Protoplanetarna meglica

Iz Wikipedije, proste enciklopedije
Pojdi na navigacijo Pojdi na iskanje
Meglica Rotten Egg je protoplanetarna meglica v ozvezdju Poppa

Protoplanetarna meglica je astronomski objekt, ki ne obstaja dolgo med časom, ko je zvezda srednje mase (1-8 sončnih mas ) zapustila asimptotično orjaško vejo (AGB) in naslednjo fazo planetarne meglice (TP). Protoplanetarna meglica sije predvsem v infrardečem območju in je podtip odbojnih meglic [1] .

ime

Ime "protoplanetarna meglica" ni najboljše, saj ga je mogoče zamenjati na primer s protoplanetnim diskom . Sam izraz "protoplanetarna meglica" se je pojavil pozneje kot razširjen izraz planetarna meglica, ki prav tako nima nobene zveze s planeti. Protoplanetarne meglice so bile precej pozno ločene v ločen razred, ker je njihova življenjska doba kratka in število takšnih meglic izjemno majhno. Leta 2005 so Sahai, Sánchez Contreras & Morris predlagali izraz predplanetarna meglica, ki pa še ni zelo pogost [2] .

Razvoj PPT

Začetna faza

Medtem ko je na AGB, zvezda črpa energijo iz gorenja vodika v tanki lupini (10 −2 sončne mase ), ki vsebuje nekoč aktivno helijevo lupino (0,60 sončnih mas ). Sama zvezda se v Hertzsprung-Russellovem diagramu premika proti modri barvi. Ko vodikov ovoj izgubi približno 10 −3 sončne mase, začne razpadati in nadaljnja izguba mase ni več tako velika. Na tej točki je efektivna temperatura zvezde približno 5000 K, kar pomeni konec faze bivanja na AGB [3] .

Faza protoplanetarne meglice

V tej fazi se efektivna temperatura osrednje zvezde še naprej povečuje kot posledica izgube mase med izgorevanjem vodika v ovojnici. Toda kljub temu je osrednja zvezda še vedno premrzla, da bi ionizirala počasi premikajočo se okolizvezdno ovojnico, ki je bila izvržena med prejšnjo fazo AGB . Vendar pa osrednja zvezda začne oddajati zvezdni veter , ki začne vplivati ​​na obliko ovoja. Raziskave posnetkov visoke ločljivosti od leta 1998 do 2001 so pokazale, da se v tej fazi oblikujejo glavne oblike in značilnosti planetarnih meglic, ki bodo nastale kasneje. Zlasti sferična simetrija lupine pod vplivom zvezdnega vetra začne pridobivati ​​simetrijo žarkov. Če ima plin, ki ga izvrže zvezda, izrazito bipolarno naravo, je lahko oblika meglice celo podobna objektu Herbig-Haro . Toda takšne oblike so značilne predvsem za "mlade" protoplanetarne meglice.

Dokončanje

Obstoj protoplanetarne meglice se konča, ko se osrednja zvezda segreje na 30.000 K (oddana energija se premakne v ultravijolično območje ) in lahko ionizira okolizvezdno meglico, ki postane vrsta emisijske meglice in se imenuje planetarna meglica . Celoten proces ne traja več kot 10.000 let, sicer gostota okrogzvezdne meglice ne bo presegla 100 atomov na cm 3 in bo planetarna meglica zelo šibko izražena [4] .

Sodobne raziskave

Leta 2001 so Bujarrabal in drugi ugotovili, da "medsebojni zvezdni vetrovi" v modelu Kwok et al. (1978) ne zadostujejo za razlago njihovih opazovanj CO v protoplanetarnih meglicah, kar pomeni veliko zagon in energijo, ki ju v tem modelu ni. . To je teoretike spodbudilo, da so raziskali, ali lahko scenarij kopičenja diska, podoben modelu, ki se uporablja za razlago curkov iz aktivnih galaktičnih jeder in mladih zvezd, pojasni visoko stopnjo simetrije, ki jo opazimo pri mnogih curkih v protoplanetnih meglicah. V takem modelu akrecijski disk nastane z dvojnimi interakcijami, to je med seboj in z magnetnim poljem zvezde, in je način za pretvorbo gravitacijske energije v kinetično energijo zvezdnega vetra. Če je ta model pravilen, potem to pomeni, da magnetohidrodinamični učinki določajo energijo in koaksialnost tokov v protoplanetnih meglicah. Tako je možno, da vir trdega sevanja ni osrednja zvezda, ampak notranji deli hitro vrtečega se diska, ki se segreje na temperaturo 20.000 stopinj [5] .

Poglej tudi

Opombe (uredi)

  1. JH Kastner Near-death Transformation: Mass Ejection v planetarnih meglicah in protoplanetnih meglicah Sestanek American Astronomical Society 206, # 28.04; Bilten American Astronomical Society 2005, letnik, 469
  2. Sahai Raghvendra, Sánchez Contreras, avtorja Carmen, Mark Morris. Predplanetarna meglica morske zvezde: IRAS 19024 + 0044 The Astrophysical Journal 2005, letnik 620, 948-960
  3. Davis CJ, Smith MD, Gledhill TM, Varricatt WP Bližnje infrardeča echell spektroskopija protoplanetnih meglic: sondiranje hitrega vetra v H 2 Mesečna obvestila Kraljevega astronomskega društva 2005, zvezek 360, 104-118
  4. Volk Kevin M., Kwok Sun. Evolucija protoplanetnih meglic Astrophysical Journal, 1. del (ISSN 0004-637X) 1989, letnik 342, 345-363
  5. Ryszard Szczerba, Natasza Siódmiak, Grażyna Stasińska, Jerzy Borkowski. Evolutivni katalog galaktičnih post-AGB in sorodnih objektov Astronomy and Astrophysics, 2007, letnik 469, 799-806

Povezave