سديم كوكبي أولي

📅 آخر تحديث: ٤ أغسطس ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٤ أغسطس ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 4 صور
الموسوعة الحرة
سديم ويستبروك ، وهو سديم كوكبي أولي.

السديم الكوكبي الأولي أو السديم ما قبل الكوكبي [ 1 ] ( PPN ، جمع PPNe ) هو جرم سماوي يمر بمرحلة قصيرة الأمد خلال التطور السريع للنجم بين مرحلة الفرع العملاق المقارب المتأخر (LAGB) [أ] ومرحلة السديم الكوكبي اللاحقة (PN). يُصدر السديم الكوكبي الأولي إشعاعًا قويًا في نطاق الأشعة تحت الحمراء ، وهو نوع من السدم الانعكاسية . وهو ثاني مرحلة من مراحل التطور عالية الإضاءة في دورة حياة النجوم متوسطة الكتلة (1-8 كتلة شمسية ). [ 2 ] : 469

تسمية

السديم الكوكبي الأولي IRAS 13208-6020 يتكون من مادة تنفصل عن نجم مركزي.

يُعدّ مصطلح " السديم الكوكبي الأولي" اختيارًا غير موفق نظرًا لاحتمالية الخلط بينه وبين مصطلح " الأقراص الكوكبية الأولية" الذي يُستخدم أحيانًا عند مناقشة مفهوم مختلف تمامًا. وقد نشأ مصطلح " السديم الكوكبي الأولي" من المصطلح الأقدم " السديم الكوكبي "، الذي تم اختياره نظرًا لتشابه مظهر السديم الكوكبي مع الكواكب الغازية العملاقة مثل نبتون وأورانوس عند رصدها عبر التلسكوبات . ولتجنب أي لبس محتمل، اقترح ساهي وسانشيز كونتريراس وموريس (2005) استخدام مصطلح جديد هو " السديم ما قبل الكوكبي" ، وهو مصطلح لا يتداخل مع أي من فروع علم الفلك الأخرى. ويُشار إليها غالبًا باسم " نجوم ما بعد مرحلة العملاق المقارب" ، مع العلم أن هذه الفئة تشمل أيضًا النجوم التي لا تُؤيّن مادتها المقذوفة.

تطور

بداية

مرحلة السديم الكوكبي الأولي

السديم الكوكبي الأولي المعروف باسم IRAS 20068+4051 تم التقاطه بواسطة الكاميرا المتقدمة للاستطلاعات التابعة لتلسكوب هابل .

خلال مرحلة السديم الكوكبي الأولي اللاحقة، تستمر درجة حرارة النجم المركزي الفعالة في الارتفاع نتيجة فقدان غلافه الكتلي بسبب احتراق غلاف الهيدروجين. خلال هذه المرحلة، لا يزال النجم المركزي باردًا جدًا بحيث لا يستطيع تأيين الغلاف المحيط به البطيء الحركة الذي قُذف خلال مرحلة فرع العملاق المقارب السابقة. مع ذلك، يبدو أن النجم يُولّد رياحًا عالية السرعة ومتوازية تُشكّل هذا الغلاف وتُحدث فيه صدمات، ومن شبه المؤكد أنها تسحب معها مقذوفات فرع العملاق المقارب البطيئة الحركة لتُنتج رياحًا جزيئية سريعة. تُظهر الملاحظات ودراسات التصوير عالية الدقة من عام 1998 إلى عام 2001 أن مرحلة السديم الكوكبي الأولي سريعة التطور تُشكّل في النهاية شكل السديم الكوكبي اللاحق. عند نقطة ما أثناء انفصال غلاف فرع العملاق المقارب أو بعده بفترة وجيزة، يتغير شكل الغلاف من متناظر كرويًا تقريبًا إلى متناظر محوريًا. وتكون الأشكال الناتجة عبارة عن نفاثات ثنائية القطب وعقدية و "صدمات قوسية" شبيهة بصدمات هيربيغ-هارو . تظهر هذه الأشكال حتى في السدم الأولية الحديثة نسبياً. ( Davis et al. 2005 )

نهاية

تستمر مرحلة السديم الكوكبي الأولي حتى تصل درجة حرارة النجم المركزي إلى حوالي 30,000  كلفن، فتصبح ساخنة بما يكفي (منتجةً كمية كافية من الأشعة فوق البنفسجية ) لتأيين السديم المحيط بالنجم (الغازات المقذوفة)، فيتحول إلى نوع من السدم الانبعاثية يُسمى السديم الكوكبي. يجب أن يحدث هذا التحول في أقل من 10,000 سنة تقريبًا، وإلا ستنخفض كثافة الغلاف المحيط بالنجم إلى ما دون عتبة كثافة السديم الكوكبي البالغة حوالي 100 لكل سنتيمتر مكعب ، ولن يتشكل أي سديم كوكبي. تُعرف هذه الحالة أحيانًا باسم "السديم الكوكبي الكسول". ( فولك وكووك ، 1989 )

التخمينات الحديثة

فراشة بين النجوم - سديم كوكبي أولي روبرتس 22 [ 3 ]

وجد بوجارابال وآخرون (2001) [ 4 ] أن نموذج " الرياح النجمية المتفاعلة " الذي وضعه كوك وآخرون (1978) [ 5 ] للرياح المدفوعة إشعاعيًا غير كافٍ لتفسير ملاحظاتهم باستخدام أول أكسيد الكربون للرياح السريعة في السدم الأولية ما قبل النجمية، والتي تشير إلى زخم وطاقة عاليين لا يتوافقان مع ذلك النموذج. وبالمقابل، بحث علماء نظريون (سوكر وليفيو 1994؛ [ 6 ] رييس-رويز ولوبيز 1999؛ [ 7 ] سوكر ورابابورت 2000؛ [ 8 ] بلاكمان وفرانك وويلش 2001 [ 9 ] ) فيما إذا كانت سيناريوهات قرص التراكم ، المشابهة للنماذج المستخدمة لتفسير النفاثات من النوى المجرية النشطة والنجوم الفتية ، قادرة على تفسير كل من التناظر النقطي ودرجة التوجيه العالية الملاحظة في العديد من نفاثات السدم الأولية ما قبل النجمية. في هذه النماذج المطبقة على سياق السدم الأولية، يتشكل قرص التراكم من خلال التفاعلات الثنائية. ويُعدّ الإطلاق المغناطيسي المركزي من سطح القرص وسيلةً لتحويل طاقة الجاذبية إلى طاقة حركية لرياح سريعة في هذه الأنظمة. [ 9 ] إذا كان نموذج نفاث قرص التراكم صحيحًا، وكانت عمليات الديناميكا المغناطيسية المائية (MHD) تُؤثر في طاقة وتوازي تدفقات السدم الأولية، فإنها ستُحدد أيضًا فيزياء الصدمات في هذه التدفقات، ويمكن تأكيد ذلك من خلال صور عالية الدقة لمناطق الانبعاث المصاحبة للصدمات. ( Davis et al. 2005 )

انظر أيضاً

ملحوظات

  1. يبدأ فرع العملاق المقارب المتأخر عند النقطة التي يصبح عندها النجم غير قابل للملاحظة في الضوء المرئي، ويتحول إلىبالأشعة تحت الحمراء. (فولكوكوك، 1989)

مراجع

  1. ↑ ساهي، راغفيندرا؛ سانشيز كونتريراس، كارمن؛ موريس، مارك (2005). "سديم نجم البحر ما قبل الكوكبي: IRAS 19024+0044" (ملف PDF) . المجلة الفيزيائية الفلكية . 620 (2): 948-960 . Bibcode : 2005ApJ...620..948S . doi : 10.1086/426469 .
  2. ↑ كاستنر، جيه إتش (2005)، "تحول الاقتراب من الموت: قذف الكتلة في السدم الكوكبية والسدم الكوكبية الأولية"، اجتماع الجمعية الفلكية الأمريكية 206، العدد 28.04؛ نشرة الجمعية الفلكية الأمريكية ، 37 ، رمز Bibcode : 2005AAS...206.2804K
  3. ↑ "فراشة بين النجوم" . وكالة الفضاء الأوروبية / تلسكوب هابل الفضائي . تم الاطلاع عليه بتاريخ 11 مارس 2014 .
  4. ↑ بوجارابال، ف.؛ كاسترو-كارريزو، أ.؛ ألكوليا، ج.؛ سانشيز كونتريراس، س. (2001). "بوجارابال، ف.، كاسترو-كارريزو، أ.، ألكوليا، ج.، سانشيز كونتريراس، س.؛ 2001.؛ الكتلة، والزخم الخطي، والطاقة الحركية للتدفقات ثنائية القطب في السدم الكوكبية الأولية.؛ علم الفلك والفيزياء الفلكية 377، 868-897. doi:10.1051/0004-6361:20011090". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 377 : 868. Bibcode : 2001A & A...377..868B . doi : 10.1051/0004-6361:20011090 .
  5. ↑ كوك، س.؛ بورتون، س. ر.؛ فيتزجيرالد، ب. م. (1978). "كوك، س.، بورتون، س. ر.، فيتزجيرالد، ب. م.؛ 1978؛ حول أصل السدم الكوكبية؛ المجلة الفيزيائية الفلكية 219، L125–L127. doi:10.1086/182621". المجلة الفيزيائية الفلكية . 219. Bibcode : 1978ApJ...219L.125K . doi : 10.1086/182621 .
  6. ↑ سوكر، نوام؛ ليفيو، ماريو (1994). "سوكر، ن.، ليفيو، م.؛ 1994؛ الأقراص والنفثات في السدم الكوكبية؛ المجلة الفيزيائية الفلكية 421، 219. doi:10.1086/173639". المجلة الفيزيائية الفلكية . 421 : 219. Bibcode : 1994ApJ...421..219S . doi : 10.1086/173639 .
  7. ↑ رييس-رويز، م.؛ لوبيز، ج. أ. (1999). "رييس-رويز، م.، لوبيز، ج. أ.؛ 1999؛ أقراص التراكم في السدم ما قبل الكوكبية؛ المجلة الفيزيائية الفلكية 524، 952-960. doi:10.1086/307827". المجلة الفيزيائية الفلكية . 524 (2): 952. Bibcode : 1999ApJ...524..952R . doi : 10.1086/307827 .
  8. ↑ سوكر، نوام؛ رابابورت، شاول (2000). "سوكر، ن.، رابابورت، س.؛ 2000؛ تكوين السدم الكوكبية ثنائية القطب ذات الخصر الضيق جدًا؛ المجلة الفيزيائية الفلكية 538، 241-259. doi:10.1086/309112". المجلة الفيزيائية الفلكية . 538 (1): 241. arXiv : astro-ph/9911140 . Bibcode : 2000ApJ...538..241S . doi : 10.1086/309112 .
  9. 1 2 بلاكمان، إريك ج.؛ فرانك، آدم؛ ويلش، كارل (2001). "بلاكمان، إريك ج.، فرانك، أ.، ويلش، ك.؛ 2001؛ الرياح النجمية والقرصية المغناطيسية المائية: تطبيق على السدم الكوكبية؛ المجلة الفيزيائية الفلكية 546، 288-298. doi:10.1086/318253". المجلة الفيزيائية الفلكية . 546 (1): 288. arXiv : astro-ph/0005288 . Bibcode : 2001ApJ...546..288B . doi : 10.1086/318253 .