Una nebulosa protoplanetaria o nebulosa preplanetaria ( Sahai, Sánchez Contreras & Morris 2005 ) ( PPN , PPNe plural ) es un objeto astronómico que se encuentra en el episodio de corta duración durante la rápida evolución de una estrella entre la rama gigante asintótica tardía (LAGB) [ a] fase y la subsiguiente fase de nebulosa planetaria (PN). Un PPN emite intensamente radiación infrarroja y es una especie de nebulosa de reflexión . Es la segunda desde la última fase de evolución de alta luminosidad en el ciclo de vida de las estrellas de masa intermedia (1-8M ☉ ). ( Kastner 2005 )
Nombrar
El nombre de nebulosa protoplanetaria es una elección desafortunada debido a la posibilidad de confusión con el mismo término que a veces se emplea cuando se habla del concepto no relacionado de discos protoplanetarios . El nombre de nebulosa protoplanetaria es una consecuencia del antiguo término nebulosa planetaria , que fue elegido debido a que los primeros astrónomos miraron a través de telescopios y encontraron una similitud en la apariencia de la nebulosa planetaria con los gigantes gaseosos como Neptuno y Urano . Para evitar cualquier posible confusión, Sahai, Sánchez Contreras & Morris 2005 sugieren emplear un nuevo término nebulosa preplanetaria que no se superponga con ninguna otra disciplina de la astronomía. A menudo se las conoce como estrellas post-AGB, aunque esa categoría también incluye estrellas que nunca ionizarán su materia expulsada.
Evolución
Comenzando
Durante la tarde rama asintótica gigante (BGAL) [a] de fase, cuando la pérdida de masa reduce la masa de la envoltura de hidrógeno a alrededor de 10 -2 M ☉ para una masa de núcleo de 0,60 M ☉ , una estrella comenzará a evolucionar hacia el lado azul de la Diagrama de Hertzsprung-Russell . Cuando la envoltura de hidrógeno se haya reducido aún más a alrededor de 10 −3 M ☉ , la envoltura se habrá roto tanto que se cree que no es posible una pérdida de masa significativa adicional. En este punto, la temperatura efectiva de la estrella, T * , será de alrededor de 5.000 K y se define como el final del LAGB y el comienzo del PPN. ( Davis et al. 2005 )
Fase de nebulosa protoplanetaria
Durante la siguiente fase de nebulosa protoplanetaria, la temperatura efectiva de la estrella central seguirá aumentando como resultado de la pérdida de masa de la envoltura como consecuencia de la combustión de la capa de hidrógeno. Durante esta fase, la estrella central todavía está demasiado fría para ionizar la capa circunestelar de movimiento lento expulsada durante la fase AGB anterior. Sin embargo, la estrella parece impulsar vientos colimados de alta velocidad que dan forma y golpean esta capa, y casi con certeza arrastran eyecciones de AGB de movimiento lento para producir un viento molecular rápido. Las observaciones y los estudios de imágenes de alta resolución de 1998 a 2001 demuestran que la fase de NPP que evoluciona rápidamente da forma en última instancia a la morfología de la NP posterior. En un punto durante o poco después del desprendimiento de la envolvente AGB, la forma de la envolvente cambia de aproximadamente simétrica esférica a simétrica axialmente. Las morfologías resultantes son bipolares , chorros nudosos y "choques de arco" similares a Herbig-Haro . Estas formas aparecen incluso en PPNe relativamente "joven". ( Davis et al. 2005 )
Final
La fase PPN continúa hasta que la estrella central alcanza alrededor de 30.000 K y está lo suficientemente caliente (produciendo suficiente radiación ultravioleta ) para ionizar la nebulosa circunestelar (gases expulsados) y se convierte en una especie de nebulosa de emisión llamada PN. Esta transición debe tener lugar en menos de alrededor de 10,000 años o, de lo contrario, la densidad de la envoltura circunestelar caerá por debajo del umbral de densidad de la formulación de PN de alrededor de 100 por cm³ y no se producirá PN, tal caso a veces se conoce como un 'planetario perezoso nebulosa'. ( Volk y Kwok 1989 )
Conjeturas recientes
En 2001, Bujarrabal et al. encontró que el modelo de " vientos estelares interactuantes " de Kwok et al. (1978) de los vientos impulsados por radiación es insuficiente para dar cuenta de sus observaciones de CO de los vientos rápidos PPN que implican un alto momento y energía incompatibles con ese modelo. Esto ha llevado a los teóricos (Soker & Rappaport 2000; Frank & Blackmann 2004) a investigar si un escenario de disco de acreción , similar al modelo utilizado para explicar los chorros de núcleos galácticos activos y estrellas jóvenes , podría explicar tanto la simetría puntual como el alto grado de colimación visto en muchos jets PPN. En tal modelo, el disco de acreción se forma a través de interacciones binarias. El lanzamiento magneto-centrífugo desde la superficie del disco es una forma de convertir la energía gravitacional en la energía cinética de un viento rápido. Si este modelo es correcto y la magnetohidrodinámica (MHD) determina la energética y la colimación de los flujos de salida de PPN, entonces también determinarán la física de los choques en estos flujos, y esto se puede confirmar con imágenes de alta resolución de las regiones de emisión que ir con los choques. ( Davis et al. 2005 )
Ver también
- Nebulosa bipolar
- Flujo de salida bipolar
- Lista de nebulosas protoplanetarias
- Nebulosa planetaria
Notas
- ↑ La rama gigante asintótica tardía comienza en el punto de la rama gigante asintótica (AGB) donde una estrella ya no es observable enluz visibley se convierte en unobjetoinfrarrojo. (Volk y Kwok 1989)
Referencias
- ^ "Una mariposa interestelar" . ESA / HUBBLE . Consultado el 11 de marzo de 2014 .
- Davis, CJ; Smith, MD; Gledhill, TM; Varricatt, WP (2005), "Espectroscopía echelle de infrarrojo cercano de nebulosas protoplanetarias: sondeando el viento rápido en H 2 ", Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society , 360 (1): 104-118, arXiv : astro-ph / 0503327 , Código Bib : 2005MNRAS.360..104D , doi : 10.1111 / j.1365-2966.2005.09018.x.
- Kastner, JH (2005), "Transformación cercana a la muerte: eyección de masa en nebulosas planetarias y nebulosas protoplanetarias", Reunión 206 de la Sociedad Astronómica Estadounidense, n.º 28.04; Boletín de la Sociedad Astronómica Estadounidense , 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 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" , Astronomy and Astrophysics , 469 (2): 799–806, arXiv : astro-ph / 0703717 , Bibcode : 2007A & A .. .469..799S , doi : 10.1051 / 0004-6361: 20067035.