Mlhovina Westbrook - Westbrook Nebula

Mlhovina Westbrook
Reflexní mlhovina
Protoplanetární mlhovina
Mlhovina Westbrook.tif
Hubble obrázek mlhoviny Westbrook
Kredit: ESA /Hubble & NASA
Údaje o pozorování: J2000 epocha
Správný vzestup04h 42m 53.64s[1]
Deklinace+36° 06′ 53.4″[1]
SouhvězdíAuriga
OznačeníCRL 618, IRAS 04395 + 3601, 2MASS J04425364 + 3606534, RAFGL 618[1]
Viz také: Seznamy mlhovin

Mlhovina Westbrook (CRL 618) je bipolární protoplanetární mlhovina který se nachází v souhvězdí Auriga. Tvoří ji hvězda, která prošla skrz červený obr fáze a zastavil jadernou fúzi v jádru. Tato hvězda je ukryta ve středu mlhoviny a vypouští plyn a prach rychlostí až 200 km / s.[2] Mlhovina je pojmenována po Williamovi E. Westbrookovi, který zemřel v roce 1975.[3]

Jsou ukázána dvě spektra oxidu uhelnatého v mlhovině Westbrook. Složka zobrazená žlutě vzniká z pomalého větru z fáze AGB hvězdy. Komponenta zobrazená červeně pochází z rychlejšího větru vytlačeného poté, co hvězda opustila AGB. Převzato z Gammie et al..[4]

Tato mlhovina se začala formovat asi před 200 lety a skládá se převážně z molekulárního plynu. Vnější část mlhoviny je výsledkem interakce mezi rychlým bipolárním odtokem a plynem, který byl vyhozen, když hvězda procházela svým asymptotická obří větev fáze. Laloky jsou nakloněny asi 24 ° k linii pohledu. Energie vyzařovaná z mlhoviny se skládá z rozptýleného světla z hvězdy v jádru a světla vyzařovaného z kompaktního HII region obklopující hvězdu a energii z šokem vzrušeného plynu v lalocích.[5]

Dynamika obalu molekulárního plynu může být studována zkoumáním mikrovln emisní linka spektra z kysličník uhelnatý rotační přechody. Tato spektra ukazují dvě odlišné složky rychlosti. Úzká jádra spektrálních čar ukazují známý parabolický profil pomalé (20 km / s), vysoké optická hloubka hvězdný vítr z Asymptotická obří větev (AGB) hvězda. Tento materiál byl vyloučen dříve, než se z objektu stala protoplanetární mlhovina, a tvoří hlavní část hmoty mlhoviny. Viditelná je také druhá složka vznikající z mnohem rychlejšího větru po AGB. Rychlá (> 190 km / s) složka větru se stává výraznější u spektrálních čar s vyšší frekvencí a vyšší energií, protože rychlý vítr má vyšší teplotu než pomalý vítr AGB.[4]

Předpokládá se, že centrální hvězda je z spektrální třída B0 a má 12 200násobek sluneční svítivost.[5] Fotosféra této hvězdy je nyní dostatečně horká, aby začala ionizovat mlhovinu, a ionizační oblast se rychle rozšiřuje. Velikost a rychlost růstu naznačují, že ionizace začala kolem roku 1971.[6] Jakmile bude značná část mlhoviny ionizována, stane se z ní planetární mlhovina. To znamená, že mlhovina Westbrook je v poněkud pokročilejší vývojové fázi než ta Vejcová mlhovina, jehož hvězda spektrální třídy F5 ještě nezačala ionizovat materiál mlhoviny.

Reference

  1. ^ A b C „Mlhovina Westbrook - hvězda po AGB“. SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Citováno 2009-04-16.
  2. ^ Christensen, Lars Lindberg; Tielens, A.G.G.M. (2000-08-31). „Hvězdná kukla se brzy vylíhne na motýla“. Evropská kosmická agentura. Citováno 2013-06-12.
  3. ^ Westbrook, W. E .; Gezari, D. Y .; Hauser, M. G .; Werner, M. W .; Elias, J. H .; Neugebauer, G .; et al. (1976). „Studie emise kontinua jednoho milimetru čtyř molekulárních mraků“. Astrofyzikální deník. 209: 94–101. Bibcode:1976ApJ ... 209 ... 94W. doi:10.1086/154695.
  4. ^ A b Gammie, C.F .; Knapp, G.R .; Young, K .; Phillips, T.G .; Falgarone, E. (říjen 1989). „Velmi rychlý odtok molekul z Proto Planetární mlhoviny CRL 618“. Astrofyzikální deník. 345: L87 – L89. doi:10.1086/185559. Citováno 15. listopadu 2020.
  5. ^ A b Contreras, C. S .; Sahai, R .; Gil de Paz, A. (říjen 2002). „Fyzická struktura protoplanetární mlhoviny CRL618. I. Optická spektroskopie a zobrazování s dlouhými štěrbinami“. Astrofyzikální deník. 578 (1): 269–289. arXiv:astro-ph / 0206200. Bibcode:2002ApJ ... 578..269S. doi:10.1086/342316.
  6. ^ Tafoya, D .; Loinard, L .; Vlemmings, W.H.T .; Marti-Vidal, I .; Pech, G. (22. července 2013). „Rychlá úhlová expanze ionizovaného jádra CRL 618“ (PDF). Astronomie a astrofyzika. 556. doi:10.1051/0004-6361/201321704. Citováno 15. listopadu 2020.