Kometární uzel - Cometary knot - Wikipedia

Kometární uzly v Mlhovina Helix

Kometární uzly, označované také jako globulky, jsou struktury pozorované v několika blízkých planetární mlhoviny (PNe), včetně Mlhovina Helix (NGC 7293), Prstencová mlhovina (NGC 6720) Mlhovina činka (NGC 6853), Eskymácká mlhovina (NGC 2392) a Mlhovina sítnice (IC 4406).[1][2] Věří se, že jsou společným rysem vývoje planetárních mlhovin, ale lze je vyřešit pouze v nejbližších příkladech.[2] Obvykle jsou větší než velikost Sluneční Soustava (tj. oběžnou dráhu Pluto ), s masami kolem 10−5 krát hmota Slunce, což je srovnatelné s hmotností Země.[1][3][4] V mlhovině Helix je asi 40 000 kometárních uzlů.[5]

Na optických vlnových délkách jsou uzly vnímány jako „ionizovaná kůže husté, zaprášené molekulární globule“, která tvoří půlměsícovou hlavu, která je ionizována a osvětlována centrální hvězdou s koncovým paprskem nebo ocasem.[6] V údajích o molekulárním vodíku a oxidu uhelnatém jsou ocasy kometárních uzlů pozorovány jako vysoce molekulární.[4] Centrální globule je nejméně 1000krát hustší než okolní materiál, který kolem ní proudí.[6] Vzhled je analogický s ocasem a kometa která směřuje od jeho hvězda, ale komety jsou pevná tělesa a mají mnohem menší celkovou velikost a hmotnost.

Globule umístěné daleko a blízko centrální hvězdy mají různé vlastnosti. Na blízké straně mlhoviny Helix se centrální prachová globule každého kometárního uzlu jeví na pozadí temná, protože pohlcuje [Ó III] 5007 Angstrom světlo vyzařované v nebulární obálce. Ti na druhé straně nebrání tomuto světelnému zdroji, a proto nemají tento temný vzhled.[6] Kromě toho se zdá, že globule poblíž centrální hvězdy mají zřetelný zadní ocas, zatímco ty, které jsou umístěny dále, takové definované ocasy nevykazují.[5]

Původ kometárních uzlů v planetárních mlhovinách je stále neznámý a je předmětem aktivního výzkumu. Není jasné, zda byly vytvořeny během Asymptotická obří větev (AGB) fáze a nějak se jim podařilo přežít přechod AGB-PN, nebo pokud byly vytvořeny, když se z hvězdy již stala planetární mlhovina. Druhý případ by znamenal, že podmínky v hostiteli planetární mlhoviny by v určitém okamžiku spustily tvorbu molekulárních shluků v jeho nebulární obálce.[5] Porozumění vzniku a vývoji kometárních uzlů by tedy nejen poskytlo pohled na fyzikální vlastnosti hostitele planetární mlhoviny, ale pomohlo by také vytvořit podrobnější obraz o hvězdná evoluce hvězd s nízkou až střední hmotností.

Vztah k dalším tokům fotoevaporace

Kometární uzly jsou jedním typem ionizovaných foto odpařování tok, který je charakteristicky spojen s planetárními mlhovinami, ale několik dalších typů fotoevaporačních toků (proplyds, kometární globule, kmeny slonů, a šampaňské teče ) jsou známy z H II regiony tak jako Mlhovina v Orionu. Kometární uzly jsou popsány jako další advekce -dominované než ostatní odrůdy, které jsou rekombinace -dominovaný nebo dominovaný prachem. Rozlišovat lze pomocí vzorce pro „dynamickou ionizační rovnováhu v toku fotoevaporace“, F* ≈ μn0 + αn02h. Tady F* je „tok ionizujícího fotonu dopadající na vnější stranu toku“, μ je „počáteční rychlost toku“, α je „koeficient rekombinace“, n0 je „maximální ionizovaná hustota v toku“ a h, což je přibližně 0,1 r0, je „efektivní tloušťka toku“. V tokech ovládaných advekcí μn0 je větší než αn02ha většina příchozích fotonů dosáhne ionizační fronty a ionizuje čerstvý plyn. V jiných tokech většina fotonů nedosáhne ionizační fronty a místo toho vyvažuje rekombinace v toku.[7]

Hlášení ve vzdálenějších objektech

Několik struktur bylo popsáno jako kometární uzly nebo kometární globule které obklopují R Coronae Borealis, což je zvláštní hvězda popisovaná jako potenciálně výsledek a bílý trpaslík fúze nebo závěrečný záblesk heliového pláště, který se pravidelně ztlumuje v důsledku hromadění uhlíkového prachu, který jej obklopuje, a působí jako koronograf '.[8]

Trojrozměrné modelování NGC 6337, planetární mlhovina s blízkým binárním jádrem, naznačuje přítomnost „tlustého prstence s radiálními vlákny a uzly“. Kometární uzly představují velké fluktuace hustoty v pomalu se rozšiřujícím toroidu.[9]

Galerie

  • Prstencová mlhovina

  • Uzly v mlhovině Činka

  • Eskymácká mlhovina

Reference

  1. ^ A b Nemiroff, R .; Bonnell, J., eds. (13. dubna 2008). „Zvědavé kometární uzly v mlhovině Helix“. Astronomický snímek dne. NASA.
  2. ^ A b CR O'Dell; et al. (2003). "Uzly v planetárních mlhovinách" (PDF). Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. 15: 29–33.
  3. ^ O'dell, C. R.; Handron, Kerry D. (duben 1996). „Kometární uzly v mlhovině Helix“ (PDF). Astronomický deník. 111: 1630. Bibcode:1996AJ .... 111.1630O. doi:10.1086/117902. hdl:1911/17047. Jejich hmotnost asi 10−5 M☉ by se více podobaly planetám naší sluneční soustavy (M⊕ = 3×10−6 M☉, MJ = 9.6×10−4 M☉) než naše největší pozorované komety (10×1018 gms).
  4. ^ A b Huggins, P. J .; Forveille, T .; Bachiller, R .; Cox, P .; Ageorges, N .; Walsh, J. R. (01.07.2002). „Molekulární linie CO a H [TINF] 2 [/ TINF] s molekulárním zobrazením kometární globule v mlhovině Helix“. Astrofyzikální deník. 573 (1): L55 – L58. doi:10.1086/342021.
  5. ^ A b C Matsuura, M .; Speck, A. K .; McHunu, B. M .; Tanaka, I .; Wright, N.J .; Smith, M. D .; Zijlstra, A. A .; Viti, S .; Wesson, R. (01.08.2009). „„ Ohňostroj “H2Knotů v planetární mlhovině NGC 7293 (mlhovina Helix)“. Astrofyzikální deník. 700 (2): 1067–1077. arXiv:0906.2870. Bibcode:2009ApJ ... 700,1067 mil. doi:10.1088 / 0004-637X / 700/2/1067. ISSN  0004-637X.
  6. ^ A b C Meaburn, J .; Clayton, C. A .; Bryce, M. & Walsh, J. R. (1996). „Globální pohyby kometárních uzlů v planetární mlhovině Helix (NGC 7293)“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 281 (3): L57 – L61. Bibcode:1996MNRAS.281L..57M. doi:10,1093 / mnras / 281,3.l57.
  7. ^ Henney, W. J. (2001). R. T. Schilizzi (ed.). "Název: Klasifikace ionizovaných toků fotoevaporace". Galaxies and their Constituents at the Highest Angular Resolutions, Proceedings of IAU Symposium # 205, Held 15–18 August 2000 at Manchester, United Kingdom. 205: 272–3. Bibcode:2001IAUS..205..272H..
  8. ^ Geoffrey C. Clayton; et al. (21. listopadu 2011). „Okolní prostředí R Coronae Borealis: sloučení bílého trpaslíka záblesku finální helium-skořápky?“. Astrofyzikální deník. 743 (1): 44. arXiv:1110.3235. Bibcode:2011ApJ ... 743 ... 44C. doi:10.1088 / 0004-637X / 743/1/44.
  9. ^ Ma. T. García-Díaz; D. M. Clark; J. A. López; W. Steffen; M. G. Richer (24. června 2009). "Odtoky a trojrozměrná struktura NGC 6337". Astrofyzikální deník. 699 (2): 1633–1638. arXiv:0905.1166. Bibcode:2009ApJ ... 699.1633G. doi:10.1088 / 0004-637X / 699/2/1633.