Nebuloasă dreptunghi roșu | |||
---|---|---|---|
nebuloasa protoplanetară | |||
Istoria cercetării | |||
data deschiderii | 1973 | ||
Date observaționale ( Epoca J2000.0 ) |
|||
ascensiunea dreaptă | 06 h 19 m 58,22 s | ||
declinaţie | −10° 38′ 14.7″ | ||
Distanţă | ~2300 St. ani (381 buc ) [2] | ||
Mărimea aparentă ( V ) | 9.047 [1] | ||
Constelaţie | Inorog | ||
caracteristici fizice | |||
Clasa spectrală | B9Ib/II [3] | ||
|
|||
Informații în Wikidata ? | |||
Fișiere media la Wikimedia Commons |
Nebuloasa dreptunghi roșie este o nebuloasă protoplanetă din constelația Monoceros , la o distanță de 2300 de ani lumină de Pământ , numită așa datorită culorii roșii și formei dreptunghiulare unice [2] . Nebuloasa a fost descoperită în 1973 în timpul unui zbor de rachetă geodezică asociat cu sondajul cerului în infraroșu Hi Star [4] . Sistemul binar din centrul nebuloasei a fost descoperit pentru prima dată de R. G. Aitken în 1915 .
Imaginile de difracție cu pete în vizibil și în infraroșu apropiat arată o nebuloasă bipolară compactă, foarte simetrică, cu vârfuri în formă de X care implică o distribuție toroidală a materialului circumstelar [5] . Steaua centrală – de fapt o pereche apropiată de stele – este înconjurată de un torus dens de praf, care comprimă fluxul inițial simetric sferic de materie și ia forma unor conuri care ating marginile torusului. Deoarece torul ne este vizibil de pe margine, limitele conurilor formează forma literei X. Pași bine definiti arată că scurgerea materiei are loc neuniform [6] .
Sistemul binar este înconjurat de un înveliș de praf compact, foarte masiv ( M ≈ 1,2 M ⊙ ), foarte dens, cu impurități de hidrogen . Densitatea sa este de ~ 2,5 × 10 12 atomi per cm 3 (raportul masei praf / gaz ~ 0,01 ). Modelul presupune că cea mai mare parte a masei de praf este concentrată în particule foarte mari. Regiunile polare sunt mai dense decât mediul ca urmare a afluxului de praf. Binarul spectroscopic cu componentă strălucitoare HD 44179 este o stea post-AGB cu o masă de ~0,57 M⊙ și o luminozitate de ~ 6000 L⊙ .
Temperatura efectivă a stelei este de ~7750 K. Pe baza studiului elementelor orbitale ale sistemului binar, se presupune că însoțitorul său invizibil este o pitică albă de heliu cu o masă de ~ 0,35 M ⊙ , o luminozitate de ≲ 100 L ⊙ și o temperatură de ~ 6×10 4 K. _ O luminozitate atât de mare pentru o pitică albă poate fi explicată prin una sau mai multe explozii de ardere termonucleară a hidrogenului, obținute ca urmare a acreției de materie dintr-o stea post-AGB. Pitica albă fierbinte ionizează materia rarefiată a cochiliei, formând o mică regiune H II observată în domeniul radio [5] . Scenariul evolutiv pentru formarea nebuloasei sugerează că la început au existat două stele cu mase de 2,3 și respectiv 1,9 M ⊙ la o distanță de ~130 R ⊙ . Nebuloasa s-a format prin ejectarea învelișului comun de stele din lobul Roche după ce a fost revărsată de fluxul de materie de la actuala stea post-AGB [5] .
La cea de-a 203-a reuniune a Societății Americane de Astronomie din ianuarie 2004 , un grup de lucru condus de A. Witt de la Universitatea din Toledo, Ohio a raportat [7] că au găsit linii spectrale ale hidrocarburilor aromatice policiclice antracen și piren — potențial extrem de importante . pentru formarea vieții moleculelor organice. Până de curând, se credea că radiațiile ultraviolete degradează rapid aceste hidrocarburi ; faptul că ele încă există s-a explicat prin prezența unor forțe moleculare nou descoperite. Aceste două molecule conțin 24 și, respectiv, 26 de atomi, ceea ce este de aproximativ de două ori lungimea celui mai lung lanț molecular de 13 atomi găsit anterior în spațiu. Carbonul și hidrogenul sunt suflate de vântul stelar , formând o nebuloasă: în ea, gazul se răcește, atomii se ciocnesc, formând molecule din ce în ce mai mari [8] .
Ejectarea învelișului de praf a început acum 14.000 de ani [ 9] . În următoarele câteva mii de ani, steaua va deveni mai mică și mai fierbinte, emițând un flux de radiații ultraviolete în nebuloasa din jur. După câteva mii de ani, Nebuloasa Roșie dreptunghiulară se va umfla într-o nebuloasă planetară [10] .