Mgławica protoplanetarna

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Przejdź do nawigacji Przejdź do wyszukiwania
Mgławica Zgniłe Jajko to mgławica protoplanetarna w gwiazdozbiorze Poppa

Mgławica protoplanetarna to obiekt astronomiczny , który nie istnieje długo pomiędzy momentem, w którym gwiazda o średniej masie (1-8 mas Słońca ) opuściła asymptotyczną gałąź olbrzymów (AGB) a kolejną fazą mgławicy planetarnej (TP). Mgławica protoplanetarna świeci głównie w zakresie podczerwieni i jest podtypem mgławic refleksyjnych [1] .

Nazwa

Nazwa „mgławica protoplanetarna” nie jest najlepsza, ponieważ można ją pomylić np. z dyskiem protoplanetarnym . Sam termin „mgławica protoplanetarna” pojawił się później niż rozpowszechniony termin mgławica planetarna, który również nie ma nic wspólnego z planetami. Mgławice protoplanetarne zostały wyodrębnione do odrębnej klasy dość późno, ponieważ ich czas życia jest krótki, a liczba takich mgławic jest niezwykle mała. W 2005 roku Sahai, Sánchez Contreras i Morris zaproponowali termin mgławica przedplanetarna, ale nie jest on jeszcze zbyt powszechny [2] .

Ewolucja PPT

Faza początkowa

Będąc na AGB, gwiazda czerpie energię ze spalania wodoru w cienkiej powłoce ( 10-2 mas Słońca ), która zawiera niegdyś aktywną powłokę helową (0,60 mas Słońca ). Sama gwiazda jest przesunięta w kierunku niebieskiej strony na diagramie Hertzsprunga-Russella . Gdy otoczka wodorowa utraciła około 10-3 masy Słońca, zaczyna się rozpadać i dalsza utrata masy nie jest już tak duża. W tym momencie efektywna temperatura gwiazdy wynosi około 5000 K, co oznacza koniec fazy przebywania na AGB [3] .

Faza mgławicy protoplanetarnej

Podczas tej fazy efektywna temperatura gwiazdy centralnej nadal rośnie w wyniku utraty masy podczas spalania wodorowego otoczki. Ale mimo wszystko gwiazda centralna jest wciąż zbyt zimna, aby zjonizować powoli poruszającą się otoczkę okołogwiazdową, wyrzuconą w poprzedniej fazie AGB . Jednak gwiazda centralna zaczyna emitować wiatr gwiazdowy , który zaczyna wpływać na kształt otoczki. Badania obrazów o wysokiej rozdzielczości z lat 1998-2001 wykazały, że w tej fazie formuje się główny kształt i cechy mgławic planetarnych, które pojawią się później. W szczególności sferyczna symetria powłoki pod wpływem wiatru gwiazdowego zaczyna nabierać symetrii promieni. Jeśli wyrzucony przez gwiazdę gaz ma wyraźną dwubiegunową naturę, to kształt mgławicy może być nawet podobny do obiektu Herbiga-Haro . Ale takie formy są charakterystyczne głównie dla „młodych” mgławic protoplanetarnych.

Ukończenie

Istnienie mgławicy protoplanetarnej kończy się, gdy gwiazda centralna rozgrzewa się do 30 000 K (emitowana energia przesuwa się w zakres ultrafioletu ) i może jonizować mgławicę okołogwiazdową, która staje się rodzajem mgławicy emisyjnej i nazywana jest mgławicą planetarną . Cały ten proces trwa nie dłużej niż 10 000 lat, inaczej gęstość mgławicy okołogwiazdowej nie przekroczy 100 atomów na cm 3 i mgławica planetarna będzie bardzo słabo wyrażona [4] .

Nowoczesne badania

W 2001 r. Bujarrabal i wsp. stwierdzili, że „oddziałujące wiatry gwiazdowe” w modelu Kwok i wsp. (1978) są niewystarczające, aby wyjaśnić ich obserwacje CO w mgławicach protoplanetarnych, które implikują wysoki pęd i energię, których nie ma w tym modelu. To skłoniło teoretyków do zbadania, czy scenariusz akrecji dysku, podobny do modelu używanego do wyjaśniania dżetów z aktywnych jąder galaktyk i młodych gwiazd, może wyjaśnić wysoki stopień symetrii obserwowany w wielu dżetach w mgławicach protoplanetarnych. W takim modelu dysk akrecyjny powstaje poprzez podwójne oddziaływania, czyli materię ze sobą i polem magnetycznym gwiazdy, i jest sposobem na zamianę energii grawitacyjnej na energię kinetyczną wiatru gwiazdowego. Jeśli ten model jest poprawny, to znaczy, że efekty magnetohydrodynamiczne determinują energetykę i współosiowość przepływów w mgławicach protoplanetarnych. Możliwe więc, że źródłem twardego promieniowania nie jest gwiazda centralna, ale wewnętrzne części szybko obracającego się dysku, który nagrzewa się do temperatury 20 000 stopni [5] .

Zobacz też

Notatki (edytuj)

  1. JH Kastner Transformacja bliski śmierci: wyrzut masy w mgławicach planetarnych i protoplanetarnych Spotkanie Amerykańskiego Towarzystwa Astronomicznego 206, # 28.04; Biuletyn Amerykańskiego Towarzystwa Astronomicznego 2005, tom, 469
  2. Sahai Raghvendra, Sánchez Contreras, autorstwa Carmen, Marka Morrisa. Mgławica Preplanetarna Rozgwiazda: IRAS 19024 + 0044 The Astrophysical Journal 2005, tom 620, 948-960
  3. Davis CJ, Smith MD, Gledhill TM, Varricatt WP Spektroskopia w bliskiej podczerwieni echelle mgławic protoplanetarnych: sondowanie szybkiego wiatru w H 2 Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 2005, tom 360, 104-118
  4. Volk Kevin M., Kwok Sun. Ewolucja mgławic protoplanetarnych Astrophysical Journal, Part 1 (ISSN 0004-637X) 1989, tom 342, 345-363
  5. Ryszard Szczerba, Natasza Siódmiak, Grażyna Stasińska, Jerzy Borkowski. Ewolucyjny katalog galaktycznych post-AGB i powiązanych obiektów Astronomy and Astrophysics, 2007, tom 469, 799-806

Spinki do mankietów