En proto (-) planetarisk tåke eller pre (-) planetarisk tåke (forkortet PNP ; på engelsk proto / preplanetary nebula , PPN) er et astronomisk objekt som utgjør mellomtrinnet i utviklingen av en stjerne mellom en stjerne i den asymptotiske grenen av giganter (AGB) og en planetarisk tåke (NP). Denne fasen har lenge vært en manglende ledd i forståelsen av stjernenes utvikling.
Dette mellomtrinnet oppstår når en stjerne har konsumert alt sitt hydrogen og deretter angriper heliumet . Dette forårsaker frigjøring av en sky av gass som er begeistret av stjernens stråling. En planetarisk protonbula er en slags refleksjonståke hvis stjerne vanligvis er omgitt av en tykk støvskive.
Denne fasen av stjernevolusjonen er kortvarig. Den overlever bare i noen få tusen år (≈ 10 3 a ), noe som betyr at antall planetariske protonbulaer til enhver tid er relativt lavt. Så langt har bare noen få hundre av dem blitt identifisert i hele vår Galaxy .
Slike himmelobjekter kan oppdages ved å søke etter stjerner i eksisterende optiske kataloger med passende IRAS- fotometriske farger , eller ved å søke etter optiske motstykker til IRAS-kilder med lav temperatur.
Navnet "planetarisk protonbula" stammer fra det eldre begrepet " planetarisk tåke " som prefikset "proto", som indikerer et tidligere stadium, er lagt til. På engelsk, "planetary protonbula" som sier " protoplanetary nebula " (hvor prefikset " proto " er lagt til " planetary nebula ", engelsk oversettelse av "planetary nebula"), er det på dette språket en risiko for forveksling med protoplanetarskivene, protoplanetar disk på engelsk. På fransk er det a priori ingen risiko for forvirring, bortsett fra i tilfelle en feil oversettelse av det engelske navnet til “protoplanetary nebula”. Denne forvirringen gjenspeiler navnet "planetarisk tåke", selv om disse objektene ikke har noen forbindelse med planetene. På tidspunktet for de første astronomiske observasjonene av planetariske tåker ble de kalt det på grunn av deres lignende utseende, når de ble observert med datidens teleskoper , med gigantiske planeter som Uranus og Neptun .
For å unngå mulig forvirring, spesielt på engelsk og på språk der lignende forvirring er mulig, foreslår flere forskere og bruker begrepet "planetary prenebulous", på engelsk preplanetær tåke , som ikke overlapper noe annet konsept i astronomi.
The Westbrook og Egg stjernetåker var den første planet protonbulae observert. De ble oppdaget som et resultat av observasjoner av bakkenivå fra Air Force Sky Survey . Westbrook Nebula ble identifisert av Westbrook et al. i 1975, og siden den har det blitt observert mye. Westbrook et al. foreslo at objektet kunne være en enestående syn på en planetarisk tåke som ble sett på et tidlig stadium av utviklingen.
Eggtåken ble oppdaget av Ney et al. samme år. Imidlertid var tidens konklusjoner om utviklingsstadiet mindre presist enn Westbrook-tåken. Vi snakket om et objekt som kunne være i en veldig tidlig eller veldig sen fase av evolusjonen.
Planetariske protonbulae sies å ha følgende egenskaper:
Siden den planetariske protonbula er en kort overgangsfase, forventes den å arve flere eiendommer fra sin mors gigant. Imidlertid utvikler den seg også mot planetarisk tåke. Derfor er den beste måten å forutsi egenskapene til en planetarisk protonbula å interpolere mellom egenskapene til stjerner på slutten av AGB-stadiet og de til unge planetariske tåker.
Mot slutten av AGB reduseres hydrogenhylsterets masse til omtrent 10 −2 solmasse ( M ☉ ) på grunn av tap av stjernemasse, for en stjernekjerne på 0,60 solmasse. Dette er når stjernen begynner utviklingen mot den blå siden av Hertzsprung-Russell-diagrammet .
Når hydrogenhylsen reduseres til enda lavere verdier (10 −3 M ☉ ), er forstyrrelsen slik at et større tap av masse ville være umulig. Stjernen begynner deretter å ta en mer uregelmessig og hovent form på grunn av gravitasjonskraften , som ikke er tilstrekkelig til å holde de ytre lagene. Disse ender med å bli kastet ut under kraften fra stjernevindene som kjernen utsender.
Vi kan forestille oss dette fenomenet ved å forestille oss en stjerne som har " hikke ". Det vil si at de ytre lagene ristes brått og kortvarig og forårsaker den gradvise løsrivelsen av den omstendelige konvolutten. I tillegg får denne forstyrrelsen av hydrogenhylsen den til å krympe og øke den effektive temperaturen . Den effektive temperaturen til stjernen vil da være rundt 5000 K , noe som tilsvarer slutten av AGB og starten på den planetariske protonbula.
I løpet av den påfølgende fasen fortsetter den effektive temperaturen til den sentrale stjernen å øke på grunn av tap av masse som følge av forbrenningen av hydrogenhylsen. I løpet av denne fasen er den sentrale stjernen fortsatt for kald til å ionisere den omstendelige konvolutten, og utvider seg sakte etter at utkastingen startet under AGB-fasen. Imidlertid ser det ut til at stjernen driver frem med høyhastighets stjernevind som modulerer og ryster den. Konvolutten produserer dermed en rask molekylær vind.
Observasjoner og avbildningsstudier med høy oppløsning utført mellom 1998 og 2001 viser at den raske evolusjonsfasen av den planetariske protonbula former morfologien til den påfølgende planetariske tåken. På et eller annet tidspunkt, under eller kort tid etter løsrivelse av AGB-konvolutten, endres konvoluttformen fra en relativt symmetrisk sfære til en form for aksial symmetri . De resulterende morfologiene kan være av bipolar type , med knudrede stråler eller av typen "sjokkbølge" av et Herbig-Haro-objekt . Disse skjemaene vises til og med i "unge" planetariske protonbulae.
Den planetariske protonbula-fasen fortsetter til den sentrale stjernen når omtrent 30 000 Kelvin og er varm nok til å ionisere den omgående stjernetåken (de utkastede gassene). Så det blir en type utslippståke som kalles en planetarisk tåke.
Denne overgangen (fra 300 K til 30 000 K ) må skje i en tidsperiode som er kortere enn 10 000 år, ellers faller tettheten til den omstendelige konvolutten under tetthetsterskelen som er nødvendig for dannelsen av en planetarisk tåke. (100 partikler pr. ). I dette tilfellet blir det noen ganger referert til som en "lat planetarisk tåke" .
: dokument brukt som kilde til denne artikkelen.