Tinh vân tiền hành tinh hoặc tinh vân tiền hành tinh (Sahai, Sánchez Tương phản & Morris 2005) (PPN) là một vật thể thiên văn đang ở giai đoạn ngắn trong quá trình tiến hóa của một ngôi sao. giữa giai đoạn khổng lồ không triệu chứng muộn (LAGB) ^[a] và giai đoạn tinh vân hành tinh (PN) tiếp theo. Một PPN phát ra mạnh mẽ trong bức xạ hồng ngoại và là một loại tinh vân phản xạ. Đây là giai đoạn tiến hóa độ sáng cao thứ hai từ vòng cuối cùng trong vòng đời của các ngôi sao có khối lượng trung gian (1 Tiết8 M ). (Kastner 2005)

Tinh vân tiền đạo IRAS 13208-6020 được hình thành từ vật liệu được tạo ra bởi một ngôi sao trung tâm.

Cái tên tinh vân tiền đạo đôi khi là một sự lựa chọn không may vì sự nhầm lẫn được sử dụng khi thảo luận về khái niệm không liên quan của các đĩa tiền điện tử. Cái tên tinh vân tiền hành tinh là hệ quả của tinh vân hành tinh cũ được chọn do các nhà thiên văn học ban đầu nhìn qua kính viễn vọng và tìm thấy sự tương đồng về tinh vân của hành tinh này như sao Hải Vương và sao Thiên Vương. Để tránh bất kỳ sự nhầm lẫn nào có thể xảy ra, Sahai, Sánchez Tương phản & Morris 2005 đề nghị sử dụng một thuật ngữ mới tinh vân tiền hành tinh không trùng lặp với bất kỳ ngành khoa học thiên văn nào khác. Chúng thường được gọi là các ngôi sao sau AGB, mặc dù loại đó cũng bao gồm các ngôi sao sẽ không bao giờ ion hóa vật chất bị đẩy ra của chúng.

Evolution [ chỉnh sửa ]

Bắt đầu [ chỉnh sửa ]

Trong giai đoạn cuối nhánh khổng lồ không triệu chứng (LAGB) [1965900] mất khối lượng làm giảm khối lượng của lớp vỏ hydro xuống khoảng 10 ² M cho khối lượng lõi 0,60 M _☉ một ngôi sao sẽ bắt đầu phát triển về phía màu xanh của sơ đồ Hertzsprung sàn Russell. Khi phong bì hydro đã được giảm xuống còn khoảng 10 ³ M phong bì sẽ bị phá vỡ đến mức người ta tin rằng mất khối lượng đáng kể hơn nữa là không thể. Tại thời điểm này, nhiệt độ hiệu quả của ngôi sao, T _* sẽ vào khoảng 5.000 K và được xác định là sự kết thúc của LAGB và là khởi đầu của PPN. (Davis và cộng sự 2005)

Giai đoạn tinh vân tiền đạo [ chỉnh sửa ]

Trong giai đoạn tinh vân bảo vệ tiền điện tử tiếp theo, nhiệt độ hiệu quả của ngôi sao trung tâm sẽ tiếp tục tăng do hậu quả của sự mất mát khối lượng của phong bì. Đốt vỏ. Trong giai đoạn này, ngôi sao trung tâm vẫn còn quá lạnh để ion hóa lớp vỏ hoàn cảnh chuyển động chậm được đẩy ra trong giai đoạn AGB trước đó. Tuy nhiên, ngôi sao dường như điều khiển những cơn gió có tốc độ cao, va chạm tạo thành và gây sốc cho lớp vỏ này, và gần như chắc chắn sẽ đẩy AGB ejecta di chuyển chậm để tạo ra gió phân tử nhanh. Các quan sát và nghiên cứu hình ảnh độ phân giải cao từ năm 1998 đến 2001, chứng minh rằng giai đoạn PPN phát triển nhanh chóng cuối cùng định hình hình thái của PN tiếp theo. Tại một thời điểm trong hoặc ngay sau khi tách phong bì AGB, hình dạng phong bì thay đổi từ đối xứng gần như hình cầu sang đối xứng trục. Các hình thái kết quả là lưỡng cực, máy bay phản lực có nút và "cú sốc cung" giống như Herbig. Những hình dạng này xuất hiện ngay cả trong PPN tương đối "trẻ". (Davis và cộng sự 2005)

Hết [ chỉnh sửa ]

Giai đoạn PPN tiếp tục cho đến khi ngôi sao trung tâm đạt khoảng 30.000 K và nó đủ nóng (tạo ra đủ bức xạ tia cực tím) để ion hóa tinh vân hoàn cảnh (khí bị đẩy ra) ) và nó trở thành một loại tinh vân phát xạ gọi là PN. Quá trình chuyển đổi này phải diễn ra trong khoảng dưới 10.000 năm, nếu không, mật độ của đường bao hoàn cảnh sẽ giảm xuống dưới ngưỡng mật độ công thức PN khoảng 100 trên mỗi cm³ và không có PN nào xảy ra, trường hợp này đôi khi được gọi là 'hành tinh lười biếng tinh vân '. (ROL & Kwok 1989)

Những phỏng đoán gần đây [ chỉnh sửa ]

Năm 2001, Bujarrabal et al. thấy rằng mô hình "gió sao tương tác" của Kwok et al. (1978) của gió điều khiển bức xạ là không đủ để giải thích cho các quan sát CO của chúng về gió nhanh PPN, ngụ ý động lượng cao và năng lượng không phù hợp với mô hình đó. Điều này đã khiến các nhà lý thuyết (Soker & Rappaport 2000; Frank & Blackmann 2004) nghiên cứu xem liệu kịch bản đĩa bồi tụ, tương tự như mô hình được sử dụng để giải thích các tia nước từ các hạt nhân thiên hà hoạt động và các ngôi sao trẻ, có thể chiếm cả đối xứng điểm và mức độ cao của collimation nhìn thấy trong nhiều máy bay phản lực PPN. Trong một mô hình như vậy, đĩa bồi tụ hình thành thông qua các tương tác nhị phân. Phóng từ ly tâm từ bề mặt đĩa sau đó là một cách để chuyển đổi năng lượng hấp dẫn thành động năng của một cơn gió nhanh. Nếu mô hình này là chính xác và thủy động lực học (MHD) không xác định được năng lượng và sự chuẩn trực của dòng chảy PPN, thì chúng cũng sẽ xác định vật lý của các cú sốc trong các dòng chảy này và điều này có thể được xác nhận bằng hình ảnh có độ phân giải cao của các vùng phát xạ mà đi với những cú sốc. (Davis và cộng sự 2005)

Xem thêm [ chỉnh sửa ]

Tài liệu tham khảo [ chỉnh sửa ]