Protonebulosa planetària
Una protonebulosa planetària, nebulosa protoplanetaria o nebulosa preplanetaria (en anglés protoplanetary nebula, abreviat PPN) és un objecte astronòmic que existix durant un curt episodi de l'evolució estelar comprés entre la fase tardana de la branca asintòtica jaganta (RAG)[n. 1] i la següent fase de nebulosa planetària. Les protonebulosas planetàries són nebuloses de reflexió que emeten una important cantitat de radiació infrarroja. És la penúltima fase lluminosa en la vida d'una estrela de massa compresa entre 1 i 8 masses solars (MSol).
Nom
[editar | editar còdic]El nom de protonebulosa planetària —en qualsevol de les seues variants— és equívoc per la possible confusió en el mateix terme amprat a voltes en parlar de disc protoplanetario, dos conceptes distints sense relació alguna. El terme protonebulosa planetària prové del terme nebulosa planetària, falcat pels antics astrònoms quan varen trobar que l'aspecte d'una nebulosa planetària era similar al de jagants gaseosos com Neptú i Urà.
Evolució
[editar | editar còdic]Fase inicial
[editar | editar còdic]Durant la fase tardana de la branca asintòtica jaganta, quan la pèrdua de massa reduïx la massa de l'envoltura d'hidrogen a 10-2 MSol per a una massa del núcleu de 0,60 MSol, l'estrela escomença a evolucionar cap a la zona blava del diagrama de Hertzsprung-Russell. Quan l'envoltura de hidrogen ha disminuït fins a aproximadament 10-3 MSol, esta ha quedat tan desbaratada que es pensa que no és possible que continue la pèrdua de massa a gran escala. En este punt, la temperatura efectiva de l'estrela és d'uns 5000 K, i definix el començ de la fase de protonebulosa planetària.
Fase de protonebulosa planetària
[editar | editar còdic]
Durant la fase de protonebulosa planetària (PPN) la temperatura de l'estrela central continua aumentant com a resultat de la pèrdua de massa de l'envoltura i com a conseqüència de la fusió nuclear de la capa de hidrogen. En esta fase, l'estrela central és encara massa frigga para ionizar l'envoltura circunestelar expulsada durant la fase anterior, que es mou llentament. Dos eixemples d'estreles que estan en esta fase són 89 Herculis[1] i potser HD 179821. No obstant, sembla que l'estrela central genera intensos vents estelars colimados que donen forma a esta envoltura. En última instància, la fase de PPN és la que dona forma a la nebulosa planetària subsegüent. Durant la separació de l'envoltura de la RAG —o poc despuix de la mateixa—, la forma d'esta envoltura canvia des d'una forma simètrica aproximadament esfèrica a una forma en simetria axial. Les morfologia resultants són nebuloses bipolars, chorrada ("jets") de gas i ones de proa del tipo Herbig Haro.
Fase final
[editar | editar còdic]La fase final de protonebulosa planetària proseguix fins que l'estrela central alcança entorn a 30 000 K, moment en el qual el seu espectre pot recordar al d'una estrela Wolf-Rayet, i escomença a produir suficient radiació ultravioleta com para ionizar la nebulosa circunestelar (els gasos expulsats), transformant-se en una classe de nebulosa d'emissió que rep el nom de nebulosa planetària. Esta transició deu produir-se en menys de 10 000 anys, puix en cas contrari la densitat de l'envoltura circunestelar descendirà per baix del llindar permés per a la formació de la nebulosa planetària.
Notes
[editar | editar còdic]Referències
[editar | editar còdic]Vore també
[editar | editar còdic]
- Este artícul conté una traducció derivada de «Protonebulosa planetaria» de Wikipedia en castellà publicada baix la Llicència de documentació lliure de GNU i la Llicència Creative Commons Reconeiximent-CompartirIgual 4.0 Internacional.
Erro en la cita: Existixen etiquetes <ref> per a un grup nomenat "n.", pero no es trobà una etiqueta <references group="n."/>