Protoplanetarisk tåge

En protoplanetarisk tåge  er et astronomisk objekt , der ikke eksisterer længe mellem det øjeblik, hvor en mellemstor stjerne (1-8 solmasser ) forlod den asymptotiske kæmpegren (AGB) og den efterfølgende planetariske tåge (PT) fase. Den protoplanetariske tåge skinner hovedsageligt i det infrarøde og er en undertype af refleksionståger [1] .

Titel

Navnet "protoplanetarisk tåge" er ikke det mest vellykkede, da det for eksempel kan forveksles med en protoplanetarisk disk . Selve begrebet "protoplanetarisk tåge" dukkede op senere end det udbredte udtryk "planetarisk tåge", som heller ikke har noget med planeter at gøre. Protoplanetariske tåger blev udpeget som en separat klasse ret sent, fordi deres levetid er kort, og antallet af sådanne tåger er ekstremt lille. I 2005 foreslog Sahai, Sánchez Contreras & Morris udtrykket " præplanetarisk tåge ", men det er endnu ikke særlig almindeligt [2] .

Udviklingen af ​​PPT

Indledende fase

Mens den er på AGB , henter stjernen energi fra forbrændingen af ​​brint i en tynd skal (10 −2 solmasser ), som indeholder den engang aktive heliumskal (0,60 solmasser ). Selve stjernen er blåforskudt på Hertzsprung-Russell-diagrammet . Når brintskallen mister cirka 10 −3 solmasser , begynder den at kollapse, og yderligere massetab er ikke så stort. På dette tidspunkt er stjernens effektive temperatur omkring 5000 K , og det betyder afslutningen på fasen med at være på AGB [3] .

Fase af den protoplanetariske tåge

I denne fase fortsætter den effektive temperatur af den centrale stjerne med at stige som følge af massetab under brintforbrændingen af ​​kuverten. Men stadig er den centrale stjerne stadig for kold til at ionisere den langsomt bevægende cirkumstellare skal, der blev skudt ud under den tidligere AGB -fase . Den centrale stjerne begynder dog at udsende en stjernevind , som begynder at påvirke skallens form. Billedundersøgelser i høj opløsning fra 1998 til 2001 har vist, at denne fase danner grundformen og træk ved de planetariske tåger, der vil dukke op senere. Især den sfæriske symmetri af skallen under påvirkning af stjernevinden begynder at erhverve strålesymmetri. I tilfælde af at den gas, som stjernen udstøder, har en udtalt bipolar karakter, kan formen af ​​tågen endda ligne Herbig-Haro-objektet . Men sådanne former er hovedsageligt karakteristiske for "unge" protoplanetariske tåger.

Afslutning

Eksistensen af ​​en protoplanetarisk tåge slutter, når den centrale stjerne varmes op til 30.000 K (den udstrålede energi skifter til det ultraviolette område ) og kan ionisere den circumstellare tåge, som bliver en type emissionståge og kaldes en planetarisk tåge . Hele denne proces tager ikke mere end 10.000 år , ellers vil tætheden af ​​den cirkumstellare tåge ikke overstige 100 atomer pr. cm 3 , og den planetariske tåge vil være meget svagt udtrykt [4] .

Samtidsforskning

I 2001 fandt Bujarrabal et al., at de "interagerende stjernevinde" i Kwok et al. (1978)-modellen er utilstrækkelige til at forklare deres observationer af CO i protoplanetariske tåger. Observationer afslørede et højt momentum og energi, der mangler i denne model. Dette har fået teoretikere til at undersøge, om et scenarie med disktilvækst, svarende til modellen, der bruges til at forklare jetfly fra aktive galaktiske kerner og unge stjerner, kunne forklare den høje grad af symmetri, der ses i mange jetfly i protoplanetariske tåger. I en sådan model er tilvækstskiven dannet gennem stofets og stjernens magnetfelts dobbelte vekselvirkninger med hinanden og er en måde at omdanne gravitationsenergi til stjernevindens kinetiske energi. Hvis denne model er korrekt, betyder det, at magnetohydrodynamiske effekter bestemmer energien og koaksialiteten af ​​strømme i protoplanetariske tåger. Det er således muligt, at kilden til hård stråling ikke er den centrale stjerne, men de indre dele af den hurtigt roterende skive, som opvarmes til en temperatur på 20.000 grader [5] .

Se også

Noter

  1. ↑ Kastner JH Near-death Transformation: Mass Ejection in Planetary Nebulae and Protoplanetary Nebulae (American Astronomical Society Meeting 206, #28.04  )  // Bulletin of the American Astronomical Society. - 2005. - Bd. 37 . — S. 469 .
  2. ↑ Sahai R., Sánchez Contreras C., Morris M. A Starfish Preplanetary Nebula: IRAS 19024+0044  //  The Astrophysical Journal. - 2005. - Bd. 620 . - S. 948-960 .
  3. ↑ Davis CJ, Smith MD, Gledhill TM, Varricatt WP Nær-infrarød echellespektroskopi af protoplanetariske tåger: sondering af den hurtige vind i H 2  //  Månedlige meddelelser fra Royal Astronomical Society. - 2005. - Bd. 360 . - S. 104-118 .
  4. ↑ Volk KM, Kwok S. Evolution of protoplanetary nebulae  (Eng.)  // Astrophysical Journal, Part 1. - 1989. - Vol. 342 . - S. 345-363 . - doi : 10.1086/167597 .
  5. ↑ Szczerba R. et al. Et evolutionært katalog over galaktiske post-AGB og relaterede objekter  //  Astronomi og astrofysik. - 2007. - Bd. 469 . - S. 799-806 .

Links

  Gå til Wikidata-elementet  Ordbøger og encyklopædier
I bibliografiske kataloger
 interstellært medium
Komponenter
Tåger
Områder med stjernedannelse
Circumstellare formationer
StrålingStjernevind