Interested Article - Туманность Красный Прямоугольник

Туманность Красный прямоугольник (Red Rectangle Nebula, Красная прямоугольная туманность) — протопланетарная туманность в созвездии Единорога на расстоянии 2300 световых лет от Земли , названная так из-за своего красного цвета и уникальной прямоугольной формы . Туманность была обнаружена в 1973 году во время полёта геодезической ракеты, связанного с инфракрасным обзором неба Hi Star . Двойная система в центре туманности впервые была обнаружена Р. Г. Эйткеном в 1915 году .

Свойства двойной системы

Линии излучения красного и ближнего инфракрасного света показаны красным цветом, Линии излучения H-alpha показаны синим. HST

Дифракционные спекл-изображения в видимом и ближнем инфракрасном диапазоне показывают очень симметричную, компактную биполярную туманность с Х-образными шипами, которые подразумевают тороидальное распределение околозвёздного материала . Центральная звезда — в действительности тесная пара звёзд — окружена плотным пылевым тором, который сжимает первоначально сферически симметричный поток вытекающего вещества, и оно приобретает форму конусов, касающихся краёв тора. Так как тор виден нам с ребра, границы конусов образуют форму буквы X. Хорошо различимые ступеньки показывают, что истечение вещества происходит неравномерно .

Туманность Красный прямоугольник, фото NASA , HST , 2005 год

Двойная система окружена компактной, очень массивной ( M ≈ 1,2 M _⊙ ), очень плотной пылевой оболочкой с примесью водорода . Её плотность ~ 2,5×10 ¹² атомов на см ³ (отношение масс пыль/газ ~ 0,01 ). Модель предполагает, что большая часть массы пыли сосредоточена в очень больших частицах. Полярные регионы в результате притока пыли плотнее, чем окружающая среда. Яркий компонент спектрально-двойная звезда HD 44179 является пост- AGB звездой с массой ~ 0,57 M _⊙ и светимостью ~ 6000 L _⊙ .

Полноцветный снимок с 80-сантиметрового телескопа обсерватории Маунт-Леммон

Эффективная температура звезды ~ 7750 K . На основе изучения элементов орбиты двойной системы, предполагается что её невидимый компаньон являются гелиевым белым карликом с массой ~ 0,35 M _⊙ , светимостью ≲ 100 L _⊙ , и температурой ~ 6×10 ⁴ K . Столь большая для белого карлика светимость может объясняться одной или несколькими вспышками термоядерного горения водорода, полученного в результате аккреции вещества пост-AGB звезды. Горячий белый карлик ионизирует разреженное вещество оболочки, формируя небольшую область H II , наблюдаемую в радиодиапазоне . Эволюционный сценарий формирования туманности предлагает, что в начале существовали две звезды с массами 2,3 и 1,9 M _⊙ соответственно на расстоянии ~ 130 R _⊙ . Туманность была образована выбросом общей оболочки звёзд из полости Роша после её переполнения потоком вещества с нынешней пост-AGB звезды .

Обнаружение органических молекул

Положение туманности Красный прямоугольник на карте созвездия

На 203-м заседании Американского астрономического общества в январе 2004 года , рабочая группа во главе с А. Витт (A. Witt) из Университета Толедо, штат Огайо сообщила , что они обнаружили спектральные линии полициклических ароматических углеводородов антрацена и пирена — потенциально исключительно важных для формирования жизни органических молекул. До недавнего времени считалось, что ультрафиолетовое излучение быстро разрушает эти углеводороды ; тот факт, что они всё ещё существуют, был объяснён наличием недавно обнаруженных молекулярных сил. Эти две молекулы содержат 24 и 26 атомов соответственно, что примерно в два раза больше наиболее длинной из ранее найденных в космосе молекулярной цепочки из 13 атомов. Углерод и водород выдуваются звёздным ветром , образуя туманность: в ней газ охлаждается, атомы сталкиваются, образуя всё бо́льшие и бо́льшие молекулы .

Выброс пылевой оболочки начался 14000 лет назад . В течение следующих нескольких тысяч лет звезда будет становиться всё меньше и горяче́е, испуская поток ультрафиолетового излучения в окружающей туманности. По истечении нескольких тысяч лет Красная прямоугольная туманность раздуется в планетарную туманность .

Примечания

↑ (англ.) . SIMBAD . Centre de Données astronomiques de Strasbourg . Дата обращения: 7 ноября 2012. 13 января 2013 года.
↑ (рус.) . Астронет (14 июня 2010). 20 июня 2012 года.
Houk N., Swift C. (англ.) — 1999. — Vol. 5.
Cohen, M.; Anderson, C. M.; Cowley, A.; Coyne, G. V.; Fawley, W.; Gull, T. R.; Harlan, E. A.; Herbig, G. H. et al. (англ.) // The Astrophysical Journal . — IOP Publishing , 1975. — February ( vol. 196 ). — P. 179—189 . — doi : . — Bibcode : .
↑ Men'shchikov, A. B.; Schertl, D.; Tuthill, P. G.; Weigelt, G.; Yungelson, L. R. (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences , 2002. — Vol. 393 . — P. 867—885 . — doi : . — Bibcode : . — arXiv : .
(рус.) . Астронет (2 ноября 1995). 8 февраля 2012 года.
A. N. Witt, U. P. Vijh (University of Toledo), K. D. Gordon (University of Arizona). (англ.) . Американское астрономическое общество (январь 2004). Архивировано из 19 декабря 2003 года.
Stephen Battersby. (англ.) . New Scientist (9 января 2004). 13 января 2013 года.
(англ.) . ESO (11 мая 2004). 13 января 2013 года.
(рус.) . Астронет (13 мая 2004). 3 июля 2009 года.