Węzeł kometarny

Kometarne węzły w Mgławicy Ślimak

Węzły kometarne, określane również jako globule, to struktury obserwowane w kilku pobliskich mgławicach planetarnych (PNe), w tym w Mgławicy Ślimak (NGC 7293), Mgławicy Pierścień (NGC 6720), Mgławicy Hantle (NGC 6853), Mgławicy Eskimo (NGC 2392) i Mgławica Siatkówka (IC 4406). Uważa się, że są one wspólną cechą ewolucji mgławic planetarnych, ale można je rozróżnić tylko na najbliższych przykładach. Są na ogół większe niż rozmiar Układu Słonecznego (tj. orbita Plutona ), a ich masy są około 0,00001 masy Słońca , co jest porównywalne z masą Ziemi . W Mgławicy Ślimak znajduje się około 40 000 węzłów kometarnych.

W zakresie długości fal optycznych węzły są postrzegane jako „zjonizowana powłoka gęstej, pyłowej globuli molekularnej” tworząca głowę w kształcie półksiężyca, która jest zjonizowana i oświetlana przez centralną gwiazdę, z wiszącą szprychą lub ogonem. W danych dotyczących wodoru cząsteczkowego i tlenku węgla ogony węzłów kometarnych są wysoce molekularne. Centralna globula jest co najmniej 1000 razy gęstsza niż otaczająca ją materia, która przepływa obok niej. Wygląd jest analogiczny do ogona komety , który jest odwrócony od swojej gwiazdy , ale komety są ciałami stałymi i znacznie mniejszymi rozmiarami i masą.

Globule znajdujące się daleko i blisko gwiazdy centralnej mają różne cechy. Po bliższej stronie Mgławicy Ślimak centralna pyłowa globula każdego węzła kometarnego wydaje się ciemna na tle, ponieważ pochłania światło [O III ] 5007 angstremów emitowane w otoczce mgławicy. Te po drugiej stronie nie zasłaniają tego źródła światła, więc nie mają tego ciemnego wyglądu. Ponadto globule w pobliżu gwiazdy centralnej wydają się mieć wyraźny ogon, podczas gdy te znajdujące się dalej nie wykazują takich wyraźnych ogonów.

Pochodzenie węzłów kometarnych w mgławicach planetarnych jest nadal nieznane i jest przedmiotem aktywnych badań. Nie jest jasne, czy powstały podczas Asymptotic Giant Branch (AGB) i jakoś zdołały przetrwać przejście AGB-PN, czy też powstały, gdy gwiazda stała się już mgławicą planetarną. Ten ostatni przypadek sugerowałby, że warunki panujące w mgławicy planetarnej w pewnym momencie wyzwoliłyby tworzenie skupisk molekularnych w jej otoczce mgławicy. Dlatego zrozumienie powstawania i ewolucji węzłów kometarnych nie tylko dałoby wgląd we właściwości fizyczne macierzystej mgławicy planetarnej, ale także pomogłoby w narysowaniu bardziej szczegółowego obrazu ewolucji gwiazdowej gwiazd o masie od małej do średniej .

Stosunek do innych przepływów fotoparowania

00 Węzły kometarne to jeden rodzaj zjonizowanego przepływu fotoparowania , który jest charakterystycznie powiązany z mgławicami planetarnymi, ale kilka innych typów przepływów fotoparowania ( proplydy , globule kometarne , trąby słoni i strumienie szampana ) jest znanych z regionów H II, takich jak Mgławica Oriona . Węzły kometarne są opisywane jako bardziej adwekcję niż inne odmiany, które są zdominowane przez rekombinację lub zdominowane przez pył. Rozróżnienia można dokonać na podstawie wzoru na „dynamiczną równowagę jonizacji w przepływie fotoparowania”, F * ≈ 00 μn + αn 2 h . Tutaj F * to „strumień fotonów jonizujących padający na zewnątrz przepływu”, μ to „początkowa prędkość przepływu”, α to „współczynnik rekombinacji”, n to „szczyt zjonizowanej gęstości w przepływie” i h, która wynosi około 0,1 r , jest „efektywną grubością strumienia”. W przepływach zdominowanych przez adwekcję μn 0 jest większe niż 0 αn 2 h , a większość nadchodzących fotonów dociera do frontu jonizacji i jonizuje świeży gaz. W innych przepływach większość fotonów nie dociera do czoła jonizacji i zamiast tego równoważy rekombinacje w przepływie.

Raporty w bardziej odległych obiektach

Kilka struktur zostało opisanych jako węzły kometarne lub globule kometarne otaczające R Coronae Borealis , która jest osobliwą gwiazdą opisaną jako potencjalnie wynik połączenia się białych karłów lub ostatecznego rozbłysku powłoki helu, który okresowo słabnie z powodu nagromadzenia się pyłu węglowego otaczającego pełniąc funkcję „ koronografu naturalnego ”.

Trójwymiarowe modelowanie NGC 6337 , mgławicy planetarnej z ciasnym podwójnym jądrem, sugeruje obecność „grubego pierścienia z promienistymi włóknami i węzłami”. Węzły komet reprezentują duże fluktuacje gęstości w powoli rozszerzającym się toroidzie.

Galeria

  • Ring Nebula

    Mgławica Pierścień

  • Knots in the Dumbbell Nebula

    Węzły w Mgławicy Hantle

  • Eskimo Nebula

    Mgławica Eskimos

  1. ^ a b Nemiroff, R .; Bonnell, J., wyd. (13 kwietnia 2008). „Ciekawe węzły kometarne w Mgławicy Ślimak” . Astronomiczne zdjęcie dnia . NASA .
  2. ^ ab ; CR O'Dell i in. (2003). „Węzły w mgławicach planetarnych” (PDF) . Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica . 15 : 29–33.
  3. ^ O'dell, CR; Handron, Kerry D. (kwiecień 1996). „Węzły kometarne w Mgławicy Ślimak” (PDF) . Dziennik astronomiczny . 111 : 1630. Bibcode : 1996AJ....111.1630O . doi : 10.1086/117902 . hdl : 1911/17047 .   Ich masy około 10-5 M ☉ byłyby bardziej podobne do mas planet naszego Układu Słonecznego ( M   × 10-4 M ☉ ) Ziemia = 3 (   × 10-6 M ☉ , M J = 9,6 niż największych obserwowanych przez nas komet 10 × 10 18 gramów ).
  4. ^ ab Huggins, Patrick J.; Forveille, Thierry; Bachiller, Rafał; Cox, Pierre; Ageorges, Nancy; Walsh, Jeremy R. (2002-07-01). „Wysokiej rozdzielczości obrazowanie linii molekularnych CO i H2 globuli kometarnej w mgławicy Helix” . Dziennik astrofizyczny . 573 (1): L55–L58. arXiv : astro-ph/0205516 . doi : 10.1086/342021 .
  5. ^ a b c   Matsuura, M .; Speck, AK; McHunu, BM; Tanaka, I.; Wright, Nowy Jork; Smith, doktor medycyny; Zijlstra, AA; Viti, S.; Wesson, R. (2009-08-01). „Fajerwerk” węzłów H2 w mgławicy planetarnej NGC 7293 (mgławica Helix)”. Dziennik astrofizyczny . 700 (2): 1067–1077. ar Xiv : 0906.2870 . Bibcode : 2009ApJ...700.1067M . doi : 10.1088/0004-637X/700/2/1067 . ISSN 0004-637X .
  6. ^ abc Meaburn , J.; Clayton, Kalifornia; Bryce, M. & Walsh, JR (1996). „Globalne ruchy węzłów kometarnych w mgławicy planetarnej Helix (NGC 7293)” . Miesięczne ogłoszenia Królewskiego Towarzystwa Astronomicznego . 281 (3): L57-L61. Bibcode : 1996MNRAS.281L..57M . doi : 10.1093/mnras/281.3.l57 .
  7. ^ Henney, WJ (2001). RT Schilizzi (red.). „Tytuł: Klasyfikacja zjonizowanych przepływów fotoparowania”. Galaktyki i ich składniki w najwyższych rozdzielczościach kątowych, Proceedings of IAU Symposium # 205, które odbyło się 15–18 sierpnia 2000 r. W Manchesterze, Wielka Brytania . 205 : 272–3. Bibcode : 2001IAUS..205..272H . .
  8. Bibliografia _ i in. (21 listopada 2011). „Środowisko okołogwiazdowe R Coronae Borealis: połączenie białego karła z końcowym błyskiem powłoki helu?”. Dziennik astrofizyczny . 743 (1): 44. arXiv : 1110.3235 . Bibcode : 2011ApJ...743...44C . doi : 10.1088/0004-637X/743/1/44 .
  9. Bibliografia _ T. García-Díaz; DM Clarka; JA Lopez; W. Steffena; MG Bogatszy (24 czerwca 2009). „Wypływy i trójwymiarowa struktura NGC 6337”. Dziennik astrofizyczny . 699 (2): 1633–1638. ar Xiv : 0905.1166 . Bibcode : 2009ApJ...699.1633G . doi : 10.1088/0004-637X/699/2/1633 .
Pobrano z „ https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Cometary_knot&oldid=1137389537 ”