Nebulosa protoplanetaria

Una nebulosa protoplanetaria o nebulosa preplanetaria (Sahai, Sánchez Contreras & Morris 2005) (PPN, plural PPNe) es un objeto astronómico que se encuentra en el episodio de corta duración durante la rápida evolución de una estrella entre la fase tardía de rama gigante asintótica (LAGB) y la fase posterior de nebulosa planetaria (PN). Una PPN emite intensamente radiación infrarroja y es una especie 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☉). (Kastner 2005)

Naming

El nombre 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 nebulosa protoplanetaria es una consecuencia del antiguo término nebulosa planetaria, que fue elegido debido a que los primeros astrónomos observaron a través de telescopios y encontraron una similitud en la apariencia de la nebulosa planetaria con la de gas. gigantes como Neptuno y Urano. Para evitar posibles confusiones, Sahai, Sánchez Contreras & Morris 2005 sugirió emplear un nuevo término nebulosa preplanetaria que no se superpone 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

Comienzo

Durante la fase tardía de rama gigante asintótica (LAGB), cuando la pérdida de masa reduce la masa de la envoltura de hidrógeno a alrededor de 10⁻² M☉ para una masa central de 0,60 M _☉, una estrella comenzará a evolucionar hacia el lado azul del diagrama de Hertzsprung-Russell. Cuando la envoltura de hidrógeno se haya reducido aún más a alrededor de 10⁻³ M_☉, la envoltura se habrá alterado tanto que se cree que se producirán más cambios significativos. La pérdida de masa no es posible. En este punto, la temperatura efectiva de la estrella, T_*, rondará los 5.000 K y se define como el final de la LAGB y el comienzo de la 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 del sobre como consecuencia de la quema de la cáscara de hidrógeno. Durante esta fase, la estrella central sigue siendo demasiado fría para ionizar la cáscara circunstelera de movimiento lento expulsada durante la fase anterior del AGB. Sin embargo, la estrella parece conducir vientos de alta velocidad, colimados que dan forma y conmoción a esta cáscara, y casi sin duda entender el movimiento lento Ejecta AGB para producir un viento molecular rápido. Las observaciones y los estudios de imagen de alta resolución de 1998 a 2001, demuestran que la rápida evolución de la fase PPN moldea finalmente la morfología de la PN posterior. En un momento durante o poco después del desprendimiento del sobre AGB, la forma del sobre cambia de forma aproximadamente esférica simétrica a simétrica axial. Las morfologías resultantes son chorros bipolares, nudos y Herbig-Haro-como "cohetes codos". Estas formas aparecen incluso en PPNe relativamente "jóven". (Davis y otros 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) como para ionizar la nebulosa circunestelar (gases expulsados) y se convierte en una especie de nebulosa de emisión llamada Nebulosa Planetaria. Esta transición debe tener lugar en menos de unos 10.000 años o, de lo contrario, la densidad de la envoltura circunestelar caerá por debajo del umbral de densidad de formulación de PN de alrededor de 100 por cm³ y no se producirá ninguna PN; este caso a veces se denomina "&#39 ;nebulosa planetaria perezosa'. (Volk y Kwok 1989)

Conjeturas recientes

Bujarrabal et al. (2001) descubrió que los "vientos estelares que interactúan" modelo de kwok et al. (1978) de vientos impulsados por radiación es insuficiente para explicar sus observaciones de CO de vientos rápidos PPN que implican un alto impulso y energía inconsistentes con ese modelo. Complementariamente, los teóricos (Soker & Livio 1994; Reyes-Ruiz & López 1999; Soker & Rappaport 2000; Blackman, Frank & Welch 2001) investigó si los escenarios de discos de acreción, similares a los modelos utilizados para explicar los chorros de núcleos galácticos activos y estrellas jóvenes, podrían explicar tanto la simetría puntual como el alto grado de colimación observado en muchos chorros de PPN. En tales modelos aplicados al contexto PPN, el disco de acreción se forma mediante interacciones binarias. El lanzamiento magnetocentrífugo desde la superficie del disco es entonces una forma de convertir la energía gravitacional en energía cinética de un viento rápido en estos sistemas. Si el paradigma del chorro de disco de acreción es correcto y los procesos magnetohidrodinámicos (MHD) median la energía y la colimación de los flujos 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 van con los shocks. (Davis et al.2005)