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Articulo de referencia

Nebulosa protoplanetaria

La nebulosa de Westbrook , una nebulosa protoplanetaria. Una nebulosa protoplanetaria o preplanetaria [ 1 ] ( PPN , plural PPNe ) es un objeto astronómico que se encuentra en el...

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La nebulosa de Westbrook , una nebulosa protoplanetaria.

Una nebulosa protoplanetaria o preplanetaria [ 1 ] ( PPN , plural PPNe ) es un objeto astronómico que se encuentra en el breve episodio de la rápida evolución de una estrella entre la fase de la rama asintótica gigante tardía (LAGB) [a] y la posterior fase de nebulosa planetaria (PN). Una PPN emite fuertemente radiación infrarroja y es un tipo de nebulosa de reflexión . Es la penúltima fase de evolución de alta luminosidad en el ciclo de vida de las estrellas de masa intermedia (1–8 M☉ ) . [ 2 ] : 469

Nomenclatura

La nebulosa protoplanetaria IRAS 13208-6020 se forma a partir de material desprendido por una estrella central.

El nombre nebulosa protoplanetaria es una elección desafortunada debido a la posibilidad de confusión, ya que a veces se emplea el mismo término al hablar del concepto no relacionado de discos protoplanetarios . El nombre nebulosa protoplanetaria es consecuencia del término más antiguo nebulosa planetaria , que se eligió porque los primeros astrónomos observaron a través de telescopios y encontraron una similitud en la apariencia de las nebulosas planetarias con los gigantes gaseosos como Neptuno y Urano . Para evitar cualquier posible confusión, Sahai, Sánchez Contreras y Morris (2005) sugirieron emplear un nuevo término, nebulosa preplanetaria , que no se superpone con ninguna otra disciplina de la astronomía. A menudo se las denomina estrellas post-AGB , aunque esta categoría también incluye estrellas que nunca ionizarán su materia expulsada.

Evolución

Comienzo

Fase de nebulosa protoplanetaria

Nebulosa protoplanetaria conocida como IRAS 20068+4051, captada por la Cámara Avanzada para Sondeos del Hubble .

Durante la subsiguiente fase de nebulosa protoplanetaria, la temperatura efectiva de la estrella central seguirá aumentando como resultado de la pérdida de masa de la envoltura, consecuencia de la combustión de la capa de hidrógeno. Durante esta fase, la estrella central aún está demasiado fría para ionizar la envoltura circunestelar de movimiento lento eyectada durante la fase AGB precedente. Sin embargo, la estrella parece impulsar vientos colimados de alta velocidad que dan forma y chocan esta envoltura, y casi con certeza arrastran eyecciones AGB de movimiento lento para producir un viento molecular rápido. Observaciones y estudios de imágenes de alta resolución de 1998 a 2001 demuestran que la fase PPN de rápida evolución finalmente moldea la morfología de la PN subsiguiente. En un punto durante o poco después del desprendimiento de la envoltura AGB, la forma de la envoltura cambia de aproximadamente simétrica esférica a simétrica axial. Las morfologías resultantes son chorros bipolares y nudosos, y "choques de arco" similares a los de Herbig-Haro . Estas formas aparecen incluso en PPNe relativamente "jóvenes". ( Davis et al. 2005 )

Fin

La fase de nebulosa planetaria (NP) continúa hasta que la estrella central alcanza aproximadamente 30 000  K y está lo suficientemente caliente (produciendo suficiente radiación ultravioleta ) como para ionizar la nebulosa circunestelar (gases eyectados), convirtiéndose así en una nebulosa de emisión denominada nebulosa planetaria. Esta transición debe producirse en menos de 10 000 años, de lo contrario, la densidad de la envoltura circunestelar caerá por debajo del umbral de densidad de la formulación de NP, de alrededor de 100 por cm³ , y no se producirá ninguna NP. Este caso se conoce a veces como una «nebulosa planetaria perezosa». ( Volk y Kwok, 1989 )

Conjeturas recientes

Una mariposa interestelar - nebulosa protoplanetaria Roberts 22 [ 3 ]

Bujarrabal et al. (2001) [ 4 ] encontraron que el modelo de " vientos estelares interactuantes" de Kwok et al. (1978) [ 5 ] de vientos impulsados ​​radiativamente es insuficiente para explicar sus observaciones de CO de vientos rápidos de PPN que implican un momento y energía altos inconsistentes con ese modelo. Complementariamente, los teóricos (Soker y Livio 1994; [ 6 ] Reyes-Ruiz y López 1999; [ 7 ] Soker y Rappaport 2000; [ 8 ] Blackman, Frank y Welch 2001 [ 9 ] ) investigaron si los escenarios de discos de acreción , similares a los modelos utilizados para explicar chorros de núcleos galácticos activos y estrellas jóvenes , podrían explicar tanto la simetría puntual como el alto grado de colimación visto en muchos chorros de PPN. En tales modelos aplicados al contexto de PPN, el disco de acreción se forma a través de interacciones binarias. El lanzamiento magnetocentrífugo desde la superficie del disco es, por lo tanto, una forma de convertir la energía gravitacional en la energía cinética de un viento rápido en estos sistemas. [ 9 ] Si el paradigma del chorro del disco de acreción es correcto y los procesos magnetohidrodinámicos (MHD) median la energética y la colimación de los flujos de salida de las PPN, entonces también determinarán la física de las ondas de choque en estos flujos, y esto puede confirmarse con imágenes de alta resolución de las regiones de emisión que acompañan a las ondas de choque. ( Davis et al. 2005 )

Véase también

Notas

  1. La rama gigante asintótica tardía comienza en el punto de la rama gigante asintótica (AGB) donde una estrella deja de ser observable enluz visibley se convierte en uninfrarrojo. (VolkyKwok, 1989)

Referencias

  1. ↑ Sahai, Raghvendra; Sánchez Contreras, Carmen; Morris, Mark (2005). "Una nebulosa preplanetaria con forma de estrella de mar: IRAS 19024+0044" (PDF) . The Astrophysical Journal . 620 (2): 948– 960. Bibcode : 2005ApJ...620..948S . doi : 10.1086/426469 .
  2. ↑ Kastner, JH (2005), "Transformación cercana a la muerte: eyección de masa en nebulosas planetarias y protoplanetarias", Reunión 206 de la Sociedad Astronómica Estadounidense, n.° 28.04; Boletín de la Sociedad Astronómica Estadounidense , 37 , Bibcode : 2005AAS...206.2804K
  3. ↑ "Una mariposa interestelar" . ESA / HUBBLE . Consultado el 11 de marzo de 2014 .
  4. ↑ Bujarrabal, V.; Castro-Carrizo, A.; Alcolea, J.; Sánchez Contreras, C. (2001). "Bujarrabal, V., Castro-Carrizo, A., Alcolea, J., Sánchez Contreras, C.; 2001.; Masa, momento lineal y energía cinética de flujos bipolares en nebulosas protoplanetarias.; Astronomía y Astrofísica 377, 868–897. doi:10.1051/0004-6361:20011090". Astronomía y Astrofísica . 377 : 868. Bibcode : 2001A & A...377..868B . doi : 10.1051/0004-6361:20011090 .
  5. ↑ Kwok, S.; Purton, CR; Fitzgerald, PM (1978). "Kwok, S., Purton, CR, Fitzgerald, PM; 1978; Sobre el origen de las nebulosas planetarias; The Astrophysical Journal 219, L125–L127. doi:10.1086/182621". The Astrophysical Journal . 219 . Bibcode : 1978ApJ...219L.125K . doi : 10.1086/182621 .
  6. ↑ Soker, Noam; Livio, Mario (1994). "Soker, N., Livio, M.; 1994; Discos y chorros en nebulosas planetarias; The Astrophysical Journal 421, 219. doi:10.1086/173639". The Astrophysical Journal . 421 : 219. Bibcode : 1994ApJ...421..219S . doi : 10.1086/173639 .
  7. ↑ Reyes-Ruiz, M.; López, JA (1999). "Reyes-Ruiz, M., López, JA; 1999; Discos de acreción en nebulosas preplanetarias; The Astrophysical Journal 524, 952–960. doi:10.1086/307827". The Astrophysical Journal . 524 (2): 952. Bibcode : 1999ApJ...524..952R . doi : 10.1086/307827 .
  8. ↑ Soker, Noam; Rappaport, Saul (2000). "Soker, N., Rappaport, S.; 2000; La formación de nebulosas planetarias bipolares de cintura muy estrecha; The Astrophysical Journal 538, 241–259. doi:10.1086/309112". The Astrophysical Journal . 538 (1): 241. arXiv : astro-ph/9911140 . Bibcode : 2000ApJ...538..241S . doi : 10.1086/309112 .
  9. 1 2 Blackman, Eric G.; Frank, Adam; Welch, Carl (2001). "Blackman, EG, Frank, A., Welch, C.; 2001; Vientos estelares y de disco magnetohidrodinámicos: aplicación a nebulosas planetarias; The Astrophysical Journal 546, 288–298. doi:10.1086/318253". The Astrophysical Journal . 546 (1): 288. arXiv : astro-ph/0005288 . Bibcode : 2001ApJ...546..288B . doi : 10.1086/318253 .
  • Davis, CJ; Smith, MD; Gledhill, TM; Varricatt, WP (2005), "Espectroscopia echelle en el infrarrojo cercano de nebulosas protoplanetarias: sondeando el viento rápido en 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
  • Volk, Kevin M.; Kwok, Sun (1 de julio de 1989), "Evolución de las nebulosas protoplanetarias", 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), "Un catálogo evolutivo de objetos galácticos post-AGB y relacionados" , Astronomía y astrofísica , 469 (2): 799– 806, arXiv : astro-ph/0703717 , Bibcode : 2007A & A...469..799S , doi : 10.1051/0004-6361:20067035.