Протопланетная туманность

Уэстбрук Туманность , протопланетная туманность.

Протопланетного облака или preplanetary Туманность ( Sahai, Санчес Контрерас & Моррис 2005 ) (ППН) представляет собой астрономический объект , который находится в короткоживущих эпизоде во время звезды «ы быстрого эволюции между поздней асимптотической ветви гигантов (ЛРБЖ) ^[а] фазовой и последующая фаза планетарной туманности (ПН). PPN сильно излучает инфракрасное излучение и представляет собой своего рода отражательную туманность . Это вторая с последней фазы эволюции высокой светимости в жизненном цикле звезд средней массы (1–8 M _☉ ). ( Кастнер 2005)

Именование [ править ]

Протопланетная туманность IRAS 13208-6020 образована из материала, который выделяется центральной звездой.

Название протопланетная туманность - неудачный выбор из-за возможности путаницы с тем же термином, который иногда используется при обсуждении несвязанной концепции протопланетных дисков . Название протопланетная туманность является следствием более старого термина планетарная туманность , который был выбран из-за того, что ранние астрономы смотрели в телескопы и обнаружили сходство внешнего вида планетарной туманности с газовыми гигантами, такими как Нептун и Уран . Чтобы избежать возможной путаницы, Sahai, Sánchez Contreras & Morris 2005 предлагают использовать новый термин « предпланетная туманность».который не пересекается ни с какими другими дисциплинами астрономии. Их часто называют звездами после AGB, хотя в эту категорию также входят звезды, которые никогда не ионизируют свое выброшенное вещество.

Эволюция [ править ]

Начало [ править ]

В конце асимптотической ветви гигантов (ЛРБЖ) ^[а] фаза, когда потеря массы снижает массу водородной оболочки, чтобы около 10 ^-2  М _☉ для основной массы 0,60  М _☉ , звезда начнет развиваться в направлении синей стороны Диаграмма Герцшпрунга – Рассела . Когда оболочка водорода была снижена до около 10 ^-3 М _☉ , оболочка будет настолько нарушены , что , как полагает , дальнейшую значительную потерю массы не представляется возможное. В этот момент эффективная температура звезды T _* будет около 5000  К.и определяется как конец LAGB и начало PPN. ( Дэвис и др., 2005 г. )

Фаза протопланетной туманности [ править ]

Протопланетная туманность, известная как Император Сэйва, сделана усовершенствованной камерой Хаббла для исследований.

Во время последующей фазы протопланетной туманности эффективная температура центральной звезды будет продолжать расти в результате потери массы оболочки в результате горения водородной оболочки. Во время этой фазы центральная звезда все еще слишком холодна, чтобы ионизировать медленно движущуюся околозвездную оболочку, выброшенную во время предыдущей фазы AGB. Тем не менее, похоже, что звезда порождает высокоскоростные коллимированные ветры.которые формируют и сотрясают эту оболочку, и почти наверняка увлекают медленно движущиеся выбросы AGB, создавая быстрый молекулярный ветер. Наблюдения и исследования изображений с высоким разрешением с 1998 по 2001 год показывают, что быстро развивающаяся фаза PPN в конечном итоге формирует морфологию последующего PN. В момент или вскоре после отсоединения оболочки AGB форма оболочки изменяется от примерно сферически-симметричной до аксиально-симметричной. Результирующие морфологии - биполярные , узловатые струи и подобные Хербигу – Аро «носовые толчки». Эти формы появляются даже в относительно «молодых» ППН. ( Дэвис и др., 2005 г. )

Конец [ править ]

Фаза PPN продолжается до тех пор, пока центральная звезда не достигнет температуры около 30 000 К и не станет достаточно горячей (производящей достаточно ультрафиолетового излучения), чтобы ионизировать околозвездную туманность (выбрасываемые газы), и она становится своего рода эмиссионной туманностью, называемой PN. Этот переход должен произойти менее чем примерно через 10 000 лет, иначе плотность околозвездной оболочки упадет ниже порогового значения плотности PN-состава, составляющего около 100 на см3, и никакого PN не будет, такой случай иногда называют «ленивым планетарным». туманность'. ( Фольк и Квок, 1989 )

Последние предположения [ править ]

В 2001 году Bujarrabal et al. обнаружили, что модель «взаимодействующих звездных ветров » Квок и др. (1978) радиационно-управляемых ветров недостаточно для объяснения их наблюдений CO быстрых ветров PPN, которые предполагают большой импульс и энергию, несовместимые с этой моделью. Это побудило теоретиков (Soker & Rappaport 2000; Frank & Blackmann 2004) исследовать, может ли сценарий аккреционного диска , аналогичный модели, используемой для объяснения джетов из активных ядер галактик и молодых звезд , объяснять как точечную симметрию, так и высокую степень коллимации наблюдается во многих струях PPN. В такой модели аккреционный диск формируется за счет бинарных взаимодействий. Магнитоцентробежныйзапуск с поверхности диска - это способ преобразовать гравитационную энергию в кинетическую энергию быстрого ветра. Если эта модель верна и магнито-гидродинамика (МГД) сделать определяют энергетику и коллимации оттоков ППН, то они также будут определять физику ударных волн в этих потоках, и это может быть подтверждено с фотографиями областей излучения с высоким разрешением, иди с потрясениями. ( Дэвис и др., 2005 г. )

См. Также [ править ]

• Биполярная туманность
• Биполярный отток
• Список протопланетных туманностей
• Планетарная туманность

Примечания [ править ]

Ссылки [ править ]