Protoplanetarisk tåke - Protoplanetary nebula

For ikke å forveksle med protoplanetarisk plate .
The Westbrook Nebula , en protoplanetariske skyen.

En protoplanetær nebula eller preplanetary nebula ( Sahai, Sánchez Contreras & Morris 2005 ) ( PPN , flertall PPNe ) er et astronomisk objekt som befinner seg i den kortvarige episoden under en stjernes raske utvikling mellom den sent asymptotiske gigantgrenen (LAGB) og den påfølgende planetariske stjernetåken (PN). En PPN avgir sterkt i infrarød stråling, og er en slags refleksjonsnebula . Det er den andre fra den siste evolusjonsfasen med høy lysstyrke i livssyklusen til stjernene i mellommassen (1–8 M ☉ ). ( Kastner 2005 )

Navngivning

Protoplanetær tåke IRAS 13208-6020 er dannet av materiale som blir kastet av en sentral stjerne.

Navnet protoplanetær nebula er et uheldig valg på grunn av muligheten for forvirring med det samme begrepet noen ganger brukes når man diskuterer det ikke -relaterte konseptet med protoplanetære disker . Navnet protoplanetarisk tåke er en konsekvens av det eldre uttrykket planetarisk nebula , som ble valgt på grunn av tidlige astronomer som så gjennom teleskoper og fant en likhet i utseendet på planetarisk tåke med gassgigantene som Neptun og Uranus . For å unngå mulig forvirring foreslo Sahai, Sánchez Contreras & Morris 2005 å bruke et nytt begrep preplanetær nebula som ikke overlapper andre astronomidisipliner. De blir ofte referert til som post-AGB-stjerner, selv om den kategorien også inkluderer stjerner som aldri vil ionisere utkastet materiale.

Utvikling

Begynnelse

I løpet av den sene asymptotiske gigantgrenen (LAGB) -fasen, når massetap reduserer hydrogenhylsterets masse til rundt 10 -2  M ☉ for en kjernemasse på 0,60  M ☉ , vil en stjerne begynne å utvikle seg mot den blå siden av Hertzsprung - Russell diagram . Når hydrogenhylsen er ytterligere redusert til rundt 10 -3 M ☉ , vil konvolutten ha blitt så forstyrret at det antas at ytterligere betydelig massetap ikke er mulig. På dette tidspunktet vil den effektive temperaturen til stjernen, T * , være rundt 5000  K, og det er definert som slutten på LAGB og begynnelsen på PPN. ( Davis et al. 2005 )

Protoplanetær nebula fase

Protoplanetarisk tåke kjent som keiser Seiwa tatt av Hubbles Advanced Camera for Surveys.

Under den påfølgende protoplanetære nebula -fasen vil den sentrale stjernens effektive temperatur fortsette å stige som et resultat av konvoluttens massetap som følge av hydrogenskallet er brent. I løpet av denne fasen er den sentrale stjernen fremdeles for kul til å ionisere det sakte bevegelige omkretsstjernen som ble kastet ut under den foregående AGB-fasen. Imidlertid ser det ut til at stjernen driver høyhastighets, kollimerte vinder som former og sjokkerer dette skallet, og nesten helt sikkert fører til at AGB-ejecta beveger seg sakte for å produsere en rask molekylær vind. Observasjoner og høyoppløselige avbildningsstudier fra 1998 til 2001 viser at den raskt utviklende PPN-fasen til slutt former morfologien til den påfølgende PN. På et tidspunkt under eller like etter at AGB -konvolutten løsner, endrer konvoluttformen seg fra omtrent sfærisk symmetrisk til aksialt symmetrisk. De resulterende morfologiene er bipolare , knudrete jetfly og Herbig -Haro -lignende "bue -sjokk". Disse formene vises selv i relativt "unge" PPNe. ( Davis et al. 2005 )

Slutt

PPN -fasen fortsetter til den sentrale stjernen når rundt 30 000 K og den er varm nok (som produserer nok ultrafiolett stråling) til å ionisere den stjernestøtte (utstøtte gasser) og det blir en slags utslippståke som kalles en PN. Denne overgangen må skje på mindre enn rundt 10 000 år, ellers vil tettheten til den omkretsmessige konvolutten falle under PN -formuleringstetthetsterskelen på rundt 100 per cm³, og ingen PN vil resultere, et slikt tilfelle blir noen ganger referert til som en 'lat planetarisk' nebula '. ( Volk & Kwok 1989 )

Nylige formodninger

En interstellar sommerfugl - protoplanetarisk tåke Roberts 22

Bujarrabal et al. (2001) fant ut at modellen "interaktive stjernevind " av Kwok et al. (1978) av stråledrevet vind er utilstrekkelig til å redegjøre for deres CO-observasjoner av PPN-hurtigvind som innebærer høy fart og energi som er uforenlig med den modellen. Komplementært undersøkte teoretikere (Soker & Livio 1994; Reyes-Ruiz & Lopez 1999; Soker & Rappaport 2000; Blackman, Frank & Welch 2001) om akkresjonsdisk- scenarier, som ligner på modeller som brukes til å forklare jetfly fra aktive galaktiske kjerner og unge stjerner , kunne redegjør for både punktsymmetrien og den høye graden av kollimering sett i mange PPN -jetfly. I slike modeller som brukes på PPN -konteksten, dannes akkresjonsdisken gjennom binære interaksjoner. Magnetosentrifugal oppskytning fra skiveoverflaten er da en måte å konvertere gravitasjonsenergi til kinetisk energi til en rask vind i disse systemene. Hvis akkresjon-disk jet-paradigmet er riktig og magneto-hydrodynamikk (MHD) prosesser formidler energien og kollimering av PPN-utstrømninger, vil de også bestemme fysikken til sjokkene i disse strømningene, og dette kan bekreftes med høyoppløselige bilder av utslippsregionene som følger med sjokkene. ( Davis et al. 2005 )

Se også

Merknader

  1. ^ Den sene asymptotiske gigantgrenen begynner på punktet på den asymptotiske gigantgrenen (AGB) der en stjerne ikke lenger er observerbar isynlig lysog blir etinfrarødtobjekt. (Volk & Kwok 1989)

Referanser