Nebulosa protoplanetaria

Una nebulosa protoplanetaria  es un objeto astronómico que no existe por mucho tiempo entre el momento en que una estrella de masa media (1-8 masas solares ) deja la rama gigante asintótica (AGB) y la siguiente fase de nebulosa planetaria (PT). La nebulosa protoplanetaria brilla principalmente en el infrarrojo y es un subtipo de nebulosa de reflexión [1] .

Título

El nombre de "nebulosa protoplanetaria" no es el más acertado, ya que se puede confundir, por ejemplo, con un disco protoplanetario . El término "nebulosa protoplanetaria" apareció más tarde que el término generalizado "nebulosa planetaria", que tampoco tiene nada que ver con los planetas. Las nebulosas protoplanetarias se seleccionaron como una clase separada bastante tarde, porque su tiempo de vida es corto y el número de tales nebulosas es extremadamente pequeño. En 2005, Sahai, Sánchez Contreras & Morris propusieron el término " nebulosa preplanetaria ", pero aún no es muy común [2] .

La evolución de PPT

Fase inicial

Mientras está en el AGB , la estrella extrae energía de la combustión de hidrógeno en una capa delgada (10 −2 masas solares ), que contiene la capa de helio, una vez activa (0,60 masas solares ). La estrella en sí está desplazada hacia el azul en el diagrama de Hertzsprung-Russell . Cuando la capa de hidrógeno pierde aproximadamente 10 −3 masas solares , comienza a colapsar y la pérdida de masa adicional no es tan grande. En este punto , la temperatura efectiva de la estrella es de unos 5000 K , y esto significa el final de la fase de estar en el AGB [3] .

Fase de la nebulosa protoplanetaria

Durante esta fase , la temperatura efectiva de la estrella central continúa aumentando como resultado de la pérdida de masa durante la combustión del hidrógeno de la envoltura. Pero aún así, la estrella central todavía está demasiado fría para ionizar la capa circunestelar que se mueve lentamente y que fue expulsada durante la fase AGB anterior . Sin embargo, la estrella central comienza a emitir un viento estelar , que comienza a afectar la forma de la envoltura. Los estudios de imágenes de alta resolución de 1998 a 2001 han demostrado que esta fase forma la forma básica y las características de las nebulosas planetarias que surgirán más tarde. En particular, la simetría esférica del caparazón bajo la influencia del viento estelar comienza a adquirir simetría de rayo. En el caso de que el gas expulsado por la estrella tenga un carácter bipolar pronunciado, la forma de la nebulosa puede incluso ser similar a la del objeto Herbig-Haro . Pero tales formas son características principalmente de las nebulosas protoplanetarias "jóvenes".

Finalización

La existencia de una nebulosa protoplanetaria llega a su fin cuando la estrella central se calienta hasta los 30.000 K (la energía radiada se desplaza al rango ultravioleta ) y puede ionizar la nebulosa circunestelar, que se convierte en una especie de nebulosa de emisión y recibe el nombre de nebulosa planetaria . Todo este proceso no lleva más de 10.000 años , de lo contrario la densidad de la nebulosa circunestelar no superará los 100 átomos por cm 3 y la nebulosa planetaria se expresará muy débilmente [4] .

Investigación contemporánea

En 2001, Bujarrabal y otros encontraron que los "vientos estelares que interactúan" en el modelo de Kwok y otros (1978) son insuficientes para explicar sus observaciones de CO en nebulosas protoplanetarias. Las observaciones revelaron que faltaba un gran impulso y energía en este modelo. Esto ha llevado a los teóricos a investigar si un escenario de acreción de discos, similar al modelo utilizado para explicar los chorros de núcleos galácticos activos y estrellas jóvenes, podría explicar el alto grado de simetría observado en muchos chorros en nebulosas protoplanetarias. En tal modelo, el disco de acreción se forma a través de las interacciones dobles de la materia y el campo magnético de la estrella entre sí y es una forma de convertir la energía gravitacional en energía cinética del viento estelar. Si este modelo es correcto, significa que los efectos magnetohidrodinámicos determinan la energía y la coaxialidad de los flujos en las nebulosas protoplanetarias. Por lo tanto, es posible que la fuente de radiación fuerte no sea la estrella central, sino las partes internas del disco que gira rápidamente, que se calienta a una temperatura de 20.000 grados [5] .

Véase también

Notas

  1. ↑ Kastner JH Transformación cercana a la muerte: eyección masiva en nebulosas planetarias y nebulosas protoplanetarias (Reunión 206 de la Sociedad Astronómica Estadounidense, #28.04  )  // Boletín de la Sociedad Astronómica Estadounidense. - 2005. - vol. 37 . — Pág. 469 .
  2. ↑ Sahai R., Sánchez Contreras C., Morris M. Una nebulosa preplanetaria de estrella de mar: IRAS 19024+0044  //  The Astrophysical Journal. - 2005. - vol. 620 . - P. 948-960 .
  3. ↑ Davis CJ, Smith MD, Gledhill TM, Varricatt WP Espectroscopia echelle del infrarrojo cercano de nebulosas protoplanetarias: probando el viento rápido en H 2  //  Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society. - 2005. - vol. 360 . - P. 104-118 .
  4. ↑ Volk KM, Kwok S. Evolution of protoplanetary nebulae  (ing.)  // Astrophysical Journal, Part 1. - 1989. - Vol. 342 . - pág. 345-363 . -doi : 10.1086/ 167597 .
  5. ↑ Szczerba R. et al. Un catálogo evolutivo de objetos galácticos post-AGB y relacionados  //  Astronomía y astrofísica. - 2007. - vol. 469 . - Pág. 799-806 .

Enlaces

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