Протопланетарная туманность

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].

[править] Наименование

Наименование протопланетарная туманность является не самым удачным, поскольку ей 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].

[править] Эволюция ППТ

[править] Начальная фаза

Во время нахождения на АВГ звезда черпает энергию из горения водорода в тонкой оболочке (10^в2 солнечной массы), в которую заключена когда-то активная гелиевая оболочка (0.60 солнечной массы). Сама звезда смещается в голубую сторону на диаграмме Герцшпрунга в Рассела. Когда водородная оболочка потеряет приблизительно 10^в3 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].

[править] Фаза протопланетарной туманности

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 в Аро. Но такие формы характерны в основном для «молодых» протопланетарных туманностей.

[править] 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 см³ и планетарная туманность будет очень слабо выражена^[4].

[править] Современные исследования

В 2001, Bujarrabal и др. нашел, что ввзаимодействующие звездные ветрыв 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].

[править] См. также

Планетарная туманность

[править] Ссылки

Рождение планетарной туманности CRL 618 АКД на Astronet.ru
Гамбургер Гомеша: протопланетарная туманность АКД на Astronet.ru

[править] Примечания

в‘ 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
в‘ Sahai Raghvendra, Sánchez Contreras,Carmen, Morris Mark. A Starfish Preplanetary Nebula: IRAS 19024+0044 The Astrophysical Journal 2005, volume 620, 948960
в‘ 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, 104118
в‘ Volk Kevin M., Kwok Sun. Evolution of protoplanetary nebulae Astrophysical Journal, Part 1 (ISSN 0004-637X) 1989, volume 342, 345363
в‘ Ryszard Szczerba, Natasza Siódmiak, Grażyna Stasińska, Jerzy Borkowski. An evolutive catalogue of Galactic post-AGB and related objects Astronomy and Astrophysics, 2007, volume 469, 799806

[0] в‘ 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

[1] в‘ Sahai Raghvendra, Sánchez Contreras,Carmen, Morris Mark. A Starfish Preplanetary Nebula: IRAS 19024+0044 The Astrophysical Journal 2005, volume 620, 948960

[2] в‘ 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, 104118

[3] в‘ Volk Kevin M., Kwok Sun. Evolution of protoplanetary nebulae Astrophysical Journal, Part 1 (ISSN 0004-637X) 1989, volume 342, 345363

[4] в‘ Ryszard Szczerba, Natasza Siódmiak, Grażyna Stasińska, Jerzy Borkowski. An evolutive catalogue of Galactic post-AGB and related objects Astronomy and Astrophysics, 2007, volume 469, 799806

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

Межзвёздная среда
Составляющие	Межзвёздный газ · Межзвёздная пыль · Космические лучи · Магнитное поле
Туманности	Диффузная (светлая) туманность · Тёмная туманность · Эмиссионная туманность · Отражательная туманность · Остаток сверхновой · Планетарная туманность · Протопланетарная туманность
Области звездообразования	Молекулярное облако · Глобула · Область H II
Околозвёздные образования	Аккреционный диск · Протопланетный диск · Полярные струйные течения · Объект Хербига в Аро
Излучение	Звёздный ветер · Реликтовое излучение

Звёзды
Эволюция	Формирование · Звёзды до главной последовательности · Главная последовательность · Горизонтальная ветвь · Асимптотическая ветвь гигантов · Полоса нестабильности · Красное сгущение · Планетарная туманность · Протопланетарная туманность · Яркие голубые переменные · Звезда Вольфа в Райе · Псевдосверхновая · Сверхновая звезда · Гиперновая звезда · Диаграмма Герцшпрунга-Рассела · Звёздное население
Протозвёзды	Молекулярное облако · Глобула Бока · Молодые звёздные объекты · Объект Хербига в Аро · Трек Хаяси · Предел Хаяси · Трек Хеньи · Орионовы переменные (звёзды типа T Тельца · фуоры) · Звёзды Хербига (Ae/Be)
Типы звёзд	Субкарлик · Карлики (Красный · Жёлтый · Оранжевый · Голубой) · Субгигант · Гиганты (Красный гигант · Голубой гигант · Яркий гигант) · Сверхгиганты (Красный сверхгигант · Жёлтый сверхгигант · Голубой сверхгигант) · Гипергиганты (Жёлтый гипергигант) · Голубые отставшие звёзды · Оболочечная звезда · Углеродная звезда (Метиновая звезда) · Бариевая звезда · Звезда S типа · Пекулярная звезда · Технециевая звезда · Ртутно-марганцевая звезда · Переменная звезда
Звёздные останки	Белый карлик · Чёрный карлик · Нейтронная звезда (Пульсар: (Радиопульсар · Рентгеновский пульсар) · Магнетар: (Аномальный рентгеновский пульсар · Источник мягких повторяющихся гамма-всплесков) · Великолепная семёрка · Вращающийся радиотранзиент) · Чёрная дыра звёздной массы · Плотная звезда (Экзотическая звезда · Кварковая звезда · Преонная звезда · Q-звезда) · Железная звезда
«Недозвёзды»	Коричневый карлик · Субкоричневый карлик · Планетар
Строение звёзд	Звёздное ядро · Конвективная зона · Лучистая зона · Фотосфера · Хромосфера · Звёздная корона · Звёздный ветер · Пузырь звёздного ветра · Металличность · Звёздное магнитное поле · Астросейсмология · Солнцеподобные осцилляции · Предел Эддингтона
Звёздный нуклеосинтез	s-процесс · r-процесс · p-процесс · rp-процесс · Альфа-процесс · Тройная гелиевая реакция · Протон-протонный цикл · Углерод-азотный цикл · Гелиевая вспышка · Горение углерода · Углеродная детонация · Горение кислорода · Горение неона · Горение кремния
Свойства звёзд	Спектральный класс · Эффективная температура · Звёздная кинематика (Собственное движение · Угловая скорость) · Микротурбулентность · Солнечная масса · Планетная система · Вращение звёзд · Звёздная система (Двойная звезда · Кратная звезда) · Звёздная динамика · UBV-фотометрия · Обозначения звёзд · Звёздная величина (Абсолютная звёздная величина)
Списки звёзд	Список звёздных имён · Список наиболее массивных звёзд · Список наименее массивных звёзд · Список крупнейших звёзд · Список самых ярких звёзд · Список самых мощных звёзд · Список ближайших звёзд · Список коричневых карликов · Хронология звёздной астрономии
Категория:Звёзды

Протопланетарная туманность

Содержание

[править] Наименование

[править] Эволюция ППТ

[править] Начальная фаза

[править] Фаза протопланетарной туманности

[править] Завершение

[править] Современные исследования

[править] См. также

[править] Ссылки

[править] Примечания

Личные инструменты

Пространства имён

Варианты

Просмотры

Действия

Поиск

Навигация

Участие

Печать/экспорт

Инструменты

На других языках