| Nebula rødt rektangel | |||
|---|---|---|---|
| protoplanetarisk tåge | |||
| Forskningshistorie | |||
| åbningsdato | 1973 | ||
| Observationsdata ( Epoke J2000.0 ) |
|||
| højre opstigning | 06 t 19 m 58,22 s | ||
| deklination | −10° 38′ 14,7″ | ||
| Afstand | ~2300 St. år (381 pct .) [2] | ||
| Tilsyneladende størrelse ( V ) | 9.047 [1] | ||
| Konstellation | enhjørning | ||
| fysiske egenskaber | |||
| Spektral klasse | B9Ib/II [3] | ||
|
|||
| Oplysninger i Wikidata ? | |||
| Mediefiler på Wikimedia Commons | |||
Den røde rektangeltåge er en protoplanetarisk tåge i stjernebilledet Monoceros i en afstand af 2300 lysår fra Jorden , opkaldt således på grund af dens røde farve og unikke rektangulære form [2] . Tågen blev opdaget i 1973 under en geodætisk raketflyvning i forbindelse med Hi Stars infrarøde himmelundersøgelse [4] . Det binære system i centrum af tågen blev først opdaget af R. G. Aitken i 1915 .
Specklediffraktionsbilleder i det synlige og nær infrarøde viser en meget symmetrisk, kompakt bipolar tåge med X-formede pigge, der indebærer en toroidal fordeling af cirkumstellært materiale [ 5] . Den centrale stjerne - faktisk et tæt par stjerner - er omgivet af en tæt støvtorus, som komprimerer den oprindeligt sfærisk symmetriske udstrømning af stof, og den tager form af kegler, der rører kanterne af torusen. Da torusen er synlig for os fra kanten, danner keglernes grænser formen af bogstavet X. Veldefinerede trin viser, at udstrømningen af stof sker ujævnt [6] .
Det binære system er omgivet af en kompakt, meget massiv ( M ≈ 1,2 M ⊙ ), meget tæt støvkappe med brinturenheder . Dens massefylde er ~ 2,5 × 10 12 atomer pr. cm 3 (masseforhold mellem støv og gas ~ 0,01 ). Modellen antager, at det meste af støvmassen er koncentreret i meget store partikler. Polarområderne er tættere end miljøet som følge af indstrømningen af støv. Den lysstærke komponent spektroskopiske binære HD 44179 er en post - AGB-stjerne med en masse på ~0,57 M⊙ og en lysstyrke på ~ 6000 L⊙ .
Stjernens effektive temperatur er ~7750 K. Baseret på studiet af kredsløbselementerne i det binære system, antages det, at dens usynlige følgesvend er en heliumhvid dværg med en masse på ~ 0,35 M ⊙ , en lysstyrke på ≲ 100 L ⊙ og en temperatur på ~ 6×10 4 K . En så høj lysstyrke for en hvid dværg kan forklares med et eller flere udbrud af termonuklear brænding af brint, opnået som et resultat af ophobning af stof fra en post-AGB-stjerne. Den varme hvide dværg ioniserer det sjældne stof i skallen og danner et lille H II-område observeret i radioområdet [5] . Det evolutionære scenarie for dannelsen af tågen antyder, at der i begyndelsen var to stjerner med en masse på henholdsvis 2,3 og 1,9 M ⊙ i en afstand på ~130 R ⊙ . Tågen blev dannet ved udstødningen af den fælles skal af stjerner fra Roche-lappen , efter at den var blevet oversvømmet af stofstrømmen fra den nuværende post-AGB-stjerne [5] .
Ved det 203. møde i American Astronomical Society i januar 2004 rapporterede en arbejdsgruppe ledet af A. Witt fra University of Toledo, Ohio [7] , at de havde fundet spektrallinjer af de polycykliske aromatiske kulbrinter anthracen og pyren - potentielt ekstremt vigtige til dannelse af liv af organiske molekyler. Indtil for nylig mente man, at ultraviolet stråling hurtigt nedbryde disse kulbrinter ; det faktum, at de stadig eksisterer, blev forklaret med tilstedeværelsen af nyopdagede molekylære kræfter. Disse to molekyler indeholder henholdsvis 24 og 26 atomer, hvilket er cirka det dobbelte af længden af den længste 13-atom molekylære kæde, der tidligere er fundet i rummet. Kulstof og brint blæses ud af stjernevinden og danner en tåge: I den afkøles gassen, atomer støder sammen og danner større og større molekyler [8] .
Udstødningen af støvhylsteret begyndte for 14.000 år siden [9] . I løbet af de næste par tusinde år vil stjernen blive mindre og varmere og udsende en strøm af ultraviolet stråling ind i den omgivende tåge. Efter flere tusinde år vil den røde rektangulære tåge svulme op til en planetarisk tåge [10] .