Протапланетарная туманнасць

З пляцоўкі Вікіпедыя
Перайсці да: рух, знайсці
Туманнасць Тухлае яйцо — протапланетарная туманнасць у сузор'і Карма

Протапланетарная туманнасць або перадпланетарная туманнасць (ППТ) — гэта астранамічны аб'ект, які нядоўга існуе паміж тым, як сярэднемасіўная зорка (1-8 сонечных мас) пакінула асімптатычную галіну гігантаў (АГГ) і наступнай фазай планетарнай туманнасці (ПТ). Протапланетарная туманнасць свеціць пераважна ў інфрачырвоным дыяпазоне і з'яўляецца падтыпам адбівальных туманнасцей[1].

Найменне[правіць | правіць зыходнік]

Найменне протапланетарная туманнасць з'яўляецца не самым удалым, паколькі яе можна зблытаць, напрыклад, з протапланетным дыскам. Сам тэрмін протапланетарная туманнасць з'явіўся пазней шырока распаўсюджанага тэрміна планетарная туманнасць, якая таксама не мае ніякага дачынення да планет. Протапланетарные туманнасці былі выдзелены ў асобны клас даволі позна, таму што час іх жыцця невялікі і колькасць падобных туманнасцей вельмі малая. У 2005 годзе Sahai, Sánchez Contreras & Morris прапанавалі тэрмін перадпланетарная туманнасць (preplanetary nebula), але ён яшчэ не вельмі распаўсюджаны[2].

Эвалюцыя ППТ[правіць | правіць зыходнік]

Пачатковая фаза[правіць | правіць зыходнік]

Падчас знаходжання на АГГ зорка чэрпае энергію з гарэння вадароду ў тонкай абалонцы (10−2 сонечнай масы), у якую складзеная калісьці актыўная геліевая абалонка (0,60 сонечнай масы). Сама зорка ссоўваецца ў блакітны бок на дыяграме Герцшпрунга — Расела. Калі вадародная абалонка страціць прыблізна 10−3 сонечнай масы, яна пачынае разбурацца і далейшая страта масы ўжо не гэтак вялікая. У гэтай кропцы эфектыўная тэмпература зоркі каля 5 000 K і гэта азначае канец фазы знаходжання на АГГ[3].

Фаза протапланетарнай туманнасці[правіць | правіць зыходнік]

На працягу гэтай фазы эфектыўная тэмпература цэнтральнай зоркі працягвае павялічвацца, як вынік страты масы ў працэсе вадароднага гарэння абалонкі. Але ўсё ж такі цэнтральная зорка яшчэ занадта халодная, каб іанізаваць калязорную абалонку, якую яна скінула на папярэдняй фазе АГГ. Аднак цэнтральная зорка пачынае выпускаць зорны вецер, які пачынае ўплываць на форму абалонкі. Даследаванні малюнкаў у высокім разрозненні ў перыяд з 1998 па 2001 год паказалі, што ў гэтай фазе і фармуецца асноўная форма і асаблівасці планетарных туманнасцей, якія ўзнікнуць пазней. У прыватнасці, сферычная сіметрыя абалонкі пад уздзеяннем зорнага ветру пачынае набываць прамянёвую сіметрыю. У выпадку, калі выкінуты зоркай газ мае выяўленую біпалярную прыроду, то форма туманнасці можа быць нават падобная на аб'ект Хербіга — Аро. Але такія формы характэрныя ў асноўным для «маладых» протапланетарных туманнасцей.

Завяршэнне[правіць | правіць зыходнік]

Існаванне протапланетарнай туманнасці падыходзіць да канца, калі цэнтральная зорка разаграваецца да 30 000 K (выпрамененая энергія ссоўваецца ва ўльтрафіялетавы дыяпазон) і можа іанізаваць калязорную туманнасць, якая становіцца разнавіднасцю эмісійнай туманнасці і называецца планетарнай туманнасцю. Увесь гэты працэс займае не больш за 10 000 гадоў, у адваротным выпадку шчыльнасць калязорнай туманнасці не перавысіць 100 атамаў на см3 і планетарная туманнасць будзе вельмі слаба выказана[4].

Сучасныя даследаванні[правіць | правіць зыходнік]

У 2001 Bujarrabal і інш. знайшлі, што «зорныя вятры, што ўзаемадзейнічаюць» у мадэлі Kwok і інш. (1978) недастатковыя, каб растлумачыць іх назіранні CO ў протапланетарных туманнасцях, якія маюць на ўвазе высокі імпульс і энергію, якія адсутнічаюць у той мадэлі. Гэта заахвоціла тэарэтыкаў займацца даследаваннямі, ці мог сцэнарый дыскавай акрэцыі, падобны мадэлі, якая выкарыстоўваецца, каб растлумачыць джэты ад актыўных галактычных ядраў і маладых зорак, растлумачыць высокую ступень сіметрыі, заўважаную ў многіх джэтах у протапланетарных туманнасцях. У такой мадэлі акрэцыйны дыск фармуецца праз падвойныя ўзаемадзеянні, г. зн. рэчыва паміж сабой і магнітнага поля зоркі і з'яўляецца спосабам пераўтварыць гравітацыйную энергію ў кінетычную энергію зорнага ветру. Калі гэтая мадэль правільная, то гэта значыць што магнітагідрадынамічныя эфекты вызначаюць энергетыку і сувоснасць патокаў у протапланетарных туманнасцях. Такім чынам, магчыма, што крыніцай жорсткага выпраменьвання з'яўляецца не цэнтральная зорка, а ўнутраныя часткі дыска, якія разаграваецца да тэмпературы 20 000 градусаў[5].

Гл. таксама[правіць | правіць зыходнік]

Спасылкі[правіць | правіць зыходнік]

Зноскі

  1. 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
  2. Sahai Raghvendra, Sánchez Contreras,Carmen, Morris Mark. A Starfish Preplanetary Nebula: IRAS 19024+0044 The Astrophysical Journal 2005, volume 620, 948—960
  3. 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, 104—118
  4. Volk Kevin M., Kwok Sun. Evolution of protoplanetary nebulae Astrophysical Journal, Part 1 (ISSN 0004-637X) 1989, volume 342, 345—363
  5. Ryszard Szczerba, Natasza Siódmiak, Grażyna Stasińska, Jerzy Borkowski. An evolutive catalogue of Galactic post-AGB and related objects Astronomy and Astrophysics, 2007, volume 469, 799—806