Протопланетарная туманность

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск
Туманность Тухлое яйцо — протопланетарная туманность в созвездии Корма

Протопланетарная туманность или предпланетарная туманность (ППТ) — это астрономический объект, который недолго существует между тем, как среднемассивная звезда (1-8 солнечных масс) покинула асимптотическую ветвь гигантов (АВГ) и последующей фазой планетарной туманности (ПТ). Протопланетарная туманность светит в основном в инфракрасном диапазоне и является подтипом отражательных туманностей[1].

Наименование[править | править исходный текст]

Наименование протопланетарная туманность является не самым удачным, поскольку её можно спутать, например, с протопланетным диском. Сам термин протопланетарная туманность появился позже широко распространенного термина планетарная туманность, которая также не имеет никакого отношения к планетам. Протопланетарные туманности были выделены в отдельный класс довольно поздно, потому что время их жизни невелико и количество подобных туманностей крайне мало. В 2005 году Sahai, Sánchez Contreras & Morris предложили термин предпланетарная туманность (preplanetary nebula), но он ещё не очень распространен[2].

Эволюция ППТ[править | править исходный текст]

Начальная фаза[править | править исходный текст]

Во время нахождения на АВГ звезда черпает энергию из горения водорода в тонкой оболочке (10−2 солнечной массы), в которую заключена когда-то активная гелиевая оболочка (0.60 солнечной массы). Сама звезда смещается в голубую сторону на диаграмме Герцшпрунга — Рассела. Когда водородная оболочка потеряет приблизительно 10−3 солнечной массы она начинает разрушаться и дальнейшая потеря массы уже не столь велика. В этой точке эффективная температура звезды около 5 000 K и это означает конец фазы нахождения на АВГ[3].

Фаза протопланетарной туманности[править | править исходный текст]

В течение этой фазы эффективная температура центральной звезды продолжает увеличиваться, как результат потери массы в процессе водородного горения оболочки. Но все таки центральная звезда ещё слишком холодная чтобы ионизовать медленнодвижущуюся околозвёздную оболочку, сброшенную на предыдущей фазе АВГ. Однако центральная звезда начинает испускать звёздный ветер, который начинает влиять на форму оболочки. Исследования изображений в высоком разрешении в период с 1998 по 2001 год показали, что в этой фазе и формируется основная форма и особенности планетарных туманностей, которые возникнут позже. В частности, сферическая симметрия оболочки, под воздействием звездного ветра начинает приобретать лучевую симметрию. В случае, если выброшенный звёздой газ имеет выраженную биполярную природу, то форма туманности может быть даже похожа на объект Хербига — Аро. Но такие формы характерны в основном для «молодых» протопланетарных туманностей.

Завершение[править | править исходный текст]

Существование протопланетарной туманности подходит к концу, когда центральная звезда разогревается до 30 000 K (излучаемая энергия смещается в ультрафиолетовый диапазон) и может ионизовать околозвёздную туманность, которая становится разновидностью эмиссионной туманности и называется планетарной туманностью. Весь этот процесс занимает не более 10 000 лет, в противном случае плотность околозвёздной туманности не превысит 100 атомов на см3 и планетарная туманность будет очень слабо выражена[4].

Современные исследования[править | править исходный текст]

В 2001, Bujarrabal и др. нашел, что «взаимодействующие звездные ветры» в модели Kwok и др. (1978) недостаточны, чтобы объяснить их наблюдения CO в протопланетарных туманностях, которые подразумевают высокий импульс и энергию, которые отсутствуют в той модели. Это побудило теоретиков заниматься исследованиями, мог ли сценарий дисковой аккреции, подобный модели, используемой, чтобы объяснить джеты от активных галактических ядер и молодых звезд, объяснить высокую степень симметрии, замеченную во многих джетах в протопланетарных туманностях. В такой модели аккреционный диск формируется через двойные взаимодействия, то есть вещества между собой и магнитного поля звезды и является способом преобразовать гравитационную энергию в кинетическую энергию звёздного ветра. Если эта модель правильна, то это значит что магнитогидродинамические эффекты определяют энергетику и соосность потоков в протопланетарных туманностях. Таким образом, возможно, что источником жесткого излучения является не центральная звезда, а внутренние части быстровращающегося диска, которые разогревается до температуры 20 000 градусов[5].

См. также[править | править исходный текст]

Ссылки[править | править исходный текст]

Примечания[править | править исходный текст]

  1. J. H. Kastner Near-death Transformation: Mass Ejection in Planetary Nebulae and Protoplanetary Nebulae American Astronomical Society Meeting 206, #28.04; Bulletin of the American Astronomical Society 2005, volume, 469
  2. Sahai Raghvendra, Sánchez Contreras,Carmen, Morris Mark. A Starfish Preplanetary Nebula: IRAS 19024+0044 The Astrophysical Journal 2005, volume 620, 948—960
  3. Davis C. J., Smith M. D., Gledhill T. M., Varricatt W. P. Near-infrared echelle spectroscopy of protoplanetary nebulae: probing the fast wind in H2 Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 2005, volume 360, 104—118
  4. Volk Kevin M., Kwok Sun. Evolution of protoplanetary nebulae Astrophysical Journal, Part 1 (ISSN 0004-637X) 1989, volume 342, 345—363
  5. Ryszard Szczerba, Natasza Siódmiak, Grażyna Stasińska, Jerzy Borkowski. An evolutive catalogue of Galactic post-AGB and related objects Astronomy and Astrophysics, 2007, volume 469, 799—806