| Nebula röd rektangel | |||
|---|---|---|---|
| protoplanetär nebulosa | |||
| Forskningshistoria | |||
| öppningsdatum | 1973 | ||
| Observationsdata ( Epoch J2000.0 ) |
|||
| rätt uppstigning | 06 h 19 m 58,22 s | ||
| deklination | −10° 38′ 14,7″ | ||
| Distans | ~2300 St. år (381 st ) [2] | ||
| Skenbar magnitud ( V ) | 9.047 [1] | ||
| Konstellation | Enhörning | ||
| fysiska egenskaper | |||
| Spektralklass | B9Ib/II [3] | ||
|
|||
| Information i Wikidata ? | |||
| Mediafiler på Wikimedia Commons | |||
Röda rektangelnebulosan är en protoplanetär nebulosa i stjärnbilden Monoceros på ett avstånd av 2300 ljusår från jorden , så namngett på grund av sin röda färg och unika rektangulära form [2] . Nebulosan upptäcktes 1973 under en geodetisk raketflygning i samband med Hi Star infraröd himmelundersökning [4] . Det binära systemet i mitten av nebulosan upptäcktes först av R. G. Aitken 1915 .
Specklediffraktionsbilder i synligt och nära infrarött visar en mycket symmetrisk, kompakt bipolär nebulosa med X-formade spikar som antyder en toroidal fördelning av cirkumstellärt material [5] . Den centrala stjärnan - i själva verket ett nära par stjärnor - är omgiven av en tät dammtorus, som komprimerar det initialt sfäriskt symmetriska utflödet av materia, och den tar formen av koner som rör vid torusens kanter. Eftersom torusen är synlig för oss från kanten bildar kottarnas gränser formen av bokstaven X. Väldefinierade steg visar att utflödet av materia sker ojämnt [6] .
Det binära systemet är omgivet av ett kompakt, mycket massivt ( M ≈ 1,2 M ⊙ ), mycket tätt dammhölje med väteföroreningar . Dess densitet är ~ 2,5 × 10 12 atomer per cm 3 (massförhållande damm/gas ~ 0,01 ). Modellen antar att det mesta av stoftmassan är koncentrerad i mycket stora partiklar. Polarområdena är tätare än miljön till följd av inflödet av damm. Den ljusa komponentspektroskopiska binära HD 44179 är en post- AGB-stjärna med en massa på ~0,57 M⊙ och en ljusstyrka på ~ 6000 L⊙ .
Stjärnans effektiva temperatur är ~7750 K. Baserat på studiet av orbitalelementen i det binära systemet antas det att dess osynliga följeslagare är en heliumvit dvärg med en massa på ~ 0,35 M ⊙ , en ljusstyrka på ≲ 100 L ⊙ och en temperatur på ~ 6×10 4 K . En sådan hög ljusstyrka för en vit dvärg kan förklaras av en eller flera skurar av termonukleär förbränning av väte, erhållen som ett resultat av ansamling av materia från en post-AGB-stjärna. Den heta vita dvärgen joniserar skalets sällsynta materia och bildar en liten H II-region som observeras i radioområdet [5] . Evolutionsscenariot för bildandet av nebulosan antyder att det i början fanns två stjärnor med massor av 2,3 respektive 1,9 M ⊙ på ett avstånd av ~130 R ⊙ . Nebulosan bildades genom utstötningen av det gemensamma skalet av stjärnor från Roche-loben efter att den svämmat över av materiaflödet från den nuvarande post-AGB-stjärnan [5] .
Vid det 203:e mötet med American Astronomical Society i januari 2004 rapporterade en arbetsgrupp ledd av A. Witt vid University of Toledo, Ohio [7] att de hade funnit spektrallinjer för de polycykliska aromatiska kolvätena antracen och pyren — potentiellt extremt viktiga för bildandet av liv av organiska molekyler. Tills nyligen ansågs ultraviolett strålning snabbt bryta ned dessa kolväten ; det faktum att de fortfarande existerar förklarades av närvaron av nyupptäckta molekylära krafter. Dessa två molekyler innehåller 24 respektive 26 atomer, vilket är ungefär dubbelt så lång som den längsta 13-atomiga molekylkedjan som tidigare hittats i rymden. Kol och väte blåses ut av stjärnvinden och bildar en nebulosa: i den kyls gasen, atomer kolliderar och bildar större och större molekyler [8] .
Utstötningen av dammhöljet började för 14 000 år sedan [9] . Under de närmaste tusen åren kommer stjärnan att bli mindre och varmare och sända ut en ström av ultraviolett strålning in i den omgivande nebulosan. Efter flera tusen år kommer den röda rektangulära nebulosan att svälla till en planetarisk nebulosa [10] .