| Köd vörös téglalap | |||
|---|---|---|---|
| protoplanetáris köd | |||
| Kutatástörténet | |||
| nyitás dátuma | 1973 | ||
| Megfigyelési adatok ( Epoch J2000.0 ) |
|||
| jobb felemelkedés | 06 óra 19 óra 58,22 s | ||
| deklináció | −10° 38′ 14,7″ | ||
| Távolság | ~2300 St. év (381 db ) [2] | ||
| Látszólagos magnitúdó ( V ) | 9,047 [1] | ||
| csillagkép | Egyszarvú | ||
| fizikai jellemzők | |||
| Spektrális osztály | B9Ib/II [3] | ||
|
|||
| Információ a Wikidatában ? | |||
| Médiafájlok a Wikimedia Commons oldalon | |||
A Vörös Téglalap-köd a Földtől 2300 fényévnyire lévő Monoceros csillagkép protoplanetáris ködje , amelyet vörös színe és egyedi négyszögletes alakja miatt neveztek el [2] . A ködöt 1973 -ban fedezték fel a Hi Star infravörös égbolt felméréséhez kapcsolódó geodéziai rakétarepülés során [4] . A köd közepén lévő kettős rendszert először R. G. Aitken fedezte fel 1915- ben .
A látható és közeli infravörös foltos diffrakciós képek nagyon szimmetrikus, kompakt bipoláris ködöt mutatnak, X-alakú tüskékkel, amelyek a csillagkörüli anyag toroidális eloszlását jelzik [5] . A központi csillagot – tulajdonképpen egy közeli csillagpárt – sűrű portórusz veszi körül, amely összenyomja a kezdetben gömbszimmetrikus anyagkiáramlást, és a tórusz széleit érintő kúpok formáját ölti. Mivel a tórusz a széléről látható számunkra, a kúpok határai az X betű alakját alkotják. A jól meghatározott lépések azt mutatják, hogy az anyag kiáramlása egyenetlenül történik [6] .
A bináris rendszert egy kompakt, nagyon masszív ( M ≈ 1,2 M ⊙ ), nagyon sűrű porburok veszi körül hidrogénszennyeződésekkel . Sűrűsége ~ 2,5 × 10 12 atom/cm 3 (por/gáz tömegarány ~ 0,01 ). A modell feltételezi, hogy a por tömegének nagy része nagyon nagy részecskékben koncentrálódik. A poláris területek sűrűbbek a környezetnél a por beáramlása következtében. A fényes komponensű spektroszkópiai bináris HD 44179 egy poszt - AGB csillag , tömege ~0,57 M⊙ és fényereje ~ 6000 L⊙ .
A csillag effektív hőmérséklete ~7750 K. A kettős rendszer orbitális elemeinek vizsgálata alapján feltételezzük, hogy láthatatlan társa egy hélium fehér törpe, amelynek tömege ~ 0,35 M ⊙ , fényereje ≲ 100 L ⊙ , hőmérséklete ~ 6×10 4 K . A fehér törpe ilyen nagy fényereje a hidrogén termonukleáris égésének egy vagy több kitörésével magyarázható, amelyet az AGB utáni csillagok anyagának felhalmozódása eredményeként kaptak. A forró fehér törpe ionizálja a héj ritkított anyagát, és a rádiótartományban megfigyelhető kis H II régiót képez [5] . A köd kialakulásának evolúciós forgatókönyve azt sugallja, hogy kezdetben két, 2,3 és 1,9 M ⊙ tömegű csillag volt ~130 R ⊙ távolságra . A köd a csillagok közös héjának a Roche-lebenyből való kilökődésével jött létre, miután túlcsordult rajta az AGB utáni jelenlegi csillagból származó anyagáramlás [5] .
Az Amerikai Csillagászati Társaság 203. ülésén 2004 januárjában az Ohio állambeli Toledói Egyetem munkatársa, A. Witt vezette munkacsoport arról számolt be [7] , hogy megtalálták a policiklusos aromás szénhidrogének , az antracén és a pirén spektrumvonalait, amelyek potenciálisan rendkívül fontosak. szerves molekulák életének kialakulásához. Egészen a közelmúltig úgy gondolták, hogy az ultraibolya sugárzás gyorsan lebontja ezeket a szénhidrogéneket ; azt a tényt, hogy még mindig léteznek, az újonnan felfedezett molekuláris erők jelenlétével magyarázták. Ez a két molekula 24, illetve 26 atomot tartalmaz, ami körülbelül kétszerese az űrben korábban talált leghosszabb, 13 atomos molekulaláncnak. A szén és a hidrogén a csillagszél által kifújva egy ködöt képez: benne a gáz lehűl, az atomok ütköznek, egyre nagyobb molekulákat képezve [8] .
A porburok kilökődése 14 000 évvel ezelőtt kezdődött [9] . A következő néhány ezer évben a csillag kisebb lesz és felmelegszik, és ultraibolya sugárzást bocsát ki a környező ködbe. Több ezer év elteltével a Vörös Négyszögletű köd bolygóköddé duzzad [10] .