Протопланетная туманность или предпланетная туманность (Sahai, Sánchez Contreras & Morris 2005) ( PPN , множественное число PPNe ) — астрономический объект , который находится в кратковременном эпизоде быстрой эволюции звезды между поздней асимптотической гигантской ветвью (LAGB) [ а] и последующая фаза планетарной туманности (ПН). PPN излучает сильное инфракрасное излучение и представляет собой разновидность отражательной туманности . Это вторая по счету фаза эволюции высокой светимости в жизненном цикле звезд промежуточной массы (1–8 M ☉ ). (Кастнер, 2005 г.)
Название « протопланетная туманность» — неудачный выбор из-за возможности путаницы с тем же термином, который иногда используется при обсуждении несвязанной концепции протопланетных дисков . Название « протопланетная туманность» является следствием более старого термина «планетарная туманность» , который был выбран из-за того, что первые астрономы, просматривая телескопы, обнаружили сходство внешнего вида планетарной туманности с газовыми гигантами, такими как Нептун и Уран . Чтобы избежать возможной путаницы, Сахай, Санчес Контрерас и Моррис (2005) предложили использовать новый термин « предпланетная туманность» , который не пересекается ни с какими другими дисциплинами астрономии. Их часто называют пост-AGB-звездами , хотя в эту категорию также входят звезды, которые никогда не ионизируют выброшенное ими вещество.
Во время фазы поздней асимптотической ветви гигантов (LAGB) [a] , когда потеря массы уменьшает массу водородной оболочки примерно до 10 −2 M ☉ для массы ядра 0,60 M ☉ , звезда начнет развиваться в направлении синей стороны звезды. Диаграмма Герцшпрунга-Рассела . Когда водородная оболочка еще больше уменьшится примерно до 10 -3 M ☉ , оболочка будет настолько разрушена, что считается, что дальнейшая значительная потеря массы невозможна. В этот момент эффективная температура звезды T * будет около 5000 К , и это будет означать конец LAGB и начало PPN. (Дэвис и др., 2005 г.)
Во время последующей фазы протопланетной туманности эффективная температура центральной звезды будет продолжать расти в результате потери массы оболочки вследствие сгорания водородной оболочки. На этом этапе центральная звезда все еще слишком холодна, чтобы ионизировать медленно движущуюся околозвездную оболочку, выброшенную во время предыдущей фазы AGB. Тем не менее, звезда, похоже, вызывает высокоскоростные коллимированные ветры , которые формируют и сотрясают эту оболочку и почти наверняка увлекают медленно движущиеся выбросы AGB, создавая быстрый молекулярный ветер. Наблюдения и исследования изображений с высоким разрешением, проведенные с 1998 по 2001 год, показывают, что быстро развивающаяся фаза ППН в конечном итоге формирует морфологию последующего ПН. В какой-то момент во время или вскоре после отслоения оболочки AGB форма оболочки меняется с примерно сферически-симметричной на аксиально-симметричную. В результате образуется биполярная узловатая струя и «головная ударная волна» типа Хербига-Аро . Эти формы появляются даже у относительно «молодых» ППНе. (Дэвис и др., 2005 г.)
Фаза PPN продолжается до тех пор, пока центральная звезда не достигнет температуры около 30 000 К и не станет достаточно горячей (производящей достаточно ультрафиолетового излучения), чтобы ионизировать околозвездную туманность (выброшенные газы), и она станет своего рода эмиссионной туманностью, называемой Планетарной туманностью. Этот переход должен произойти менее чем примерно за 10 000 лет, иначе плотность околозвездной оболочки упадет ниже порога плотности формулировки ПН, составляющего около 100 [ необходимы пояснения ] на см³, и ПН не произойдет. Такой случай иногда называют «ленивая планетарная туманность». (Волк и Квок, 1989)
Бухаррабаль и др. (2001) [2] обнаружили, что модель «взаимодействующих звездных ветров » Квока и др. (1978) [3] радиационных ветров недостаточно для объяснения их наблюдений CO за быстрыми ветрами PPN, которые предполагают высокий импульс и энергию, несовместимые с этой моделью. Кроме того, теоретики (Soker & Livio 1994; [4] Reyes-Ruiz & Lopez 1999; [5] Soker & Rappaport 2000; [6] Blackman, Frank & Welch 2001 [7] ) исследовали, являются ли сценарии аккреционного диска похожими на используемые модели. Чтобы объяснить струи активных ядер галактик и молодых звезд , можно объяснить как точечную симметрию, так и высокую степень коллимации, наблюдаемую во многих струях PPN. В таких моделях, примененных к контексту PPN, аккреционный диск формируется посредством бинарных взаимодействий. Магнитоцентробежный запуск с поверхности диска является способом преобразования гравитационной энергии в кинетическую энергию быстрого ветра в этих системах. [7] Если струйная парадигма аккреционного диска верна и процессы магнитогидродинамики (МГД) опосредуют энергетику и коллимацию истечения ППН, то они будут определять и физику скачков в этих потоках, и это можно подтвердить с помощью высоких изображения с разрешением областей выбросов, сопровождающих толчки. (Дэвис и др., 2005 г.)