Nebulosa protoplanetária - Protoplanetary nebula
Uma nebulosa protoplanetária ou nebulosa pré - planetária ( Sahai, Sánchez Contreras & Morris 2005 ) ( PPN , plural PPNe ) é um objeto astronômico que está no episódio de curta duração durante a rápida evolução de uma estrela entre a fase tardia do ramo gigante assintótico (LAGB) e a fase subsequente da nebulosa planetária (PN). A PPN emite fortemente em radiação infravermelha e é uma espécie de nebulosa de reflexão . É a segunda desde a última fase de evolução de alta luminosidade no ciclo de vida de estrelas de massa intermediária (1–8 M ☉ ). ( Kastner 2005 )
Nomeação
O nome nebulosa protoplanetária é uma escolha infeliz devido à possibilidade de confusão com o mesmo termo que às vezes é empregado ao discutir o conceito não relacionado de discos protoplanetários . O nome nebulosa protoplanetária é uma consequência do termo mais antigo nebulosa planetária , que foi escolhido devido aos primeiros astrônomos olhando através de telescópios e descobrindo uma semelhança na aparência da nebulosa planetária com os gigantes gasosos como Netuno e Urano . Para evitar qualquer possível confusão, Sahai, Sánchez Contreras & Morris 2005 sugeriram o emprego de um novo termo nebulosa pré-planetária que não se sobrepõe a nenhuma outra disciplina da astronomia. Elas são freqüentemente chamadas de estrelas pós-AGB, embora essa categoria também inclua estrelas que nunca irão ionizar sua matéria ejetada.
Evolução
Começo
Durante a fase final do ramo gigante assintótico (LAGB), quando a perda de massa reduz a massa do envelope de hidrogênio para cerca de 10 −2 M ☉ para uma massa central de 0,60 M ☉ , uma estrela começará a evoluir em direção ao lado azul do Hertzsprung – Russell diagrama . Quando o envelope de hidrogênio foi reduzido para cerca de 10-3 M ☉ , o envelope terá sido tão rompido que acredita-se que uma perda significativa de massa não seja possível. Neste ponto, a temperatura efetiva da estrela, T * , será em torno de 5.000 K e é definida como o final do LAGB e o início do PPN. ( Davis et al. 2005 )
Fase de nebulosa protoplanetária
Durante a fase de nebulosa protoplanetária subsequente, a temperatura efetiva da estrela central continuará aumentando como resultado da perda de massa do envelope como consequência da queima da camada de hidrogênio. Durante esta fase, a estrela central ainda está muito fria para ionizar a concha circunstelar de movimento lento ejetada durante a fase AGB anterior. No entanto, a estrela parece impulsionar ventos colimados de alta velocidade que moldam e chocam esta casca, e quase certamente arrastam ejetos de AGB lentos para produzir um vento molecular rápido. Observações e estudos de imagem de alta resolução de 1998 a 2001 demonstram que a fase de rápida evolução da PPN, em última análise, molda a morfologia da PN subsequente. Em um ponto durante ou logo após o desprendimento do envelope AGB, a forma do envelope muda de aproximadamente esférico simétrico para axialmente simétrico. As morfologias resultantes são bipolares , jatos nodosos e "choques de arco" semelhantes a Herbig-Haro . Essas formas aparecem mesmo em PPNe relativamente "jovem". ( Davis et al. 2005 )
Fim
A fase PPN continua até que a estrela central atinja cerca de 30.000 K e esteja quente o suficiente (produzindo radiação ultravioleta suficiente ) para ionizar a nebulosa circunstelar (gases ejetados) e se torna uma espécie de nebulosa de emissão chamada PN. Esta transição deve ocorrer em menos de cerca de 10.000 anos ou então a densidade do envelope circunstelar cairá abaixo do limite de densidade da formulação PN de cerca de 100 por cm³ e nenhum PN resultará, tal caso às vezes é referido como um 'planeta preguiçoso nebulosa'. ( Volk & Kwok 1989 )
Conjecturas recentes
Bujarrabal et al. (2001) descobriram que o modelo de " ventos estelares em interação " de Kwok et al. (1978) de ventos impulsionados por radiação é insuficiente para explicar suas observações de CO de ventos rápidos PPN que implicam alto momento e energia inconsistente com aquele modelo. Complementarmente, os teóricos (Soker & Livio 1994; Reyes-Ruiz & Lopez 1999; Soker & Rappaport 2000; Blackman, Frank & Welch 2001) investigaram se cenários de disco de acreção , semelhantes aos modelos usados para explicar jatos de núcleos galácticos ativos e estrelas jovens , poderiam são responsáveis pela simetria do ponto e pelo alto grau de colimação visto em muitos jatos PPN. Em tais modelos aplicados ao contexto PPN, o disco de acreção se forma por meio de interações binárias. O lançamento magneto-centrífugo da superfície do disco é, então, uma maneira de converter a energia gravitacional em energia cinética de um vento rápido nesses sistemas. Se o paradigma do jato de disco de acreção estiver correto e os processos magneto-hidrodinâmicos (MHD) mediarem a energética e a colimação das saídas de PPN, então eles também determinarão a física dos choques nesses fluxos, e isso pode ser confirmado com imagens de alta resolução de as regiões de emissão que acompanham os choques. ( Davis et al. 2005 )
Veja também
Notas
- ^ O ramo gigante assintótico tardio começa no ponto no ramo gigante assintótico (AGB) onde uma estrela não é mais observável naluz visívele se torna umobjetoinfravermelho. (Volk & Kwok 1989)
Referências
- Davis, CJ; Smith, MD; Gledhill, TM; Varricatt, WP (2005), "Near-infrared echelle mirroscopy 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, JH (2005), "Transformação de Quase-morte: Ejeção de Massa em Nebulosas Planetárias e Nebulosas Protoplanetárias", American Astronomical Society Meeting 206, # 28.04; Bulletin of the American Astronomical Society , 37 : 469, Bibcode : 2005AAS ... 206.2804K.
- Sahai, Raghvendra; Sánchez Contreras, Carmen; Morris, Mark (2005), "A Starfish Preplanetary Nebula: IRAS 19024 + 0044" (PDF) , The Astrophysical Journal , 620 (2): 948–960, Bibcode : 2005ApJ ... 620..948S , doi : 10.1086 / 426469.
- Volk, Kevin M .; Kwok, Sun (1 de julho de 1989), "Evolution of protoplanetary nebulae", The Astrophysical Journal , 342 : 345-363, Bibcode : 1989ApJ ... 342..345V , doi : 10.1086 / 167597.
- Szczerba, Ryszard; Siódmiak, Natasza; Stasińska, Grażyna; Borkowski, Jerzy (23 de abril de 2007), "Um catálogo evolutivo de pós-AGB galáctico e objetos relacionados" , Astronomy and Astrophysics , 469 (2): 799–806, arXiv : astro-ph / 0703717 , Bibcode : 2007A & A .. .469..799S , doi : 10.1051 / 0004-6361: 20067035.