Azərbaycanca
Беларускі
Dansk
Deutsch
Española
Français
Indonesia
Italiana
日本語
Қазақ
Lietuvos
Nederlands
Português
Русский
සිංහල
แบบไทย
Türkçe
Українська
中國人
United State
Afrikaans
Протопланетарна туманність або передпланетарна туманність (Sahai, Sánchez Contreras та Morris, 2005) (PPN) — це астрономічний об'єкт, що перебуває на короткочасній стадії швидкої еволюції зорі поміж фазою асимптотичної гілки гігантів (LAGB)[a] та наступною фазою планетарної туманності (PN). Протопланетарна туманність виділяє сильне інфрачервоне випромінювання, і є різновидом відбивної туманності. Вона є другою з кінця серед еволюційних фаз із найвищою світністю у життєвому циклі середньомасивних зірок (1-8 M☉). (Kastner, 2005)
Найменування
Назва протопланетарна туманність — це невдалий вибір, оскільки її можна переплутати із таким же терміном, який іноді вживається для позначення непов'язаного явища протопланетних дисків. Назва протопланетарна туманність є наступницею старішого терміна — планетарна туманність, який був обраний для позначення цих об'єктів тому, що перші астрономи, що проводили спостереження за допомогою телескопів, виявили певну подібність планетарних туманностей до газових гігантів, таких як Нептун та Уран. Аби уникнути будь-якої ймовірної плутанини, Sahai, Sánchez Contreras та Morris, 2005 пропонують введення нового терміну — передпланетарна туманність (англ. preplanetary nebula), який не перетинається із жодною іншою науковою дисципліною в астрономії. Такі туманності також досить часто називають зорями після-AGB (пост-AGB), хоча до цієї категорії також входять зірки, що ніколи не дочекаються іонізації виверженої ними матерії.
Еволюція
Початок
Протягом фази LAGB, коли через втрату маси зменшується маса водневого шару до, приблизно, 10−2 M☉ при основній масі зірки у 0.60 M☉, така зоря починає розвиватися у бік блакитного кольору на діаграмі Герцшпрунга—Рассела. Коли шар гідрогену продовжить втрачати масу аж до 10−3 M☉, цей шар стане таким поруйнованим, що, як вважається, подальша втрата маси стане неможливою. У цій точці ефективна температура зорі, T*, становитиме близько 5000 K, і саме цю точку прийнято вважати завершенням фази LAGB та початком фази PPN.(Davis та ін., 2005)
Фаза протопланетарної туманності
Протягом наступної фази протопланетарної туманності, ефективна температура центральної зірки продовжуватиме зростати як результат втрати маси зовнішнім водневим шаром, яка є наслідком спалювання водню. Протягом цієї фази центральна зоря є все ще надто холодною, аби іонізувати міжзоряну оболонку, що повільно віддаляється від зорі після того, як була вивержена з її поверхні під час фази AGB. Однак, виглядає на те, що зоря таки спричиняє рух дуже швидких, колімованих вітрів, які й формують та стрясають цю оболонку, і майже напевно розворушують малорухливі зоряні викиди, формуючи швидкий молекулярний вітер. Спостереження, та різні дослідження, що проводилися за допомогою фотозйомки із високою роздільною здатністю від 1998 до 2001 рр., демонструють, що швидка еволюція фази протопланетарної туманності зрештою визначає морфологію наступної планетарної туманності. У момент під час, або невдовзі після відокремлення оболонки AGB, форма цієї оболонки змінюється від приблизно сферично-симетричної до осесиметричної. В результаті утворюються морфології, що мають форму біполярних, вузлуватих струменів та «дугоподібних ударних хвиль» на подобу . Такі форми з'являються навіть у порівняно «молодих» протопланетарних туманностей. (Davis та ін., 2005)
Кінець
Фаза PPN триває, аж доки центральна зоря не досягає температури близько 30 000 К, якої стає недостатньо (виділяється недостатньо ультрафіолетового випромінювання) для того, аби іонізувати навколозоряну туманність (вивержені гази), а тому така туманність перетворюється у різновид емісійної туманності — протопланетну туманність (PN). Такий перехід має відбутися менш ніж за, приблизно, 10 000 років, інакше густина навколозоряної оболонки спаде нижче порогу густини, який є основою для визначення туманності як планетарної, а тому утворення PN як такої не відбудеться. У таких випадках подібні утворення іноді окреслюють терміном «лінива планетарна туманність» (англ. lazy planetary nebula). (Volk та Kwok, 1989)
Останні припущення
У 2001 році, Bujarrabal et al. виявили, що модель «зоряних вітрів у взаємодії», сформульована командою науковців Kwok et al. (1978), за якою рух вітрів спричинюється випромінюванням зорі, є недостатньою для того, аби пояснити їхні спостереження щодо вмісту CO у швидких вітряних потоках в протопланетних туманностях, які свідчать про наявність сильного імпульсу та енергії, що не узгоджуються зі згаданою моделлю. Це змусило теоритиків (Soker & Rappaport 2000; Frank & Blackmann 2004) дослідити, чи міг би сценарій утворення акреційних дисків, подібний до моделі, яка використовується для пояснення струменів, що виходять із активних галактичних ядер, а також молодих зірок, пояснити — як симетрію напрямків, так і високе значення колімації, які спостерігаються у багатьох струменях у протопланетарних туманностях. У такому випадку магніто-центрифуговий запуск із поверхні акреційного диска якраз і становить спосіб конвертування гравітаційної енергії у кінетичну енергію швидкого вітру. Якщо ця модель є вірною, і магнітогідродинаміка таки справді визначає енергетику та колімацію струменів у протопланетарних туманностях, значить вона визначає і фізику ударних хвиль, що йдуть із цими струменями, і це можна підтвердити шляхом виконання високороздільних знімків емісійних регіонів, які виникають разом із появою таких ударних хвиль. (Davis та ін., 2005)
Див. також
Виноски
- ^ Пізня асимптотична гілка гігантів розпочинається у тій точці асимптотичної гілки гігантів, де зоря перестає бути видимою у, власне, видимому світлі, і стає інфрачервоним об'єктом. (Volk та Kwok, 1989)
Примітки
- . ESA / HUBBLE. Архів оригіналу за 21 січня 2015. Процитовано 11-03-2014.
- 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 H2, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 360 (1): 104—118, arXiv:astro-ph/0503327, Bibcode:2005MNRAS.360..104D, doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09018.x.(англ.)
- 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:2005AAS...206.2804K.(англ.)
- Sahai, Raghvendra; Sánchez Contreras, Carmen; Morris, Mark (2005), A Starfish Preplanetary Nebula: IRAS 19024+0044, The Astrophysical Journal, 620 (2): 948—960, Bibcode:2005ApJ...620..948S, doi:10.1086/426469.(англ.)
- Volk, Kevin M.; Kwok, Sun (01-07-1989), Evolution of protoplanetary nebulae, Astrophysical Journal, Part 1 (ISSN 0004-637X), 342: 345—363, Bibcode:1989ApJ...342..345V, doi:10.1086/167597.
- Szczerba, Ryszard; Siódmiak, Natasza; Stasińska, Grażyna; Borkowski, Jerzy (23-04-2007), , Astronomy and Astrophysics, 469 (2): 799—806, arXiv:astro-ph/0703717, Bibcode:2007A&A...469..799S, doi:10.1051/0004-6361:20067035, архів оригіналу за 6 лютого 2012, процитовано 21 січня 2015.(англ.)
Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри, мобільний, телефон, android, ios, apple, мобільний телефон, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Інтернет
Protoplanetarna tumannist abo peredplanetarna tumannist Sahai Sanchez Contreras ta Morris 2005 PPN ce astronomichnij ob yekt sho perebuvaye na korotkochasnij stadiyi shvidkoyi evolyuciyi zori pomizh fazoyu asimptotichnoyi gilki gigantiv LAGB a ta nastupnoyu fazoyu planetarnoyi tumannosti PN Protoplanetarna tumannist vidilyaye silne infrachervone viprominyuvannya i ye riznovidom vidbivnoyi tumannosti Vona ye drugoyu z kincya sered evolyucijnih faz iz najvishoyu svitnistyu u zhittyevomu cikli serednomasivnih zirok 1 8 M Kastner 2005 Tumannist Vestbruka protoplanetarna tumannist NajmenuvannyaProtoplanetarna tumannist IRAS 13208 6020 formuyetsya iz materialu yakij rozsiyuyetsya centralnoyu zirkoyu Nazva protoplanetarna tumannist ce nevdalij vibir oskilki yiyi mozhna pereplutati iz takim zhe terminom yakij inodi vzhivayetsya dlya poznachennya nepov yazanogo yavisha protoplanetnih diskiv Nazva protoplanetarna tumannist ye nastupniceyu starishogo termina planetarna tumannist yakij buv obranij dlya poznachennya cih ob yektiv tomu sho pershi astronomi sho provodili sposterezhennya za dopomogoyu teleskopiv viyavili pevnu podibnist planetarnih tumannostej do gazovih gigantiv takih yak Neptun ta Uran Abi uniknuti bud yakoyi jmovirnoyi plutanini Sahai Sanchez Contreras ta Morris 2005 proponuyut vvedennya novogo terminu peredplanetarna tumannist angl preplanetary nebula yakij ne peretinayetsya iz zhodnoyu inshoyu naukovoyu disciplinoyu v astronomiyi Taki tumannosti takozh dosit chasto nazivayut zoryami pislya AGB post AGB hocha do ciyeyi kategoriyi takozh vhodyat zirki sho nikoli ne dochekayutsya ionizaciyi viverzhenoyi nimi materiyi EvolyuciyaPochatok Protyagom fazi LAGB koli cherez vtratu masi zmenshuyetsya masa vodnevogo sharu do priblizno 10 2 M pri osnovnij masi zirki u 0 60 M taka zorya pochinaye rozvivatisya u bik blakitnogo koloru na diagrami Gercshprunga Rassela Koli shar gidrogenu prodovzhit vtrachati masu azh do 10 3 M cej shar stane takim porujnovanim sho yak vvazhayetsya podalsha vtrata masi stane nemozhlivoyu U cij tochci efektivna temperatura zori T stanovitime blizko 5000 K i same cyu tochku prijnyato vvazhati zavershennyam fazi LAGB ta pochatkom fazi PPN Davis ta in 2005 Faza protoplanetarnoyi tumannosti Protoplanetarna tumannist vidoma yak IRAS 20068 4051 Znimok vikonano kameroyu Advanced Camera for Surveys teleskopa Gabbl Protyagom nastupnoyi fazi protoplanetarnoyi tumannosti efektivna temperatura centralnoyi zirki prodovzhuvatime zrostati yak rezultat vtrati masi zovnishnim vodnevim sharom yaka ye naslidkom spalyuvannya vodnyu Protyagom ciyeyi fazi centralna zorya ye vse she nadto holodnoyu abi ionizuvati mizhzoryanu obolonku sho povilno viddalyayetsya vid zori pislya togo yak bula viverzhena z yiyi poverhni pid chas fazi AGB Odnak viglyadaye na te sho zorya taki sprichinyaye ruh duzhe shvidkih kolimovanih vitriv yaki j formuyut ta stryasayut cyu obolonku i majzhe napevno rozvorushuyut maloruhlivi zoryani vikidi formuyuchi shvidkij molekulyarnij viter Sposterezhennya ta rizni doslidzhennya sho provodilisya za dopomogoyu fotozjomki iz visokoyu rozdilnoyu zdatnistyu vid 1998 do 2001 rr demonstruyut sho shvidka evolyuciya fazi protoplanetarnoyi tumannosti zreshtoyu viznachaye morfologiyu nastupnoyi planetarnoyi tumannosti U moment pid chas abo nevdovzi pislya vidokremlennya obolonki AGB forma ciyeyi obolonki zminyuyetsya vid priblizno sferichno simetrichnoyi do osesimetrichnoyi V rezultati utvoryuyutsya morfologiyi sho mayut formu bipolyarnih vuzluvatih strumeniv ta dugopodibnih udarnih hvil na podobu Taki formi z yavlyayutsya navit u porivnyano molodih protoplanetarnih tumannostej Davis ta in 2005 Kinec Faza PPN trivaye azh doki centralna zorya ne dosyagaye temperaturi blizko 30 000 K yakoyi staye nedostatno vidilyayetsya nedostatno ultrafioletovogo viprominyuvannya dlya togo abi ionizuvati navkolozoryanu tumannist viverzheni gazi a tomu taka tumannist peretvoryuyetsya u riznovid emisijnoyi tumannosti protoplanetnu tumannist PN Takij perehid maye vidbutisya mensh nizh za priblizno 10 000 rokiv inakshe gustina navkolozoryanoyi obolonki spade nizhche porogu gustini yakij ye osnovoyu dlya viznachennya tumannosti yak planetarnoyi a tomu utvorennya PN yak takoyi ne vidbudetsya U takih vipadkah podibni utvorennya inodi okreslyuyut terminom liniva planetarna tumannist angl lazy planetary nebula Volk ta Kwok 1989 Ostanni pripushennyaMizhzoryanij metelik U 2001 roci Bujarrabal et al viyavili sho model zoryanih vitriv u vzayemodiyi sformulovana komandoyu naukovciv Kwok et al 1978 za yakoyu ruh vitriv sprichinyuyetsya viprominyuvannyam zori ye nedostatnoyu dlya togo abi poyasniti yihni sposterezhennya shodo vmistu CO u shvidkih vitryanih potokah v protoplanetnih tumannostyah yaki svidchat pro nayavnist silnogo impulsu ta energiyi sho ne uzgodzhuyutsya zi zgadanoyu modellyu Ce zmusilo teoritikiv Soker amp Rappaport 2000 Frank amp Blackmann 2004 dosliditi chi mig bi scenarij utvorennya akrecijnih diskiv podibnij do modeli yaka vikoristovuyetsya dlya poyasnennya strumeniv sho vihodyat iz aktivnih galaktichnih yader a takozh molodih zirok poyasniti yak simetriyu napryamkiv tak i visoke znachennya kolimaciyi yaki sposterigayutsya u bagatoh strumenyah u protoplanetarnih tumannostyah U takomu vipadku magnito centrifugovij zapusk iz poverhni akrecijnogo diska yakraz i stanovit sposib konvertuvannya gravitacijnoyi energiyi u kinetichnu energiyu shvidkogo vitru Yaksho cya model ye virnoyu i magnitogidrodinamika taki spravdi viznachaye energetiku ta kolimaciyu strumeniv u protoplanetarnih tumannostyah znachit vona viznachaye i fiziku udarnih hvil sho jdut iz cimi strumenyami i ce mozhna pidtverditi shlyahom vikonannya visokorozdilnih znimkiv emisijnih regioniv yaki vinikayut razom iz poyavoyu takih udarnih hvil Davis ta in 2005 Div takozhBipolyarna tumannist Planetarna tumannist Spisok protoplanetarnih tumannostejVinoski Piznya asimptotichna gilka gigantiv rozpochinayetsya u tij tochci asimptotichnoyi gilki gigantiv de zorya perestaye buti vidimoyu u vlasne vidimomu svitli i staye infrachervonim ob yektom Volk ta Kwok 1989 Primitki ESA HUBBLE Arhiv originalu za 21 sichnya 2015 Procitovano 11 03 2014 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 H2 Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 360 1 104 118 arXiv astro ph 0503327 Bibcode 2005MNRAS 360 104D doi 10 1111 j 1365 2966 2005 09018 x angl 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 2005AAS 206 2804K angl Sahai Raghvendra Sanchez Contreras Carmen Morris Mark 2005 A Starfish Preplanetary Nebula IRAS 19024 0044 The Astrophysical Journal 620 2 948 960 Bibcode 2005ApJ 620 948S doi 10 1086 426469 angl Volk Kevin M Kwok Sun 01 07 1989 Evolution of protoplanetary nebulae Astrophysical Journal Part 1 ISSN 0004 637X 342 345 363 Bibcode 1989ApJ 342 345V doi 10 1086 167597 Szczerba Ryszard Siodmiak Natasza Stasinska Grazyna Borkowski Jerzy 23 04 2007 Astronomy and Astrophysics 469 2 799 806 arXiv astro ph 0703717 Bibcode 2007A amp A 469 799S doi 10 1051 0004 6361 20067035 arhiv originalu za 6 lyutogo 2012 procitovano 21 sichnya 2015 angl