Протопланета́рная тума́нность — астрономический объект , который недолго существует между моментом, когда 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 .

Наименование

Наименование «протопланетарная туманность» является не самым удачным, поскольку её можно спутать, например, с протопланетным диском . Сам термин «протопланетарная туманность» появился позже широко распространённого 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 распространён .

Эволюция ППТ

Начальная фаза

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 5000 K , и это означает конец фазы нахождения на АВГ .

Фаза протопланетарной туманности

В течение этой фазы эффективная температура центральной звезды продолжает увеличиваться, как результат потери массы в процессе водородного горения оболочки. Но всё-таки центральная звезда ещё слишком холодная, чтобы ионизовать медленно движущуюся 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 формируются основная форма и особенности планетарных туманностей, которые возникнут позже. В частности, сферическая симметрия оболочки под воздействием звёздного ветра начинает приобретать лучевую симметрию. В случае, если выброшенный звездой газ имеет выраженную биполярную природу, форма туманности может быть даже похожа на объект Хербига — Аро . Но такие формы характерны в основном для «молодых» протопланетарных туманностей.

Завершение

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 см ³ и планетарная туманность будет очень слабо выражена .

Современные исследования

В 2001 Bujarrabal и др. нашли, что «взаимодействующие звёздные ветры» в модели Kwok и др. (1978) недостаточны, чтобы объяснить их наблюдения CO в протопланетарных туманностях. Наблюдения обнаруживали высокий импульс и энергию, отсутствующие в этой модели. Это побудило теоретиков заниматься исследованиями, мог ли сценарий дисковой аккреции, подобный модели, используемой, чтобы объяснить джеты от активных галактических ядер и молодых звёзд, объяснить высокую степень симметрии, замеченную во многих джетах в протопланетарных туманностях. В такой модели аккреционный диск формируется через двойные взаимодействия вещества и магнитного поля звезды между собой 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 жёсткого излучения является не центральная звезда, а внутренние части быстровращающегося диска, которые разогревается до температуры 20 000 градусов .

См. также

• Планетарная туманность

Примечания

Ссылки

• АКД на Astronet.ru
• АКД на Astronet.ru
• Davis, C. J.; Smith, M. D.; Gledhill, T. M.; Varricatt, W. P. (2005), "Near-infrared echelle spectroscopy of protoplanetary nebulae: probing the fast wind in H ₂ ", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 360 (1): 104—118, arXiv : , Bibcode : , doi : .
• Kastner, J. H. (2005), "Near-death Transformation: Mass Ejection in Planetary Nebulae and Protoplanetary Nebulae", American Astronomical Society Meeting 206, #28.04; Bulletin of the American Astronomical Society , 37 : 469, Bibcode : .
• Sahai, Raghvendra; Sánchez Contreras, Carmen; Morris, Mark (2005), (PDF) , The Astrophysical Journal , 620 (2): 948—960, Bibcode : , doi : .
• Volk, Kevin M.; (July 1, 1989), "Evolution of protoplanetary nebulae", The Astrophysical Journal , 342 : 345—363, Bibcode : , doi : .
• Szczerba, Ryszard; Siódmiak, Natasza; Stasińska, Grażyna; Borkowski, Jerzy (April 23, 2007), , Astronomy and Astrophysics , 469 (2): 799—806, arXiv : , Bibcode : , doi :