Nebuloasa protoplanetară

O nebuloasă protoplanetară  este un obiect astronomic care nu există pentru mult timp între momentul în care o stea de masă medie (1-8 mase solare ) a părăsit ramura gigant asimptotică (AGB) și faza ulterioară a nebuloasei planetare (PT). Nebuloasa protoplanetară strălucește în principal în infraroșu și este un subtip de nebuloase de reflexie [1] .

Titlu

Numele „nebuloasă protoplanetar” nu este cel mai de succes, deoarece poate fi confundat, de exemplu, cu un disc protoplanetar . Termenul „nebuloasă protoplanetară” în sine a apărut mai târziu decât termenul larg răspândit „nebuloasă planetară”, care nu are nicio legătură cu planetele. Nebuloasele protoplanetare au fost identificate ca o clasă separată destul de târziu, deoarece durata lor de viață este scurtă și numărul acestor nebuloase este extrem de mic. În 2005, Sahai, Sánchez Contreras & Morris au propus termenul de „ nebuloasă preplanetară ”, dar nu este încă foarte comun [2] .

Evoluția PPT

Faza inițială

În timp ce se află pe AGB , steaua extrage energie din arderea hidrogenului într-o înveliș subțire (10 -2 mase solare ), care conține învelișul de heliu cândva activ (0,60 mase solare ). Steaua în sine este deplasată în albastru pe diagrama Hertzsprung-Russell . Când învelișul de hidrogen pierde aproximativ 10 -3 mase solare , începe să se prăbușească și pierderea ulterioară de masă nu este atât de mare. În acest moment , temperatura efectivă a stelei este de aproximativ 5000 K , iar aceasta înseamnă sfârșitul fazei de a fi pe AGB [3] .

Faza nebuloasei protoplanetare

În această fază , temperatura efectivă a stelei centrale continuă să crească ca urmare a pierderii de masă în timpul arderii hidrogenului învelișului. Dar totuși, steaua centrală este încă prea rece pentru a ioniza învelișul circumstelar care se mișcă încet, care a fost ejectat în timpul fazei AGB anterioare . Cu toate acestea, steaua centrală începe să emită un vânt stelar , care începe să afecteze forma cochiliei. Studiile imagistice de înaltă rezoluție din 1998 până în 2001 au arătat că această fază formează forma și caracteristicile de bază ale nebuloaselor planetare care vor apărea mai târziu. În special, simetria sferică a cochiliei sub influența vântului stelar începe să dobândească simetria razelor. În cazul în care gazul ejectat de stea are o natură bipolară pronunțată, forma nebuloasei poate fi chiar similară cu obiectul Herbig-Haro . Dar astfel de forme sunt caracteristice în principal nebuloaselor protoplanetare „tinere”.

Finalizare

Existența unei nebuloase protoplanetare se termină atunci când steaua centrală se încălzește până la 30.000 K (energia radiată se deplasează în intervalul ultraviolet ) și poate ioniza nebuloasa circumstelară, care devine un tip de nebuloasă cu emisie și se numește nebuloasă planetară . Tot acest proces nu durează mai mult de 10.000 de ani , altfel densitatea nebuloasei circumstelare nu va depăși 100 de atomi pe cm 3 și nebuloasa planetară va fi foarte slab exprimată [4] .

Cercetare contemporană

În 2001, Bujarrabal și colab., au descoperit că „vânturile stelare care interacționează” din modelul Kwok și colab. (1978) sunt insuficiente pentru a explica observațiile lor de CO în nebuloasele protoplanetare. Observațiile au evidențiat un impuls ridicat și o energie lipsă în acest model. Acest lucru i-a determinat pe teoreticieni să investigheze dacă un scenariu de acumulare a discului, similar cu modelul folosit pentru a explica jeturile din nucleele galactice active și stele tinere, ar putea explica gradul ridicat de simetrie observat în multe jeturi din nebuloasele protoplanetare. Într-un astfel de model, discul de acreție se formează prin interacțiunile duble ale materiei și câmpului magnetic al stelei unul cu celălalt și reprezintă o modalitate de a converti energia gravitațională în energia cinetică a vântului stelar. Dacă acest model este corect, atunci aceasta înseamnă că efectele magnetohidrodinamice determină energia și coaxialitatea fluxurilor în nebuloasele protoplanetare. Astfel, este posibil ca sursa de radiații dure să nu fie steaua centrală, ci părțile interioare ale discului care se rotește rapid, care este încălzit la o temperatură de 20.000 de grade [5] .

Vezi și

Note

  1. ↑ Kastner JH Near-Death Transformation: Mass Ejection in Planetary Nebulae and Protoplanetary Nebulae (Întâlnirea Societății Americane de Astronomie 206, #28.04  )  // Buletinul Societății Americane de Astronomie. - 2005. - Vol. 37 . — P. 469 .
  2. ↑ Sahai R., Sánchez Contreras C., Morris M. A Starfish Preplanetary Nebula: IRAS 19024+0044  //  The Astrophysical Journal. - 2005. - Vol. 620 . - P. 948-960 .
  3. ^ Davis CJ, Smith MD, Gledhill TM, Varricatt WP Spectroscopie echelle în infraroșu apropiat a nebuloaselor protoplanetare: sondarea vântului rapid în H 2  //  Anunțuri lunare ale Societății Regale de Astronomie. - 2005. - Vol. 360 . - P. 104-118 .
  4. ↑ Volk KM, Kwok S. Evolution of protoplanetary nebulose  (Eng.)  // Astrophysical Journal, Part 1. - 1989. - Vol. 342 . - P. 345-363 . - doi : 10.1086/167597 .
  5. ↑ Szczerba R. și colab. Un catalog evolutiv al galacticului post-AGB și al obiectelor conexe  //  Astronomie și Astrofizică. - 2007. - Vol. 469 . - P. 799-806 .

Link -uri

  Accesați articolul Wikidata  Dicționare și enciclopedii
În cataloagele bibliografice
 mediu interstelar
Componente
Nebuloase
Regiunile de formare a stelelor
Formațiuni circumstelare
RadiațiaVânt stelar