el gas circundante.^[9]​ HH 46 se encuentra cerca de la fuente y es una nebulosa de emisión/reflexión; emite luz debido al impacto del chorro de material y también refleja la luz de la fuente. Su brillo varía radicalmente en el transcurso de los años, lo que está directamente relacionado con la variabilidad de la estrella madre. De HH 46 emerge HH 47B, un jet largo y retorcido que se desplaza hacia el azul. La apariencia doblada y retorcida de salida es provocada por variaciones en la dirección de eyección, es decir, la precesión de la estrella fuente.^[5]​ El chorro termina en HH 47, también llamado HH 47A, la nebulosa más brillante del complejo. Un poco más distante está HH 47D, algo más tenue y difuso.^[12]​ El complejo se extiende a lo largo de 0,57 parsecs desde HH 47C hasta HH 47D en el plano celeste.^[5]​ Dos arcos de choque relativamente grandes aparecen a distancia aún mayores, con HH 47SW en el lado opuesto del lóbulo que retrocede y HH 47NE en lado cercano del lóbulo desplazado hacia el azul que se aproxima. Cada uno de ellos se encuentra a unos 1,3 parsecs de la estrella fuente, lo que hace que todo el complejo parezca de 2,6 parsecs de largo en el plano del cielo.^[9]​^[13]​ Toda la estructura se proyecta a unos 30° con respecto al plano del cielo; esto hace que su longitud real sea alrededor de 3 parsecs.^[13]​

La luminosidad combinada entre la estrella fuente y el disco es de ⁓24 L_☉. Está acumulando masa a razón de 6*10 - 6 M_☉ por año.

Se ha determinado que la tasa de pérdida de masa en el chorro que se aproxima es de ⁓4*10 - 7 M_☉ por año, que es alrededor del 7% de la masa total acumulada en un año. Alrededor del 3,6% del material total del chorro está ionizando y la densidad media del chorro es de 1.400 cm - 3. La velocidad de choque en el chorro es de unos 34 km/s.^[10]​

Las erupciones de la estrella son episódicas. El actual episodio ha estado en curso por alrededor de mil años, mientras que el anterior comenzó hace unos 6 mil años y duró de 3 mil a 4 mil años.^[7]​ Las grandes erupciones del episodio actual ocurren cada 400 años.

Según la extensión del complejo, se ha estimado que la edad de la estrella fuente es de 10⁴ a 10⁵ años.^[14]​

El chorro que emana del sistema binario está transfiriendo impulso al gas molecular que lo rodea, lo que eleva el gas, y da como resultado un flujo de salida molecular de 0,3 parsecs de largo alrededor del chorro.^[9]​ Este flujo de salida, sin embargo, es en gran parte unipolar y alineado al chorro que retrocede. El flujo de salida molecular que se aproxima es extremadamente débil, lo que probablemente se deba a que el chorro sale de la nube y hay poco material afuera pasa ser levantado en forma de flujo de salida molecular.^[5]​ Las velocidades en los flujos moleculares son mucho menores que en los chorros. Se han detectado varios compuestos orgánicos e inorgánicos en el flujo molecular, incluidos metano, metanol, hielo de agua, monóxido de carbono, dióxido de carbono (hielo seco) y varios silicatos.

La presencia de hielo implica que la cubierta polvorienta de la estrella es fría a diferencia de las regiones de chorro y choque, donde las temperaturas alcanzan miles de grados.^[15]​^[16]​

• Estrella presecuencia principal
• Disco protoplanetario

1. ↑ Schwartz, R. D. (1 de febrero de 1977). «Evidence of star formation triggered by expansion of the Gum Nebula.». The Astrophysical Journal 212: L25-L26. ISSN 0004-637X. doi:10.1086/182367. Consultado el 26 de julio de 2023. 
2. ↑ Herbig, G. H. (1 de enero de 1974). «Draft Catalog of Herbig-Haro Objects.». Lick Observatory Bulletin 658: 1. ISSN 0075-9317. Consultado el 26 de julio de 2023. 
3. ↑ ^{a b} Reipurth, Bo; Heathcote, Steve (1 de junio de 1991). «The jet and energy source of HH 46/47.». Astronomy and Astrophysics 246: 511. ISSN 0004-6361. Consultado el 26 de julio de 2023. 
4. ↑ Dopita, M. A.; Schwartz, R. D.; Evans, I. (1 de diciembre de 1982). «Herbig-Haro objects 46 and 47: evidence for bipolar ejection from a young star.». The Astrophysical Journal 263: L73-L77. ISSN 0004-637X. doi:10.1086/183927. Consultado el 26 de julio de 2023. 
5. ↑ ^{a b c d} Reipurth, Bo; Heathcote, Steve (1 de enero de 1997). 50 Years of Herbig-Haro Research. From discovery to HST 182. pp. 3-18. Consultado el 26 de julio de 2023. 
6. ↑ Raga, A. C.; Velázquez, P. F.; Noriega-Crespo, A. (1 de abril de 2018). «Is HH 47 Slowing Down?». Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica 54: 261-270. ISSN 0185-1101. Consultado el 26 de julio de 2023. 
7. ↑ ^{a b} Reipurth, Bo (1991). Lada, Charles J., ed. Herbig-Haro Objects. NATO ASI Series (en inglés). Springer Netherlands. pp. 497-538. ISBN 978-94-011-3642-6. doi:10.1007/978-94-011-3642-6_15. Consultado el 26 de julio de 2023. 
8. ↑ Yan, Isabelle (25 de julio de 2023). «Webb Snaps Highly Detailed Infrared Image of Actively Forming Stars». NASA. Consultado el 26 de julio de 2023. 
9. ↑ ^{a b c d} Bally, John (1 de septiembre de 2016). «Protostellar Outflows». Annual Review of Astronomy and Astrophysics 54: 491-528. ISSN 0066-4146. doi:10.1146/annurev-astro-081915-023341. Consultado el 26 de julio de 2023. 
10. ↑ ^{a b c d} Hartigan, Patrick; Morse, Jon A.; Raymond, John (1 de noviembre de 1994). «Mass-Loss Rates, Ionization Fractions, Shock Velocities, and Magnetic Fields of Stellar Jets». The Astrophysical Journal 436: 125. ISSN 0004-637X. doi:10.1086/174887. Consultado el 26 de julio de 2023. 
11. ↑ «ALMA Takes Close Look at Drama of Starbirth». web.archive.org. 27 de septiembre de 2013. Archivado desde el original el 27 de septiembre de 2013. Consultado el 26 de julio de 2023. 
12. ↑ Schwartz, R. D. (1 de enero de 1983). «Herbig-haro objects.». Annual Review of Astronomy and Astrophysics 21: 209-237. ISSN 0066-4146. doi:10.1146/annurev.aa.21.090183.001233. Consultado el 26 de julio de 2023. 
13. ↑ ^{a b} «HH 46/47: Also a parsec scale flow». 
14. ↑ Hartigan, Patrick; Heathcote, Steve; Morse, Jon A.; Reipurth, Bo; Bally, John (1 de noviembre de 2005). «Proper Motions of the HH 47 Jet Observed with the Hubble Space Telescope*». The Astronomical Journal (en inglés) 130 (5): 2197. ISSN 1538-3881. doi:10.1086/491673. Consultado el 26 de julio de 2023. 
15. ↑ Noriega-Crespo, Alberto; Morris, Patrick; Marleau, Francine R.; Carey, Sean; Boogert, Adwin; van Dishoeck, Ewine; Evans, Neal J., II; Keene, Jocelyn et al. (1 de septiembre de 2004). «A New Look at Stellar Outflows: Spitzer Observations of the HH 46/47 System». The Astrophysical Journal Supplement Series 154: 352-358. ISSN 0067-0049. doi:10.1086/422819. Consultado el 26 de julio de 2023.  Se sugiere usar |número-autores= (ayuda)
16. ↑ «Embedded Outflow in HH 46/47». www.spitzer.caltech.edu. Consultado el 26 de julio de 2023. 

• Objetos SIMBAD en HH 46/47