Протопланетная туманность
Протопланетная туманность или предпланетная туманность. [1] ( PPN , множественное число PPNe ) — астрономический объект , находящийся в кратковременном эпизоде звезды быстрой эволюции между поздней асимптотической ветвью гигантов (LAGB). [а] фаза и последующая фаза планетарной туманности (ПН). PPN излучает сильное инфракрасное излучение и представляет собой разновидность отражательной туманности . Это вторая по счету фаза эволюции высокой светимости в жизненном цикле звезд промежуточной массы (1–8 M ☉ ). [2] : 469
Мы
[ редактировать ]
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 первые астрономы, просматривая телескопы, обнаружили сходство внешнего вида планетарной туманности с газовыми гигантами, такими как Нептун и Уран . Чтобы избежать возможной путаницы, Сахай, Санчес Контрерас и Моррис (2005) предложили использовать новый термин «предпланетная туманность» , который не пересекается ни с какими другими дисциплинами астрономии. Их часто называют пост-AGB-звездами , хотя в эту категорию также входят звезды, которые никогда не ионизируют выброшенное ими вещество.
Эволюция
[ редактировать ]Начало
[ редактировать ]Во время поздней асимптотической гигантской ветви (LAGB) [а] фаза, когда потеря массы уменьшает массу водородной оболочки примерно до 10 −2 M ☉ при массе ядра 0,60 M ☉ звезда начнет развиваться в сторону синей стороны диаграммы Герцшпрунга-Рассела . Когда водородная оболочка еще больше уменьшится примерно до 10 −3 M ☉ оболочка будет настолько разрушена, что дальнейшая значительная потеря массы невозможна. В этот момент эффективная температура звезды T * будет около 5000 К , и это будет означать конец LAGB и начало PPN. ( Дэвис и др., 2005 г. )
Фаза протопланетной туманности
[ редактировать ]
центральной звезды Во время последующей фазы протопланетной туманности эффективная температура будет продолжать расти в результате потери массы оболочки вследствие сгорания водородной оболочки. На этом этапе центральная звезда все еще слишком холодна, чтобы ионизировать медленно движущуюся околозвездную оболочку, выброшенную во время предыдущей фазы AGB. Тем не менее, звезда, похоже, вызывает 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, проведенные с 1998 по 2001 год, показывают, что быстро развивающаяся фаза ППН в конечном итоге формирует морфологию последующего ПН. В какой-то момент во время или вскоре после отслоения оболочки AGB форма оболочки меняется с примерно сферически-симметричной на аксиально-симметричную. В результате получается биполярная узловатая струя и Хербига-Аро «головная ударная волна» типа . Эти формы появляются даже у относительно «молодых» ППНе. ( Дэвис и др., 2005 г.) )
Конец
[ редактировать ]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 (выброшенные газы), и она станет своего рода эмиссионной туманностью, называемой Планетарной туманностью. Этот переход должен произойти менее чем примерно за 10 000 лет, иначе плотность околозвездной оболочки упадет ниже порога плотности в формулировке ПН, составляющего около 100 [ нужны разъяснения ] на см 3 и никакой ПН не произойдет, такой случай иногда называют «ленивой планетарной туманностью». ( Волк и Квок 1989 )
Недавние предположения
[ редактировать ]
Бухаррабаль и др. (2001) [4] обнаружил, что «взаимодействующих звездных ветров модель Квока »и др. (1978) [5] радиационных ветров недостаточно для объяснения их наблюдений CO за быстрыми ветрами PPN, которые предполагают высокий импульс и энергию, несовместимые с этой моделью. Кроме того, теоретики (Soker & Livio 1994; [6] Рейес-Руис и Лопес, 1999 г.; [7] Сокер и Раппапорт 2000; [8] Блэкман, Фрэнк и Уэлч, 2001 г. [9] ) исследовали, могут ли сценарии аккреционного диска , подобные моделям, используемым для объяснения джетов активных ядер галактик и молодых звезд , объяснить как точечную симметрию, так и высокую степень коллимации, наблюдаемую во многих струях PPN. В таких моделях, примененных к контексту PPN, аккреционный диск формируется посредством бинарных взаимодействий. Магнитоцентробежный запуск с поверхности диска является способом преобразования гравитационной энергии в кинетическую энергию быстрого ветра в этих системах. [9] Если струйная парадигма аккреционного диска верна и процессы магнитогидродинамики (МГД) опосредуют энергетику и коллимацию истечения PPN, то они также будут определять физику толчков в этих потоках, и это можно подтвердить фотографиями высокого разрешения. регионы выбросов, которые сопровождают шоки. ( Дэвис и др., 2005 г. )
См. также
[ редактировать ]Примечания
[ редактировать ]- ^ Поздняя асимптотическая ветвь гигантов начинается в точке асимптотической ветви гигантов (AGB), где звезда больше не наблюдается в видимом свете и становится инфракрасным объектом. ( Волк и Квок 1989 )
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Сахай, Рагвендра; Санчес Контрерас, Кармен; Моррис, Марк (2005). «Предпланетная туманность Морская звезда: IRAS 19024+0044» (PDF) . Астрофизический журнал . 620 (2): 948–960. Бибкод : 2005ApJ...620..948S . дои : 10.1086/426469 .
- ^ Кастнер, Дж. Х. (2005), «Околосмертная трансформация: выброс массы в планетарных туманностях и протопланетарных туманностях», Собрание Американского астрономического общества 206, № 28.04; Бюллетень Американского астрономического общества , 37 , Bibcode : 2005AAS...206.2804K.
- ^ «Межзвездная бабочка» . ЕКА/ХАББЛ . Проверено 11 марта 2014 г.
- ^ Бухаррабаль, В.; Кастро-Карризо, А.; Алколеа, Дж.; Санчес Контрерас, К. (2001). «Бухаррабаль, В., Кастро-Каррисо, А., Алколеа, Дж., Санчес Контрерас, К.; 2001.; Масса, линейный импульс и кинетическая энергия биполярных потоков в протопланетных туманностях.; Астрономия и Астрофизика 377, 868–897 doi:10.1051/0004-6361:20011090» . Астрономия и астрофизика . 377 : 868. Бибкод : 2001A&A...377..868B . дои : 10.1051/0004-6361:20011090 .
- ^ Квок, С.; Пертон, ЧР; Фицджеральд, премьер-министр (1978). «Квок С., Пертон Ч.Р., Фицджеральд П.М.; 1978; О происхождении планетарных туманностей; Астрофизический журнал 219, L125–L127. doi:10.1086/182621» . Астрофизический журнал . 219 . Бибкод : 1978ApJ...219L.125K . дои : 10.1086/182621 .
- ^ Сокер, Ноам; Ливио, Марио (1994). «Сокер Н., Ливио М.; 1994; Диски и струи в планетарных туманностях; Астрофизический журнал 421, 219. doi:10.1086/173639» . Астрофизический журнал . 421 : 219. Бибкод : 1994ApJ...421..219S . дои : 10.1086/173639 .
- ^ Рейес-Руис, М.; Лопес, Х.А. (1999). «Рейес-Руис М., Лопес Х.А.; 1999; Аккреционные диски в предпланетарных туманностях; Астрофизический журнал 524, 952–960. doi: 10.1086/307827» . Астрофизический журнал . 524 (2): 952. Бибкод : 1999ApJ...524..952R . дои : 10.1086/307827 .
- ^ Сокер, Ноам; Раппапорт, Сол (2000). «Сокер Н., Раппапорт С.; 2000; Формирование биполярных планетарных туманностей с очень узкой талией; Астрофизический журнал 538, 241–259. doi: 10.1086/309112» . Астрофизический журнал . 538 (1): 241. arXiv : astro-ph/9911140 . Бибкод : 2000ApJ...538..241S . дои : 10.1086/309112 .
- ^ Jump up to: а б Блэкман, Эрик Г.; Фрэнк, Адам; Уэлч, Карл (2001). «Блэкман Э.Г., Франк А., Уэлч К.; 2001; Магнитогидродинамические звездные и дисковые ветры: применение к планетарным туманностям; Астрофизический журнал 546, 288–298. doi:10.1086/318253» . Астрофизический журнал . 546 (1): 288. arXiv : astro-ph/0005288 . Бибкод : 2001ApJ...546..288B . дои : 10.1086/318253 .
- Дэвис, CJ; Смит, доктор медицины; Гледхилл, ТМ; Варрикатт, WP (2005), «Эшелле-спектроскопия протопланетных туманностей в ближнем инфракрасном диапазоне: исследование быстрого ветра в H 2 », Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества , 360 (1): 104–118, arXiv : astro-ph/0503327 , Bibcode : 2005MNRAS.360..104D , doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09018.x
- Волк, Кевин М.; Квок, Сан (1 июля 1989 г.), «Эволюция протопланетарных туманностей», The Astrophysical Journal , 342 : 345–363, Бибкод : 1989ApJ...342..345V , doi : 10.1086/167597 .
- Щерба, Рышард; Сёдмяк, Наташа; Стасиньска, Гражина; Борковски, Ежи (23 апреля 2007 г.), «Эволюционный каталог галактических пост-AGB и связанных с ними объектов» , Astronomy and Astrophysicals , 469 (2): 799–806, arXiv : astro-ph/0703717 , Bibcode : 2007A&A.. .469..799S , doi : 10.1051/0004-6361:20067035 .
| Базы данных органов управления : Национальные |
|---|
