Protoplanetär nebulosa

En protoplanetarisk nebulosa  är ett astronomiskt objekt som inte existerar länge mellan det ögonblick då en medelstor stjärna (1-8 solmassor ) lämnade den asymptotiska jättegrenen (AGB) och den efterföljande planetariska nebulosan (PT) fas. Den protoplanetära nebulosan lyser främst i infrarött och är en undertyp av reflektionsnebulosor [1] .

Titel

Namnet "protoplanetarisk nebulosa" är inte det mest framgångsrika, eftersom det till exempel kan förväxlas med en protoplanetär skiva . Själva termen "protoplanetarisk nebulosa" dök upp senare än den utbredda termen "planetarisk nebulosa", som inte heller har något med planeter att göra. Protoplanetära nebulosor pekas ut som en separat klass ganska sent, eftersom deras livslängd är kort och antalet sådana nebulosor är extremt litet. 2005 föreslog Sahai, Sánchez Contreras & Morris termen " förplanetär nebulosa ", men det är ännu inte särskilt vanligt [2] .

Utvecklingen av PPT

Inledande fas

Medan den är på AGB , hämtar stjärnan energi från förbränning av väte i ett tunt skal (10 −2 solmassor ), som innehåller det en gång aktiva heliumskalet (0,60 solmassor ). Stjärnan i sig är blåskiftad på Hertzsprung-Russell-diagrammet . När väteskalet förlorar cirka 10 −3 solmassor börjar det kollapsa, och ytterligare massförlust är inte så stor. Vid denna tidpunkt är stjärnans effektiva temperatur cirka 5000 K , och detta betyder slutet på fasen av att vara på AGB [3] .

Fas av den protoplanetära nebulosan

Under denna fas fortsätter den effektiva temperaturen hos den centrala stjärnan att öka som ett resultat av massförlust under väteförbränningen av höljet. Men fortfarande är den centrala stjärnan fortfarande för kall för att jonisera det långsamt rörliga cirkumstellära skalet som kastades ut under den tidigare AGB -fasen . Den centrala stjärnan börjar emellertid avge en stjärnvind , som börjar påverka skalets form. Högupplösta avbildningsstudier från 1998 till 2001 har visat att denna fas bildar grundformen och egenskaperna hos de planetariska nebulosorna som kommer att dyka upp senare. I synnerhet börjar skalets sfäriska symmetri under påverkan av stjärnvinden att få strålsymmetri. I händelse av att gasen som kastas ut av stjärnan har en uttalad bipolär natur, kan formen på nebulosan till och med likna Herbig-Haro-objektet . Men sådana former är karakteristiska främst för "unga" protoplanetära nebulosor.

Slutförande

Existensen av en protoplanetär nebulosa tar slut när den centrala stjärnan värms upp till 30 000 K (den utstrålade energin skiftar till det ultravioletta området ) och kan jonisera den cirkumstellära nebulosan, som blir en typ av emissionsnebulosa och kallas en planetarisk nebulosa . Hela denna process tar inte mer än 10 000 år , annars kommer densiteten hos den cirkumstellära nebulosan inte att överstiga 100 atomer per cm 3 och planetnebulosan kommer att uttryckas mycket svagt [4] .

Samtida forskning

År 2001 fann Bujarrabal et al. att de "samverkande stjärnvindarna" i modellen Kwok et al. (1978) är otillräckliga för att förklara deras observationer av CO i protoplanetära nebulosor. Observationer avslöjade ett högt momentum och energi som saknades i denna modell. Detta har fått teoretiker att undersöka om ett scenarie för skivtillväxt, liknande modellen som används för att förklara jetstrålar från aktiva galaktiska kärnor och unga stjärnor, kan förklara den höga graden av symmetri som ses i många jetstrålar i protoplanetära nebulosor. I en sådan modell bildas ansamlingsskivan genom materias och stjärnans magnetfälts dubbla interaktioner med varandra och är ett sätt att omvandla gravitationsenergi till stjärnvindens kinetiska energi. Om denna modell är korrekt betyder det att magnetohydrodynamiska effekter bestämmer energin och koaxialiteten hos flöden i protoplanetära nebulosor. Det är alltså möjligt att källan till hård strålning inte är den centrala stjärnan, utan de inre delarna av den snabbt roterande skivan, som värms upp till en temperatur på 20 000 grader [5] .

Se även

Anteckningar

  1. ↑ Kastner JH Near-death Transformation: Massejection in Planetary Nebulae and Protoplanetary Nebulae (American Astronomical Society Meeting 206, #28.04  )  // Bulletin of the American Astronomical Society. - 2005. - Vol. 37 . — S. 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 Near-infrared echelle spectroscopy of protoplanetary nebulae: probing the fast wind in H 2  //  Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. - 2005. - Vol. 360 . - S. 104-118 .
  4. ↑ Volk KM, Kwok S. Evolution of protoplanetary nebulae  (Eng.)  // Astrophysical Journal, Part 1. - 1989. - Vol. 342 . - s. 345-363 . - doi : 10.1086/167597 .
  5. ↑ Szczerba R. et al. En evolutionär katalog över galaktiska post-AGB och relaterade objekt  //  Astronomy and Astrophysics. - 2007. - Vol. 469 . - s. 799-806 .

Länkar

  Gå till Wikidata-objektet  Ordböcker och uppslagsverk
I bibliografiska kataloger
 interstellärt medium
Komponenter
Nebulosor
Regioner för stjärnbildning
Circumstellära formationer
StrålningStjärnvind