Ағылшыншамен салыстырыңыз: абзацты басыңыз — түпнұсқа терезеде ашылады. Абзац астындағы EN түймесі оны мәтін ішінде көрсетеді.
Мазмұны
Кіріспе
Өлі жұлдызды қоршап тұрған тұмандық
Nebula surrounding a dying star
Протопланетарлық тұмандық немесе планета алды тұмандық (ППН, көпшесі PPNe) – жұлдыздың қарқынды эволюциясы кезіндегі қысқа ғана эпизодта, соңғы асимптотикалық алып тармақ (LAGB) фазасы мен одан кейінгі планеталық тұмандық (PN) фазасы арасындағы астрономиялық нысан. ППН инфрақызыл сәулеленуде күшті сәуле шығарады және ол шағылыстыру тұмандығының бір түрі. Бұл орташа массалы жұлдыздардың (1–8) өмірлік циклындағы соңғы жоғары жарықтылық эволюция фазасынан кейінгі екінші кезең.
A protoplanetary nebula or preplanetary nebula (PPN, plural PPNe) is an astronomical object which is at the short lived episode during a star's rapid evolution between the late asymptotic giant branch (LAGB) phase and the subsequent planetary nebula (PN) phase. A PPN emits strongly in infrared radiation, and is a kind of reflection nebula. It is the second from the last high luminosity evolution phase in the life cycle of intermediate mass stars (1–8 ).
Атау беру
Протопланетарлық тұмандық атауы, кейде протопланетарлық дискілер туралы сөз кезінде де қолданылатын сол терминмен шатасу тудыру мүмкіндігіне байланысты сәтті таңдау емес. Протопланетарлық тұмандық атауы, планеталық тұмандық деген бұрынғы терминнің нәтижесінде пайда болды, себебі алғашқы астрономдар телескоп арқылы қарағанда, планеталық тұмандықтардың Нептун мен Уран сияқты газ гиганттарына ұқсас екенін байқады. Кез келген шатасудан сақтану үшін, астрономияның басқа салаларымен қақтығыспайтын жаңа термин – планетаға дейінгі тұмандық қолдану ұсынылды. Олар көбінесе AGB жұлдыздарынан кейінгі жұлдыздар деп аталады, бірақ бұл санатқа шығарылған заттарын иондамайтын жұлдыздар да кіреді.
The name protoplanetary nebula is an unfortunate choice due to the possibility of confusion with the same term being sometimes employed when discussing the unrelated concept of protoplanetary disks. The name protoplanetary nebula is a consequence of the older term planetary nebula, which was chosen due to early astronomers looking through telescopes and finding a similarity in appearance of planetary nebula to the gas giants such as Neptune and Uranus. To avoid any possible confusion, suggested employing a new term preplanetary nebula which does not overlap with any other disciplines of astronomy. They are often referred to as post AGB stars, although that category also includes stars that will never ionize their ejected matter.
Басталуы
Асимптотикалық алып тармақтың (LAGB) соңғы кезеңінде, масса жоғалту сутегі қабығының массасын шамамен 10−2-ге дейін азайтатын кезде, ядроның массасы 0,60 болса, жұлдыз Герцспрунг-Рассел диаграммасының көк жағына қарай эволюциялана бастайды. Сутегі қабығы шамамен 10−3-ке дейін азайғанда, қабық соншалықты бұзылады, одан әрі маңызды масса жоғалту мүмкін емес деп саналады. Осы кезде жұлдыздың тиімді температурасы, T*, шамамен 5000 К-ке жетеді және бұл LAGB-нің аяқталуы және PPN-нің басталуы деп белгіленеді.
During the late asymptotic giant branch (LAGB) phase, when mass loss reduces the hydrogen envelope's mass to around 10−2 for a core mass of 0.60 , a star will begin to evolve towards the blue side of the Hertzsprung–Russell diagram. When the hydrogen envelope has been further reduced to around 10−3 , the envelope will have been so disrupted that it is believed further significant mass loss is not possible. At this point, the effective temperature of the star, T*, will be around 5,000 K and it is defined to be the end of the LAGB and the beginning of the PPN.
Протопланеталық тұмандық фазасы
Протопланетарлық тұмандық фазасында орталық жұлдыздың тиімді температурасы, сутегі қабығының жануы салдарынан қоршаудың массасы жоғалту нәтижесінде, көтерілуін жалғастырады. Осы фазада орталық жұлдыз бұрынғы АГБ фазасында шығарылған баяу қозғалатын жұлдызаралық қабықты иондау үшін әлі де салқын болып қалады. Алайда, жұлдыз жоғары жылдамдықты, бағытталған желдер шығаратын сияқты, бұл желдер осы қабықты қалыптастырып, соққыға ұшыратады және жылдам молекулалық жел құру үшін баяу қозғалатын АГБ шығарылымдарын бірге алады. 1998-2001 жылдар аралығында жасалған бақылаулар мен жоғары ажыратымдылықтағы бейнелеу зерттеулері, ПНН фазасының қарқынды дамуы келесі ПН морфологиясын қалыптастыратынын көрсетеді. АГБ қабығының ажыратылуы кезінде немесе одан кейін қабық пішіні шамамен сфералық симметриядан осьтік симметрияға өзгереді. Соның нәтижесінде біполярлық, түйінді ағындар және Гербиг-Харо сияқты "алдыңғы соққылар" пайда болады. Бұл пішіндер тіпті салыстырмалы түрде "жас" ППН-де де кездеседі.
During the ensuing protoplanetary nebula phase, the central star's effective temperature will continue rising as a result of the envelope's mass loss as a consequence of the hydrogen shell's burning. During this phase, the central star is still too cool to ionize the slow moving circumstellar shell ejected during the preceding AGB phase. However, the star does appear to drive high velocity, collimated winds which shape and shock this shell, and almost certainly entrain slow moving AGB ejecta to produce a fast molecular wind. Observations and high resolution imaging studies from 1998 to 2001, demonstrate that the rapidly evolving PPN phase ultimately shapes the morphology of the subsequent PN. At a point during or soon after the AGB envelope detachment, the envelope shape changes from roughly spherically symmetric to axially symmetric. The resultant morphologies are bipolar, knotty jets and Herbig–Haro like "bow shocks". These shapes appear even in relatively "young" PPNe.
Аяқтау
PPN фазасы орталық жұлдыз шамамен 30 000 К-қа жеткенше жалғасады, және ол жұлдыздардың айналасындағы тұмандықты (сыртқа шығарылған газдарды) иондауға жеткілікті ыстық болады (жеткілікті ультракүлгін сәуле шығарады) және Планеталық тұмандық деп аталатын эмиссиялық тұмандыққа айналады. Бұл өту шамамен 10 000 жылдан кем уақыт ішінде жүруі керек, әйтпесе жұлдыздың айналасындағы қабықтың тығыздығы PN құралымының тығыздық шегінен – шамамен 100 см³-тен төмен түседі, және PN пайда болмайды. Мұндай жағдай кейде "еріншекті планеталық тұмандық" деп аталады.
The PPN phase continues until the central star reaches around 30,000 K and it is hot enough (producing enough ultraviolet radiation) to ionize the circumstellar nebula (ejected gases) and it becomes a kind of emission nebula called a Planetary Nebula. This transition must take place in less than around 10,000 years or else the density of the circumstellar envelope will fall below the PN formulation density threshold of around 100 per cm3 and no PN will result, such a case is sometimes referred to as a 'lazy planetary nebula'.