Protoplanetær tåke - Protoplanetary nebula

fra Wikipedia, den frie encyklopedi
The Westbrook Nebula , en protoplanetariske skyen.

En protoplanetær tåke eller preplanetær tåke ( Sahai, Sánchez Contreras & Morris 2005 ) ( PPN , flertall PPNe ) er et astronomisk objekt som er i den kortvarige episoden under en stjernes raske utvikling mellom den sen asymptotiske gigantgrenfasen (LAGB). og den påfølgende planetariske tåkefasen (PN). En PPN avgir sterkt i infrarød stråling, og er en slags refleksjonståke . Det er den nest siste evolusjonsfasen med høy lysstyrke i livssyklusen til mellommassestjerner (1–8 M ). ( Kastner 2005 )

Navngivning

Protoplanetær tåke IRAS 13208-6020 er dannet av materiale som blir kastet av en sentral stjerne.

Navnet protoplanetar nebula er et uheldig valg på grunn av muligheten for forvirring med det samme begrepet som noen ganger blir brukt når man diskuterer det ubeslektede konseptet med protoplanetære skiver . Navnet protoplanetær tåke er en konsekvens av den eldre betegnelsen planetarisk tåke , som ble valgt på grunn av at tidlige astronomer så gjennom teleskoper og fant en likhet i utseendet til planetarisk tåke med gasskjempene som Neptun og Uranus . For å unngå mulig forvirring foreslår Sahai, Sánchez Contreras og Morris 2005 å benytte et nytt begrep preplanetær tåke som ikke overlapper andre astripliner . De blir ofte referert til som post-AGB-stjerner, selv om den kategorien også inkluderer stjerner som aldri vil ionisere deres utkastede materie.

Utvikling

Begynnelse

I løpet av den sen asymptotiske gigantiske grenen (LAGB), når massetap reduserer hydrogenhylsens masse til rundt 10 −2  M for en kjernemasse på 0,60  M , vil en stjerne begynne å utvikle seg mot den blå siden av Hertzsprung – Russell diagram . Når hydrogenhylsen er ytterligere redusert til rundt 10 −3 M , vil konvolutten ha blitt så forstyrret at man antar at ytterligere betydelig massetap ikke er mulig. På dette tidspunktet vil den effektive temperaturen til stjernen, T * , være rundt 5000  K, og den er definert som slutten på LAGB og begynnelsen av PPN. ( Davis et al. 2005 )

Protoplanetær tåkefase

Protoplanetar nebula kjent som Emperor Seiwa tatt av Hubbles Advanced Camera for Surveys.

I løpet av den påfølgende protoplanetære tåkefasen vil den sentrale stjernens effektive temperatur fortsette å stige som et resultat av konvoluttets massetap som en konsekvens av at hydrogenskallet brenner. I løpet av denne fasen er den sentrale stjernen fremdeles for kul til å ionisere det langsomt bevegelige sirkelformede skallet som ble kastet ut under den forrige AGB-fasen. Imidlertid ser det ut til at stjernen driver høyhastighets kollimerte vinder som former og sjokkerer dette skallet, og nesten helt sikkert medfører saktegående AGB-utkast for å produsere en rask molekylær vind. Observasjoner og høyoppløselige bildestudier fra 1998 til 2001 viser at den raskt utviklende PPN-fasen til slutt former morfologien til den påfølgende PN. På et tidspunkt under eller like etter løsningen av AGB-konvolutt, endres konvoluttformen fra omtrent sfærisk symmetrisk til aksialt symmetrisk. De resulterende morfologiene er bipolare , knute jetfly og Herbig – Haro- lignende "buesjokk". Disse figurene vises til og med i relativt "unge" PPNe. ( Davis et al. 2005 )

Slutt

PPN-fasen fortsetter til sentralstjernen når rundt 30 000 K, og den er varm nok (produserer nok ultrafiolett stråling) til å ionisere den sirkelformede tåken (utkastede gasser) og den blir en slags utslippståke kalt PN. Denne overgangen må finne sted på mindre enn 10 000 år, ellers vil tettheten av den omstendelige konvolutten falle under PN-formuleringstetthetsterskelen på rundt 100 per cm³, og ingen PN vil resultere. Et slikt tilfelle blir noen ganger referert til som en "lat planet tåke '. ( Volk & Kwok 1989 )

Nye antagelser

En interstellar sommerfugl - protoplanetær tåke Roberts 22

I 2001 kom Bujarrabal et al. fant at den "interagerende stjernevindene " -modellen til Kwok et al. (1978) av strålingsdrevne vinder er ikke tilstrekkelig til å redegjøre for CO-observasjonene av PPN-raske vinder, som innebærer høy fart og energi som ikke er i samsvar med den modellen. Dette har bedt teoretikerne (Soker & Rappaport 2000; Frank & Blackmann 2004) om å undersøke om et scenario for akkresjonsdisk , i likhet med modellen som ble brukt til å forklare jetfly fra aktive galaktiske kjerner og unge stjerner , kunne redegjøre for både poengsymmetrien og den høye graden av kollimasjon sett i mange PPN-jetfly. I en slik modell dannes akkretjonsdisken gjennom binære interaksjoner. Magnetosentrifugaloppskyting fra plateoverflaten er da en måte å konvertere gravitasjonsenergi til kinetisk energi til en rask vind. Hvis denne modellen er riktig og magneto-hydrodynamikk (MHD) bestemmer energetikken og kollimasjonen av PPN-utstrømninger, vil de også bestemme fysikken til sjokkene i disse strømningene, og dette kan bekreftes med bilder med høy oppløsning av utslippsregionene som gå med sjokkene. ( Davis et al. 2005 )

Se også

Merknader

  1. ^ Den sene asymptotiske kjempegrenen begynner på det punktet på den asymptotiske kjempegrenen (AGB) der en stjerne ikke lenger kan observeres isynlig lysog blir eninfrarødgjenstand. (Volk & Kwok 1989)

Referanser