Tinh vân tiền hành tinh

Bách khoa toàn thư mở Wikipedia
Buớc tưới chuyển hướng Bước tới tìm kiếm
Tinh vân Westbrook, một tinh vân bảo vệ.

Một tinh vân tiền hành tinh là một đối tượng thiên văn mà là trong một ngôi sao nhanh chóng của quá trình tiến hóa giữa cuối chi nhánh khổng lồ tiệm cận (LAGB) [a] giai đoạn 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 cuối cùng trong vòng đời của các ngôi sao có khối lượng trung gian (1 ☉ M). Kastner 2005

Đặt tên[sửa | sửa mã nguồn]

Tinh vân bảo vệ IRAS 13208-6020 được hình thành từ vật liệu được đổ ra bởi một ngôi sao trung tâm.

Tên Tinh vân tiền hành tinh là một lựa chọn không may do khả năng nhầm lẫn với cùng một thuật ngữ đôi khi được sử dụng khi thảo luận về khái niệm không liên quan của các đĩa tiền đạo. Tên tinh vân tiền hành tinh là kết 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 hình dạng của tinh vân hành tinh với người khổng lồ khí như Sao Hải VươngSao Thiên Vương. 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.

Sự phát triển[sửa | sửa mã nguồn]

Bắt đầu[sửa | sửa mã nguồn]

Trong giai đoạn nhánh khổng lồ không triệu chứng (LAGB) [a], khi mất khối lượng làm giảm khối lượng của lớp vỏ hydro xuống khoảng 10 −2   M ☉ cho khối lượng lõi là 0,60   M một ngôi sao sẽ bắt đầu phát triển hướng về phía màu xanh của sơ đồ Hertzsprung-Russell. Khi phong bì hydro đã được giảm hơn nữa xuống còn khoảng 10 −3 M phong bì sẽ được để gián đoạn mà người ta tin thêm mất mát khối lượng đáng kể là không thể. Tại thời điểm này, nhiệt độ hiệu quả của ngôi sao, T *, sẽ vào khoảng 5.000   K và nó được định nghĩa là sự kết thúc của LAGB và là sự khởi đầu của PPN. Davis & ctg 2005

Giai đoạn tinh vân tiền hành tinh[sửa | sửa mã nguồn]

Tinh vân tiền hành tinh được gọi là IRAS 20068 + 4051 được chụp bởi Camera tiên tiến của Hubble để khảo sát.

Trong giai đoạn tiền hành tinh tiếp theo, nhiệt độ hiệu quả của ngôi sao trung tâm sẽ tiếp tục tăng do mất khối lượng của phong bì do hậu quả của việc đốt cháy vỏ hydro. 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 lớp vỏ AGB, hình dạng đường bao 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 & ctg 2005

Kết thúc[sửa | sửa mã nguồn]

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 '. Volk & Kwok 1989

Những phỏng đoán gần đây[sửa | sửa mã nguồn]

Một con bướm giữa các vì sao - tinh vân tiền hành tinh Roberts 22 [1]

Năm 2001, Bujarrabal 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, giống như mô hình được sử dụng để giải thích các tia nước từ các hạt nhân thiên hà hoạt độngcác 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 & ctg 2005

Xem thêm[sửa | sửa mã nguồn]

  • Tinh vân lưỡng cực
  • Dòng chảy lưỡng cực
  • Danh sách các tinh vân bảo vệ
  • Tinh vân hành tinh

Ghi chú[sửa | sửa mã nguồn]

  1. ^ The late asymptotic giant branch begins at the point on the asymptotic giant branch (AGB) where a star is no longer observable in visible light and becomes an infrared object. Volk & Kwok 1989

Tham khảo[sửa | sửa mã nguồn]

  1. ^ “An interstellar butterfly”. ESA / HUBBLE. Truy cập ngày 11 tháng 3 năm 2014.