Nebuloasa protoplanetară

Nebuloasa oului , o nebuloasă protoplanetară din constelația Cygnus .

O nebuloasă protoplanetară (de confundat cu discul protoplanetar ), este un obiect astronomic care apare în etapa scurtă a ultimelor etape ale evoluției stelare , când steaua generatoare este situată între ramura asimptotică a giganților și faza pitică albă. . Nebuloasele protoplanetare emit radiații infraroșii puternice și constituie un tip particular de nebuloasă de reflexie . Aceasta este penultima fază evolutivă cu luminozitate ridicată din ciclul de viață al stelelor cu masă intermediară (1-8 M _☉ ). ^[1]

Nume

Numele de nebuloasă protoplanetară se dovedește a fi o alegere nefericită, deoarece este comun să confundăm acest nume cu cel al discului protoplanetar ; originea numelui se datorează modificării numelui deja cunoscut nebuloasă planetară , care a fost inițial aleasă de astronomi pentru a identifica toate nebuloasele cu aspect circular sau inelar care, la observarea printr-un telescop, a arătat un aspect similar cu cel al planetele gazoase Uranus și Neptun . Pentru a evita confuzii suplimentare, unii astronomi din 2005 au sugerat denumirea acestor nebuloase nebuloase preplanetare . ^[2]

Evoluţie

start

În timpul fazei gigantice asimptotice, când pierderea de masă reduce masa învelișului de hidrogen la 10 ^-2 M _☉ , cu o masă centrală de 0,60 M _☉ , steaua începe să evolueze către partea albastră a diagramei de către Hertzsprung-Russell . Când hidrogenul a fost în cele din urmă redus la aproximativ ^10-3 M _☉ , anvelopa va fi atât de dizolvată încât se crede că nu poate continua să piardă masă pe scară largă. În acest moment, temperatura stelei va fi în jur de 5.000 K : această fază este definită ca sfârșitul etapei gigantice asimptotice și începutul fazei nebuloasei protoplanetare. ^[3]

Faza nebuloasă protoplanetară

În timpul fazei de nebuloasă protoplanetară, temperatura reală a stelei centrale va continua să crească, ca urmare a pierderii de masă a anvelopei și ca o consecință a fuziunii nucleare a hidrogenului. În această fază, steaua centrală este prea rece pentru a ioniza învelișul cu rotire lentă care înconjoară steaua expulzată anterior. Cu toate acestea, se pare că steaua emite un vânt puternic stelar care se ciocnește cu plicul în sine, modelându-l; în cele din urmă, nebuloasa protoplanetară însăși va forma forma viitoarei nebuloase planetare . În timpul fazei de detașare de starea gigantică anterioară, forma acestui anvelopă se schimbă de la o structură simetrică aproximativ sferică la una cu simetrie axială ; forma rezultată va fi deci o nebuloasă bipolară , cu jeturi de gaz similare cu cele vizibile pe obiectele HH . ^[3]

Sfârșit

Faza de protonebulă planetară continuă până când steaua centrală atinge o temperatură de aproximativ 30.000 k, iar temperatura acesteia este suficientă pentru a ioniza nebuloasa care o înconjoară (gazele evacuate), devenind astfel un tip de nebuloasă de emisie cunoscută sub numele de nebuloasă . Această tranziție trebuie să aibă loc în mai puțin de 10.000 de ani, altfel densitatea norilor va scădea sub banda potrivită pentru formarea nebuloaselor planetare. ^[4]

Notă

^ JH Kastner, Transformare aproape moarte: Ejecție de masă în nebuloasele planetare și nebuloasele protoplanetare , în cadrul reuniunii 206 a Societății Astronomice Americane, # 28.04; Buletinul Societății Astronomice Americane , vol. 37, 2005, p. 469.
^ Raghvendra Sahai, Carmen Sánchez Contreras și Mark Morris, A Starfish Preplanetary Nebula: IRAS 19024 + 0044 , în The Astrophysical Journal , vol. 620, nr. 2, 2005, pp. 948-960.
^ ^a ^b CJ Davis, MD Smith, TM Gledhill și WP Varricatt, Spectroscopia echelată în infraroșu aproape a nebuloaselor protoplanetare: sondarea vântului rapid în H ₂ , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 360, n. 1, 2005, pp. 104-118.
^ Kevin M. Volk și Sun Kwok , Evoluția nebuloaselor protoplanetare , în Astrophysical Journal, Partea 1 (ISSN 0004-637X) , vol. 342, 1 iulie 1989, pp. 345-363.

Alte proiecte

Wikimedia Commons conține imagini sau alte fișiere despre nebuloasa protoplanetară

Controlul autorității	LCCN (EN) sh2001002948 · BNF (FR) cb137545005 (data)

Portalul de fizică

Portalul obiectelor Deep Sky

[1] JH Kastner, Transformare aproape moarte: Ejecție de masă în nebuloasele planetare și nebuloasele protoplanetare , în cadrul reuniunii 206 a Societății Astronomice Americane, # 28.04; Buletinul Societății Astronomice Americane , vol. 37, 2005, p. 469.

[2] Raghvendra Sahai, Carmen Sánchez Contreras și Mark Morris, A Starfish Preplanetary Nebula: IRAS 19024 + 0044 , în The Astrophysical Journal , vol. 620, nr. 2, 2005, pp. 948-960.

[adsabs.harvard.edu-3] CJ Davis, MD Smith, TM Gledhill și WP Varricatt, Spectroscopia echelată în infraroșu aproape a nebuloaselor protoplanetare: sondarea vântului rapid în H ₂ , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 360, n. 1, 2005, pp. 104-118.

[4] Kevin M. Volk și Sun Kwok , Evoluția nebuloaselor protoplanetare , în Astrophysical Journal, Partea 1 (ISSN 0004-637X) , vol. 342, 1 iulie 1989, pp. 345-363.

[1]

[2]

[3]

[4]