Войти
Туманность Вестбрука, протопланетная туманность. A Протопланетная туманность или предпланетная туманность (Sahai, Sánchez Contreras Morris 2005) (PPN) - астрономический объект, который находится в кратковременном эпизоде во время быстрая эволюция звезды между фазой поздней асимптотической ветви гигантов (LAGB) и последующей фазой планетарной туманности (PN). PPN сильно излучает в инфракрасном излучении и представляет собой своего рода отражательную туманность. Это вторая с последней фазы эволюции высокой светимости в жизненном цикле звезд средней массы (1–8 M☉ ). (Кастнер 2005)
Протопланетная туманность образована из материала, который выделяется центральной звездой. Название протопланетная туманность - неудачный выбор из-за возможность путаницы с тем же термином, который иногда используется при обсуждении несвязанной концепции протопланетных дисков. Название протопланетная туманность является следствием более старого термина планетарная туманность, который был выбран из-за того, что первые астрономы смотрели в телескопы и обнаружили сходство внешнего вида планетарной туманности с газовыми гигантами, такими как Нептун и Уран. Чтобы избежать любой возможной путаницы, Sahai, Sánchez Contreras Morris 2005 предлагают использовать новый термин предпланетная туманность, который не пересекается с другими дисциплинами астрономии. их часто называют звездами post-AGB, хотя в эту категорию также входят звезды, которые никогда не ионизируют свое выброшенное вещество.
Во время поздней фазы асимптотической гигантской ветви (LAGB), когда потеря массы снижает массу водородной оболочки примерно до 10 M☉ при массе ядра 0,60 M☉звезда начнет эволюционировать по направлению к синей стороне диаграммы Герцшпрунга – Рассела. Когда водородная оболочка будет дополнительно уменьшена до примерно 10122>, оболочка будет настолько разрушена, что считается, что дальнейшая значительная потеря массы невозможна. В этот момент эффективная температура звезды, T *, будет около 5000 K, и она определена как конец LAGB и начало ППН. (Дэвис и др. 2005)
Протопланетная туманность, известная как Император Сэйва, сделанная камерой Хаббла для исследований. Во время последующего В фазе протопланетной туманности эффективная температура центральной звезды будет продолжать расти в результате потери массы оболочки в результате горения водородной оболочки. В течение этой фазы центральная звезда все еще слишком холодна, чтобы ионизировать медленную -движущаяся околозвездная оболочка, выброшенная во время предыдущей фазы AGB. Однако, похоже, что звезда движет высокоскоростными коллимированными ветрами, которые формируют и сотрясают эту оболочку, и почти наверняка увлекают медленно движущиеся выбросы AGB, вызывая быстрый молекулярный ветер. Наблюдения и исследования изображений с высоким разрешением с 1998 по 2001 год демонстрируют, что быстро развивающаяся фаза PPN в конечном итоге формирует морфологию последующего PN. В момент или вскоре после отделения оболочки AGB форма оболочки изменяется примерно с сферически s от симметричной до аксиально-симметричной. Результирующие морфологии - биполярные, узловатые струи и Хербига – Аро -подобные «дульные толчки». Эти формы появляются даже в относительно «молодых» ППН. (Дэвис и др. 2005)
Фаза PPN продолжается до тех пор, пока центральная звезда не достигнет около 30 000 К и не станет достаточно горячей (производит достаточно ультрафиолетового излучения) для ионизации околозвездной туманности (выбрасываемые газы), и она становится своего рода эмиссионной туманностью, называемой PN. Этот переход должен произойти менее чем примерно за 10 000 лет, иначе плотность околозвездной оболочки упадет ниже порогового значения плотности PN-состава, составляющего около 100 на см³, и в результате PN не будет, такой случай иногда называют «ленивой планетарной туманностью». (Volk Kwok 1989)
Межзвездная бабочка - протопланетная туманность В 2001 году Буджаррабал и др. Обнаружили, что модель «взаимодействующих звездных ветров » Квок и др. (1978) радиационно-управляемых ветров недостаточна для объяснения их Наблюдения CO быстрых ветров PPN, которые предполагают большой импульс и энергию, несовместимые с этой моделью. Это побудило теоретиков (Soker Rappapor т 2000; Frank Blackmann 2004), чтобы выяснить, может ли сценарий аккреционного диска, аналогичный модели, используемой для объяснения джетов из активных ядер галактик и молодых звезд, объяснить как точечная симметрия, так и высокая степень коллимации, наблюдаемая во многих струях PPN. В такой модели аккреционный диск формируется за счет бинарных взаимодействий. запуск с поверхности диска - это способ преобразовать гравитационную энергию в кинетическую энергию быстрого ветра. Если эта модель верна и магнитогидродинамика (МГД) действительно определяет энергетику и коллимацию потоков PPN, то они также будут определять физику ударных волн в этих потоках, и это может быть подтверждено с высоким разрешением. изображения эмиссионных областей, сопровождающих скачки уплотнения. (Дэвис и др. 2005)
