Протопланетарна маглина

Ова не е исто што и Протопланетарен диск .

Протопланетарна маглина или претпланетарна маглина ^[1] ( ППМ ) ? астрономски об?ект ко? претставува краткотра?на фаза во разво?от на една ?везда , поме?у фазата на доцна асимптотска гранка на ?инови (ДА?Г) ^[а] и фазата на планетарна маглина (ПМ). ППМ има силно инфрацрвено зраче?е и е еден вид на отс?а?на маглина . Ова е претпоследна с?а?на разво?на фаза во животниот век на ?вездите со средна маса (1-8 M _☉). ^[2]

Разво? [ уреди | уреди извор ]

Почеток [ уреди | уреди извор ]

Во текот на фазата на доцна асимптотска гранка на ?инови (ДА?Г) ^[а], кога губитокот на маса ?е ?а сведе водородната облога на околу 10 ^?2 M _☉ (за ?адрена маса од 0,60 Сончеви маси M _☉), ?вездата почнува да се развива кон сината страна на Херцшпрунг?Раселовиот ди?аграм . Кога водородната облога ?е се снижи до 10 ^?3 M _?, ?вездата пове?е не може да губи на маса; тогаш не?зината делотворна температура T _* изнесува околу 5.000 K и преминува од ДА?Г во ППМ. ^[3]

Протопланетарна маглина [ уреди | уреди извор ]

Претпора??и се во ППМ, делотворната температура на средишната ?везда продолжува да се накачува како последица од горе?ето на водородот на облогата. Во оваа фаза, средишната ?везда не е доволно топла за да го ?онизира бавната околу?вездена обвивка исфрлена во минатата фаза. Ме?утоа, ?вездата сепак дава големобрзински сосредоточени ветришта кои ?а обликуваат и удираат оваа обвивка и предизвикуваат бавните исфрлоци од А?Г да направат брз молекуларен ветер. Проучува??и ги високоразделните слики напревени од 1998 до 2001 г. покажано дека брзоразво?ната фаза на ППМ на кра?от ?а обликува морфологи?ата на понатамошната планетарна маглина. Во даден миг, обвивката го менува обликот од сферно симетричен во осно симетричен. Произлезените морфологии се двополни ?азлести млазови и Хербиг-Ароови ?сводни удари“. Ваквите облици се ?авуваат дури и ка? релативно младите ППМ. ^[3]

Кра? [ уреди | уреди извор ]

Фазата на ППМ трае сe додека средишната ?везда не достигне 30.000 K и стане доволно врела (има достатно ултравиолетово зраче?е ) да ?а ?онизира околу?вездената маглина (т.е. исфрлените гасови) за да стане своевидна оддавна маглина , наречена планетарна маглина. Оваа промена мора да се случи на?доцна во рок од 10.000 години; во спротивно, густината на околу?вездена обвивка па?а под 100 на кубен сантиметар потребен за создава?е на планетарна маглина; ваквиот случа? понекогаш се нарекува ?мрзлива планетарна маглина“. ^[4]

Скорешни претпоставки [ уреди | уреди извор ]

Во 2001 г. е утврдено дека моделот ?заемоделувачки ?вездени маглини “ на зрачно-придвижени ветришта е недоволен за да ги об?асни нивните наб?удува?а на брзите ветришта од ППМ, што подразбира голем залет и енерги?а нескладен со то? модел. Ова ги поттикнало теоретичарите да истражат дали не се работи за сценарио како она ка? насобирачкиот диск (кое важи за млазовите од активните галактички ?адра и младите ?везди ), што би ги об?аснило и точкестата симетри?а и високиот степен на сосредоточува?е ка? млазови од ППМ. СО ваквиот модел, насобирачкиот диск се образува преку двоични заемоде?ства. Магнетоцентрифугалното испушта?е од површината на дискот тогаш би претстаувало начин на претвора?е на гравитациската енерги?а во кинетичка, т.е. брз ветер. Доколку ово? модел е исправен, и магнетохромодинамиката (МХД) ?а определува енергетиката и сосредоточува?ето на истеците од ППМ, тогаш истата ?а определува и физиката ка? ударите на овие текови; ова може да се потврди со високоразделни слики од оддавните подрач?а што ги придружуваат ударите. ^[3]

Поврзано [ уреди | уреди извор ]

Белешки [ уреди | уреди извор ]

^{^} Доцната асимптотска гранка на ?инови почнува од точката на асимптотската гранка на ?инови (А?Г) кога една ?везда пове?е не е забележлива во видлива светлина и станува инфрацрвен об?екти. Volk & Kwok 1989

Белешки [ уреди | уреди извор ]

↑ Sahai, Sanchez Contreras & Morris 2005
↑ Kastner 2005
↑ ^3,0 ^3,1 ^3,2 Davis и др. 2005
↑ Volk & Kwok 1989
↑ ?An interstellar butterfly“ . ESA / HUBBLE . Посетено на 11 March 2014 .

Наводи [ уреди | уреди извор ]

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 H ₂“, 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 .
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 .
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 .
Volk, Kevin M.; Kwok, Sun (July 1, 1989), ?Evolution of protoplanetary nebulae“, The Astrophysical Journal , 342 : 345?363, Bibcode : 1989ApJ...342..345V , doi : 10.1086/167597 .
Szczerba, Ryszard; Siodmiak, Natasza; Stasi?ska, Gra?yna; Borkowski, Jerzy (April 23, 2007), ?An evolutive catalogue of Galactic post-AGB and related objects“ , Astronomy and Astrophysics , 469 (2): 799?806, arXiv : astro-ph/0703717 , Bibcode : 2007A&A...469..799S , doi : 10.1051/0004-6361:20067035 .

[1] ^{^} Доцната асимптотска гранка на ?инови почнува од точката на асимптотската гранка на ?инови (А?Г) кога една ?везда пове?е не е забележлива во видлива светлина и станува инфрацрвен об?екти. Volk & Kwok 1989

[1] Sahai, Sanchez Contreras & Morris 2005

[2] Kastner 2005

[Davis_2005-3] 3,0 ^3,1 ^3,2 Davis и др. 2005

[4] Volk & Kwok 1989

[5] ?An interstellar butterfly“ . ESA / HUBBLE . Посетено на 11 March 2014 .

[1]

[а]

[2]

[3]

[4]

[5]