원시 행성계 성운

Protoplanetary nebula
원시 행성계 원반과 혼동하지 마십시오.
웨스트브룩 성운, 원시 행성계 성운.

원시 행성계 성운(Sahai, Santchez Contreras & Morris 2005, PPN, 복수 PPNe)은 항성이 후기 점근거성가지(LAGB)[a] 단계와 후속 행성성운(PN) 단계 사이에서 빠르게 진화하는 동안 단기간에 일어나는 천체이다.PPN은 강한 적외선 방사선을 방출하며 반사 성운의 일종입니다.이는 중간질량별의 수명주기 중 마지막 고휘도 진화 단계(1-8)에서 두 번째 단계입니다(Kastner 2005).

명명

원시 행성계 성운 IRAS 13208-6020은 중심별이 떨어뜨린 물질로 형성됩니다.

원시 행성계 성운이라는 이름은 원시 행성계 원반의 관련 없는 개념을 논할 때 같은 용어가 사용될 수 있기 때문에 유감스러운 선택이다.원시 행성계 성운이라는 이름은 초기 천문학자들이 망원경을 통해 행성상 성운의 외관과 해왕성이나 천왕성 같은 거대 가스 행성과의 유사성을 발견했기 때문에 붙여진 것입니다.혼동을 피하기 위해 Sahai, Santchez Contreras & Morris 2005는 다른 천문학 분야와 겹치지 않는 새로운 용어 전 행성상성운을 사용할 것을 제안했다.이들은 종종 포스트 AGB 별이라고 불리지만, 그 범주에는 방출된 물질이 이온화되지 않는 별도 포함되어 있습니다.

진화

시작

후기 점근거성가지(LAGB)[a] 단계에서 질량 손실이 중심핵 질량이 0.60일 때 수소 외피의 질량을 약 10으로−2M☉ 감소시킨다.M별 하나가 헤르츠스프룽-러셀 도표의 푸른 쪽을 향해 진화하기 시작할 것이다☉.수소 엔벨로프가 10 정도로−3 더 감소했을 때 M☉, 봉투가 너무 망가져서 더 이상의 심각한 질량 손실은 불가능할 것으로 생각됩니다.이 시점에서 별 T의* 유효 온도는 약 5,000 K이며 LAGB의 끝과 PPN의 시작으로 정의된다. (Davis et al. 2005)

원시 행성계 성운상

허블의 Advanced Camera for Surveys가 촬영한 IRAS 20068+4051로 알려진 원시 행성계 성운.

이어지는 원시 행성계 성운 단계에서 중심별의 유효 온도는 수소 껍질 연소의 결과로 외피층의 질량 손실의 결과로 계속 상승할 것입니다.이 단계에서 중심별은 여전히 너무 차가워서 이전 AGB 단계에서 방출된 느리게 움직이는 별주위 껍데기를 이온화시킬 수 없다.그러나 이 별은 고속으로 이 껍데기를 형성하고 충격을 주는 시준된 바람을 몰고 오는 것으로 보이며, 거의 확실히 빠른 분자풍을 만들기 위해 느리게 움직이는 AGB 방출을 포함합니다.1998년부터 2001년까지의 관찰과 고해상도 영상 연구는 빠르게 진화하는 PPN 단계가 궁극적으로 후속 PN의 형태를 형성한다는 것을 보여준다.AGB 엔벨로프 이탈 중 또는 직후의 시점에서 엔벨로프 형상은 약구대칭에서 축대칭으로 변화한다.그 결과 나타나는 형태학은 양극성, 매듭이 많은 제트기, 그리고 허빅-하로 같은 "궁충격"이다.이러한 모양은 비교적 "젊은" PPNe에서도 나타난다. (Davis et al. 2005)

끝.

PPN 단계는 중심별이 약 30,000K에 도달할 때까지 계속되며, 중심별은 별 주위 성운(유출 가스)을 이온화할 만큼 뜨겁고(자외선을 충분히 방출) 행성상 성운이라고 불리는 일종의 방출 성운이 됩니다.이러한 전환은 약 10,000년 이내에 일어나야 한다. 그렇지 않으면 주변 별 외피의 밀도가 cm³당 약 100의 PN 제형 밀도 임계값 아래로 떨어지고 PN이 발생하지 않는다. 이러한 경우를 '느린 행성상 성운'이라고 부르기도 한다.(1989년 Volk & Kwok)

최근의 추측

성간 나비 - 원시 행성계 성운 로버츠[1] 22

부자라발 외(2001)는 방사선 구동 바람의 "상호작용 항성풍" 모델이 높은 운동량과 에너지 불일치를 의미하는 PPN 빠른 바람의 CO 관측치를 설명하기에 불충분하다는 것을 발견했다.Complementarily, 이론가들(Soker&Livio 1994년;[4]Reyes-Ruiz&로페즈는 1999년;[5]Soker&Rappaport 2000년;[6]블랙 먼, 프랭크 &, 웰치 2001[7])여부accretion 디스크 시나리오 모델 활동성 은하 핵과 어린 스타들에게서 전투기 설명하기 위해서 사용되는 것과 유사한 모두 점대칭이고 고등 학위를 차지할 거를 조사했다.시준 중에서 엄마.NY PPN 제트기PPN 컨텍스트에 적용되는 이러한 모델에서는 부가 디스크는 바이너리 상호작용을 통해 형성됩니다.원반 표면에서 시작된 자기 중심은 중력 에너지를 이러한 시스템에서 [7]빠른 바람의 운동 에너지로 변환하는 방법입니다.강착-디스크 제트 패러다임이 올바르고 자기유체역학(MHD) 프로세스가 PPN 유출의 에너지학 및 콜리메이션(Colimation)을 매개하는 경우 이들 흐름의 물리학을 결정하며, 이는 충격에 따른 방출 영역의 고해상도 사진으로 확인할 수 있다(Davis et al 2005).

「 」를 참조해 주세요.

메모들

  1. ^ 늦은 점근거성가지(AGB)는 별이 가시광선에서 더 이상 관찰되지 않고 적외선 물체가 되는 지점에서 시작합니다.(1989년 Volk & Kwok)

레퍼런스

  1. ^ "An interstellar butterfly". ESA / HUBBLE. Retrieved 11 March 2014.
  2. ^ "Bujarrabal, V., Castro-Carrizo, A., Alcolea, J., S{\'a}nchez Contreras, C.; 2001.; Mass, linear momentum and kinetic energy of bipolar flows in protoplanetary nebulae.; Astronomy and Astrophysics 377, 868–897. doi:10.1051/0004-6361:20011090".
  3. ^ "Kwok, S., Purton, C.R., Fitzgerald, P.M.; 1978; On the origin of planetary nebulae; The Astrophysical Journal 219, L125–L127. doi:10.1086/182621".
  4. ^ "Soker, N., Livio, M.; 1994; Disks and jets in planetary nebulae; The Astrophysical Journal 421, 219. doi:10.1086/173639".
  5. ^ "Reyes-Ruiz, M., López, J.A.; 1999; Accretion Disks in Pre-Planetary Nebulae; The Astrophysical Journal 524, 952–960. doi:10.1086/307827".
  6. ^ "Soker, N., Rappaport, S.; 2000; The Formation of Very Narrow Waist Bipolar Planetary Nebulae; The Astrophysical Journal 538, 241–259. doi:10.1086/309112".
  7. ^ a b "Blackman, E.G., Frank, A., Welch, C.; 2001; Magnetohydrodynamic Stellar and Disk Winds: Application to Planetary Nebulae; The Astrophysical Journal 546, 288–298. doi:10.1086/318253".