Кометный узел
Кометные узлы, также называемые глобулами, представляют собой структуры, наблюдаемые в нескольких близлежащих планетарных туманностях (PNe), включая туманность Улитка (NGC 7293), туманность Кольцо (NGC 6720), туманность Гантель (NGC 6853), туманность Эскимос (NGC). 2392) и туманность Ретина (IC 4406). [1] [2] Считается, что они являются общей чертой эволюции планетарных туманностей, но могут быть разрешены лишь на ближайших примерах. [2] Обычно они больше размера Солнечной системы (т.е. орбиты Плутона ), а их масса примерно в 0,00001 раза превышает массу Солнца , что сравнимо с массой Земли . [1] [3] [4] В туманности Улитка около 40 000 кометных узлов. [5]
В оптических длинах волн узлы выглядят как «ионизированная оболочка плотной пыльной молекулярной глобулы», образующей серповидную головку, ионизированную и освещаемую центральной звездой, с тянущейся спицей или хвостом. [6] По данным молекулярного водорода и угарного газа хвосты кометных узлов оказываются высокомолекулярными. [4] Центральная глобула как минимум в 1000 раз плотнее окружающего материала, протекающего мимо нее. [6] Внешний вид аналогичен хвосту кометы , обращенному в сторону от своей звезды , но кометы представляют собой твердые тела и намного меньше по размеру и массе.
Глобулы, расположенные далеко и близко к центральной звезде, имеют разные характеристики. На ближней стороне туманности Улитка центральная пылевая глобула каждого кометного узла кажется темной на фоне, поскольку она поглощает свет [O III ] 5007 Ангстрем , излучаемый оболочкой туманности. Те, кто находится на дальней стороне, не загораживают этот источник света и поэтому не имеют такого темного вида. [6] Кроме того, глобулы вблизи центральной звезды, по-видимому, имеют отчетливый хвост, тогда как те, что расположены дальше, не имеют таких четко выраженных хвостов. [5]
Происхождение кометных узлов в планетарных туманностях до сих пор неизвестно и является предметом активных исследований. Неясно, были ли они созданы во время фазы Асимптотической ветви гигантов (AGB) и каким-то образом сумели пережить переход AGB-PN, или они были созданы, когда звезда уже стала планетарной туманностью. Последний случай будет означать, что условия в планетарной туманности в определенный момент спровоцировали образование молекулярных сгустков в ее небулярной оболочке. [5] Таким образом, понимание формирования и эволюции кометных узлов не только даст представление о физических свойствах планетарной туманности, но и поможет нарисовать более подробную картину звездной эволюции звезд с низкой и средней массой.
Связь с другими потоками фотоиспарения
[ редактировать ]Кометные узлы — это один тип ионизированного фотоиспарительного потока, который характерно связан с планетарными туманностями, но несколько других типов фотоиспарительных потоков ( проплиды , кометные глобулы , слоновьи хоботы и потоки шампанского ) известны из регионов H II , таких как туманность Ориона . Кометные узлы описываются как более подверженные адвекции , чем другие разновидности, в которых преобладает рекомбинация или пыль. Различие можно провести по формуле «динамического баланса ионизации в потоке фотоиспарения» F * ≈ µn 0 + αn 0 2 ч . Здесь F * — «поток ионизирующих фотонов, падающий снаружи потока», μ — «начальная скорость потока», α — «коэффициент рекомбинации», n 0 — «пиковая плотность ионизации в потоке», и h, составляющий примерно 0,1 r 0 , представляет собой «эффективную толщину потока». В течениях с преобладанием адвекции µn 0 больше, чем αn 0 2 h , и большая часть приходящих фотонов достигает фронта ионизации и ионизирует свежий газ. В других потоках большинство фотонов не достигают фронта ионизации и вместо этого уравновешивают рекомбинации в потоке. [7]
Отчеты о более удаленных объектах
[ редактировать ]Несколько структур были описаны как кометные узлы или кометные глобулы , окружающие R Coronae Borealis , пекулярную звезду, описанную как потенциальный результат слияния белых карликов или последней вспышки гелиевой оболочки, которая периодически тускнеет из-за накопления углеродной пыли, окружающей ее. он действует как «естественный коронограф ». [8]
Трехмерное моделирование NGC 6337 , планетарной туманности с тесным двойным ядром, предполагает наличие «толстого кольца с радиальными нитями и узлами». Кометные узлы представляют собой большие колебания плотности в медленно расширяющемся тороиде. [9]
Галерея
[ редактировать ]
Кольцо Туманности
Узлы в туманности Гантель
Эскимосский Мисти
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Перейти обратно: а б Немиров Р.; Боннелл, Дж., ред. (13 апреля 2008 г.). «Любопытные кометные узлы в туманности Улитка» . Астрономическая картина дня . НАСА .
- ^ Перейти обратно: а б ЧР О'Делл; и др. (2003). «Узлы в планетарных туманностях» (PDF) . Мексиканский журнал астрономии и астрофизики . 15 : 29–33.
- ^ О'делл, ЧР; Хэндрон, Керри Д. (апрель 1996 г.). «Кометные узлы в туманности Улитка» (PDF) . Астрономический журнал . 111 : 1630. Бибкод : 1996AJ....111.1630O . дои : 10.1086/117902 . hdl : 1911/17047 .
Их масса около 10 −5 M ☉ больше походил бы на планеты нашей Солнечной системы ( M E = 3 × 10 −6 М ☉ , М Дж = 9,6 × 10 −4 M ☉ ), чем у наших крупнейших наблюдаемых комет ( 10 × 10 18 гмс ).
- ^ Перейти обратно: а б Хаггинс, Патрик Дж.; Форвей, Тьерри; Башиллер, Рафаэль; Кокс, Пьер; Агеорж, Нэнси; Уолш, Джереми Р. (1 июля 2002 г.). высокого разрешения «Визуализация молекулярных линий CO и H 2 кометной глобулы в туманности Улитка» . Астрофизический журнал . 573 (1): L55–L58. arXiv : astro-ph/0205516 . дои : 10.1086/342021 .
- ^ Перейти обратно: а б с Мацуура, М.; Спек, АК; МакХуну, Б.М.; Танака, И.; Райт, Нью-Джерси; Смит, доктор медицины; Зийлстра, А.А.; Вити, С.; Вессон, Р. (1 августа 2009 г.). «Фейерверк» узлов H2 в планетарной туманности NGC 7293 (Туманность Улитка)». Астрофизический журнал . 700 (2): 1067–1077. arXiv : 0906.2870 . Бибкод : 2009ApJ...700.1067M . дои : 10.1088/0004-637X/700/2/1067 . ISSN 0004-637X .
- ^ Перейти обратно: а б с Миберн, Дж.; Клейтон, Калифорния; Брайс М. и Уолш-младший (1996). «Глобальные движения кометных узлов в планетарной туманности Улитка (NGC 7293)» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 281 (3): L57–L61. Бибкод : 1996MNRAS.281L..57M . дои : 10.1093/mnras/281.3.l57 .
- ^ Хенни, WJ (2001). RT Schilizzi (ред.). «Название: Классификация ионизированных фотоиспарительных потоков». Галактики и их составляющие при самых высоких угловых разрешениях, Материалы симпозиума № 205 МАС, состоявшегося 15–18 августа 2000 г. в Манчестере, Соединенное Королевство . 205 : 272–3. Бибкод : 2001IAUS..205..272H . .
- ^ Джеффри К. Клейтон; и др. (21 ноября 2011 г.). «Околозвездная среда R Coronae Borealis: слияние белых карликов с последней вспышкой гелиевой оболочки?». Астрофизический журнал . 743 (1): 44. arXiv : 1110.3235 . Бибкод : 2011ApJ...743...44C . дои : 10.1088/0004-637X/743/1/44 .
- ^ Ма. Т. Гарсиа-Диас; Д.М. Кларк; Х. А. Лопес; В. Штеффен; М.Г. Ричер (24 июня 2009 г.). «Истоки и трехмерная структура NGC 6337». Астрофизический журнал . 699 (2): 1633–1638. arXiv : 0905.1166 . Бибкод : 2009ApJ...699.1633G . дои : 10.1088/0004-637X/699/2/1633 .
| Видимая туманность | |
|---|---|
| Дозвездные туманности | |
| Звездная туманность | |
| Постзвездные туманности | |
| Облака | |
| Морфология | |
| Межгалактические капли | |
 Списки |
|
| Связанный | |
