Protoplanetáris köd

A protoplanetáris köd  olyan csillagászati ​​objektum , amely nem sokáig létezik aközött, amikor egy közepes tömegű csillag (1-8 naptömeg ) elhagyta az aszimptotikus óriás ágat (AGB) és az azt követő bolygóköd (PT) fázist. A protoplanetáris köd főleg az infravörösben világít, és a reflexiós ködök egyik altípusa [1] .

Cím

A "protoplanetáris köd" elnevezés nem a legsikeresebb, mivel összetéveszthető például egy protoplanetáris koronggal . Maga a „protoplanetáris köd” kifejezés később jelent meg, mint a széles körben elterjedt „bolygóköd”, amelynek szintén semmi köze a bolygókhoz. A protoplanetáris ködök meglehetősen későn kerültek külön osztályba, mivel élettartamuk rövid, és az ilyen ködök száma rendkívül kicsi. 2005-ben Sahai, Sánchez Contreras & Morris javasolta a " bolygó előtti köd " kifejezést, de ez még nem túl gyakori [2] .

A PPT evolúciója

Kezdeti fázis

Míg az AGB -n a csillag a hidrogén égéséből nyer energiát egy vékony héjban ( 10–2 naptömeg ), amely tartalmazza az egykor aktív héliumhéjat (0,60 naptömeg ). Maga a csillag kékeltolódást mutat a Hertzsprung-Russell diagramon . Amikor a hidrogénhéj körülbelül 10–3 naptömeget veszít , elkezd összeomlani, és a további tömegveszteség nem olyan nagy. Ezen a ponton a csillag effektív hőmérséklete körülbelül 5000 K , és ez az AGB -n való tartózkodás fázisának végét jelenti [3] .

A protoplanetáris köd fázisa

Ebben a fázisban a központi csillag effektív hőmérséklete tovább növekszik a bura hidrogénégetése során bekövetkező tömegveszteség következtében. Ennek ellenére a központi csillag még mindig túl hideg ahhoz, hogy ionizálja a lassan mozgó, körkörös héjat, amely az előző AGB fázisban kilökődött . A központi csillag azonban csillagszelet kezd kibocsátani , ami elkezdi befolyásolni a héj alakját. Az 1998-tól 2001-ig tartó nagyfelbontású képalkotó vizsgálatok kimutatták, hogy ez a fázis alkotja a később megjelenő planetáris ködök alapvető alakját és jellemzőit. Különösen a héj gömbszimmetriája a csillagszél hatására kezd sugárszimmetriát szerezni. Abban az esetben, ha a csillag által kibocsátott gáz kifejezett bipoláris természetű, a köd alakja akár a Herbig-Haro objektumhoz is hasonló lehet . De az ilyen formák főleg a "fiatal" protoplanetáris ködökre jellemzőek.

Befejezés

A protoplanetáris köd létezése akkor ér véget, amikor a központi csillag felmelegszik 30 000 K -re (a kisugárzott energia az ultraibolya tartományba tolódik ), és képes ionizálni a körkörös ködöt, amely egyfajta emissziós köddé válik, és bolygóködnek nevezik . Ez az egész folyamat nem tart tovább 10 000 évnél , különben a csillagkörüli köd sűrűsége nem haladja meg a 100 atom/cm 3 értéket , és a bolygóköd nagyon gyengén kifejeződik [4] .

Kortárs kutatás

2001-ben Bujarrabal és munkatársai azt találták, hogy a Kwok és munkatársai (1978) modelljében szereplő "kölcsönhatásban lévő csillagszelek" nem elegendőek ahhoz, hogy megmagyarázzák a protoplanetáris ködök CO -val kapcsolatos megfigyeléseit. A megfigyelések azt mutatták, hogy ebből a modellből nagy lendület és energia hiányzik. Ez arra késztette a teoretikusokat, hogy megvizsgálják, vajon az aktív galaktikus atommagokból és fiatal csillagokból származó sugarak magyarázatára használt modellhez hasonló korong-akréciós forgatókönyv megmagyarázhatja-e a protoplanetáris ködök számos sugárjában megfigyelhető nagyfokú szimmetriát. Egy ilyen modellben az akkréciós korong az anyag és a csillag mágneses mezejének kettős kölcsönhatása révén jön létre, és egy módja annak, hogy a gravitációs energiát a csillagszél kinetikai energiájává alakítsák. Ha ez a modell helyes, akkor ez azt jelenti, hogy a magnetohidrodinamikai hatások határozzák meg az áramlások energiáját és koaxiálisságát a protoplanetáris ködökben. Így lehetséges, hogy a kemény sugárzás forrása nem a központi csillag, hanem a gyorsan forgó korong belső részei, amelyet 20 000 fokos hőmérsékletre hevítenek [5] .

Lásd még

Jegyzetek

  1. ↑ Kastner JH Halálközeli átalakulás: Mass Ejection in Planetary Nebulae and Protoplanetary Nebulae (American Astronomical Society Meeting 206, #28.04  )  // Bulletin of the American Astronomical Society. - 2005. - 20. évf. 37 . - 469. o .
  2. ↑ Sahai R., Sánchez Contreras C., Morris M. A Starfish Preplanetary Nebula: IRAS 19024+0044  //  The Astrophysical Journal. - 2005. - 20. évf. 620 . - P. 948-960 .
  3. ↑ Davis CJ, Smith MD, Gledhill TM, Varricatt WP Protoplanetáris ködök közeli infravörös echelle spektroszkópiája: a gyors szél szondázása H 2  -ben //  Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. - 2005. - 20. évf. 360 . - 104-118 . o .
  4. ↑ Volk KM, Kwok S. Evolution of protoplanetary nebulae  (Eng.)  // Astrophysical Journal, Part 1. - 1989. - Vol. 342 . - P. 345-363 . - doi : 10.1086/167597 .
  5. ↑ Szczerba R. et al. A galaktikus poszt-AGB és a kapcsolódó objektumok evolúciós katalógusa  //  Astronomy and Astrophysics. - 2007. - Vol. 469 . - P. 799-806 .

Linkek

  Ugrás a Wikidata elemre  Szótárak és enciklopédiák
Bibliográfiai katalógusokban
 csillagközi közeg
Alkatrészek
Ködök
A csillagkeletkezés régiói
Körkörös képződmények
SugárzásCsillagszél