Введение
Туманность вокруг умирающей звезды
Протопланетная туманность или препланетная туманность (PPN, множественное число PPNe) — астрономический объект, находящийся в кратковременном эпизоде быстрой эволюции звезды между поздней асимптотической фазой гигантской ветви (LAGB) и последующей фазой планетарной туманности (PN). PPN сильно излучает в инфракрасном диапазоне и является разновидностью отражательной туманности. Это предпоследняя фаза эволюции высокой светимости в жизненном цикле звезд промежуточной массы (1–8 солнечных масс).
Именование
Название «протопланетная туманность» – неудачный выбор из-за возможности путаницы с тем же термином, который иногда используется при обсуждении не связанной концепции протопланетных дисков. Название «протопланетная туманность» возникло из-за более раннего термина «планетарная туманность», который был выбран из-за того, что первые астрономы, наблюдавшие в телескопы, обнаружили сходство во внешнем виде планетарных туманностей с газовыми гигантами, такими как Нептун и Уран. Чтобы избежать возможной путаницы, предлагается использовать новый термин «предпланетная туманность», который не пересекается с другими областями астрономии. Их часто называют звёздами пост-AGB, хотя эта категория также включает звёзды, которые никогда не ионизируют выброшенное ими вещество.
Начало
Во время поздней асимптотической фазы гигантской ветви (LAGB), когда потеря массы уменьшает массу водородной оболочки примерно до 10−2 при массе ядра 0,60, звезда начнет эволюционировать в сторону синей области диаграммы Герцпрунга — Рассела. Когда водородная оболочка будет еще больше уменьшена примерно до 10−3, оболочка будет настолько разрушена, что дальнейшая значительная потеря массы считается невозможной. В этот момент эффективная температура звезды, T*, составит около 5000 К, что определяет конец LAGB и начало стадии протопланетарной туманности (PPN).
Фаза протопланетных туманностей
В течение последующей фазы протопланетной туманности эффективная температура центральной звезды продолжит возрастать вследствие потери массы оболочки из-за горения водородного слоя. В течение этой фазы центральная звезда все еще недостаточно горяча, чтобы ионизировать медленно движущуюся циркумзвездную оболочку, выброшенную на предыдущей стадии AGB. Однако звезда, по-видимому, генерирует высокоскоростные, коллимированные ветры, которые формируют и создают ударные волны в этой оболочке, и, вероятно, захватывают медленно движущиеся выбросы AGB, формируя быстрый молекулярный ветер. Наблюдения и исследования изображений высокого разрешения, проведенные с 1998 по 2001 год, показывают, что быстро развивающаяся фаза ППН в конечном итоге определяет морфологию последующей планетарной туманности. В какой-то момент во время или вскоре после отрыва оболочки AGB, форма оболочки изменяется от приблизительно сферически симметричной до осевой симметрии. В результате формируются биполярные структуры, узловатые струи и "ударные волны" типа Хербига — Харо. Эти формы наблюдаются даже в относительно "молодых" ППН.
Конец
Фаза PPN продолжается до тех пор, пока центральная звезда не достигнет температуры около 30 000 К и не станет достаточно горячей (вырабатывая достаточное количество ультрафиолетового излучения), чтобы ионизировать околозвездную туманность (выброшенные газы), превращаясь в эмиссионную туманность, называемую Планетарной туманностью. Этот переход должен произойти менее чем за 10 000 лет, иначе плотность околозвездной оболочки упадет ниже порогового значения плотности, необходимого для формирования PN – примерно 100 частиц на кубический сантиметр, и Планетарная туманность не образуется. Такие случаи иногда называют "ленивыми планетарными туманностями".