Кометарный узел - Cometary knot

Кометарные узлы в туманности Хеликс

Кометные узлы, также называемые глобулами, представляют собой структуры, наблюдаемые в нескольких близлежащих планетарных туманностях (PNe), включая туманность Спираль (NGC 7293), туманность Кольцо (NGC 6720), туманность Гантель (NGC 6853), туманность Эскимос (NGC). 2392) и туманность Сетчатка (IC 4406). Считается, что они являются общей чертой эволюции планетарных туманностей, но могут быть разрешены только на ближайших примерах. Обычно они больше, чем размер Солнечной системы (т.е. орбита Плутона ), с массой примерно в 10 -5 раз больше массы Солнца , что сравнимо с массой Земли . В туманности Хеликс около 40 000 кометных узлов.

В оптических длинах волн узлы видны как «ионизированная кожа плотной пыльной молекулярной глобулы», образующая голову в форме полумесяца, которая ионизируется и освещается центральной звездой с задней спицей или хвостом. Согласно данным о молекулярном водороде и монооксиде углерода, хвосты кометных узлов являются высокомолекулярными. Центральная глобула как минимум в 1000 раз плотнее, чем окружающий материал, который проходит мимо нее. Внешний вид аналогичен хвосту кометы, который обращен в сторону от звезды , но кометы представляют собой твердые тела и намного меньше по размеру и массе.

Глобулы, расположенные далеко и близко от центральной звезды, имеют разные характеристики. На ближней стороне туманности Хеликс центральная пыльная глобула каждого кометного узла кажется темной на фоне, поскольку она поглощает свет [O III ] 5007 ангстрем, излучаемый оболочкой туманности. Те, кто находится на дальней стороне, не загораживают этот источник света и поэтому не выглядят темными. Кроме того, глобулы около центральной звезды, по-видимому, имеют отчетливый хвост, а те, что расположены дальше, не имеют таких четких хвостов.

Происхождение кометных узлов в планетарных туманностях до сих пор неизвестно и активно исследуется. Неясно, были ли они созданы во время фазы асимптотической гигантской ветви (AGB) и каким-то образом смогли пережить переход AGB-PN, или же они были созданы, когда звезда уже превратилась в планетарную туманность. Последний случай означал бы, что условия в хозяине планетарной туманности в определенный момент вызвали образование молекулярных сгустков в ее оболочке туманности. Таким образом, понимание образования и эволюции кометных узлов не только даст представление о физических свойствах планетарной туманности, но также поможет составить более подробную картину звездной эволюции звезд с низкой и средней массой.

Отношение к другим потокам фотоиспарения

Кометные узлы - это один из типов потоков ионизированного фотоиспарения , который характерно связан с планетарными туманностями, но несколько других типов потоков фотоиспарения ( проплиды , кометные глобулы , хоботы слона и потоки шампанского ) известны из областей H II, таких как туманность Ориона . Кометные узлы описаны как более адвекция -dominated , чем другие сорта, которые являются рекомбинация -dominated или пыль доминирует. Различие можно провести с помощью формулы для «динамического ионизационного баланса в потоке фотоиспарения», F * ≈ μn 0 + αn 0 2 h . Здесь F * - «поток ионизирующих фотонов, падающий на внешнюю сторону потока», μ - «начальная скорость потока», α - «коэффициент рекомбинации», n 0 - «пиковая ионизированная плотность в потоке», и h, который составляет приблизительно 0,1 r 0 , представляет собой «эффективную толщину потока». В потоках с преобладанием адвекции μn 0 больше, чем αn 0 2 h , и большинство входящих фотонов достигают фронта ионизации и ионизируют свежий газ. В других потоках большинство фотонов не достигают фронта ионизации и вместо этого уравновешивают рекомбинации в потоке.

Отчеты о более удаленных объектах

Несколько структур были описаны как кометные узлы или кометные глобулы, которые окружают R Coronae Borealis , необычную звезду, описанную как потенциально результат слияния белых карликов или заключительной вспышки гелиевой оболочки, которая периодически тускнеет из-за скопления окружающей углеродной пыли. это, действуя как «естественный коронограф ».

Трехмерное моделирование NGC 6337 , планетарной туманности с тесным двойным ядром, предполагает наличие «толстого кольца с радиальными нитями и узлами». Кометные узлы представляют собой большие флуктуации плотности в медленно расширяющемся тороиде.

Галерея

  • Кольцевая туманность

  • Узлы в туманности Гантель

  • Эскимосская туманность

Рекомендации

  1. ^ a b Nemiroff, R .; Боннелл, Дж., Ред. (13 апреля 2008 г.). «Любопытные кометарные узлы в туманности Хеликс» . Астрономическая картина дня . НАСА .
  2. ^ а б К.Р. О'Делл; и другие. (2003). «Узлы в планетарных туманностях» (PDF) . Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica . 15 : 29–33.
  3. ^ О'делл, CR; Хандрон, Керри Д. (апрель 1996 г.). «Кометарные узлы в туманности Винтовая» (PDF) . Астрономический журнал . 111 : 1630. Bibcode : 1996AJ .... 111.1630O . DOI : 10.1086 / 117902 . hdl : 1911/17047 . Их массы около 10 −5   M ☉ больше похожи на массы планет нашей солнечной системы ( M ⊕ = 3 × 10 −6   M ☉ , M J = 9,6 × 10 −4   M ☉ ), чем у наших крупнейших наблюдаемых комет ( 10 × 10 18  г ).
  4. ^ а б Хаггинс, П.Дж.; Forveille, T .; Бачиллер, Р .; Cox, P .; Ageorges, N .; Уолш, младший (01.07.2002). "Высококачественное изображение молекулярных линий CO и H [TINF] 2 [/ TINF] кометарной глобулы в туманности Хеликс" . Астрофизический журнал . 573 (1): L55 – L58. DOI : 10.1086 / 342021 .
  5. ^ a b c Мацуура, М .; Спек, АК; McHunu, BM; Танака, I .; Райт, штат Нью-Джерси; Смит, доктор медицины; Zijlstra, AA; Viti, S .; Вессон, Р. (2009-08-01). «Фейерверк» H2-узлов в планетарной туманности NGC 7293 (туманность Helix) ». Астрофизический журнал . 700 (2): 1067–1077. arXiv : 0906.2870 . Bibcode : 2009ApJ ... 700.1067M . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 700/2/1067 . ISSN   0004-637X .
  6. ^ a b c Meaburn, J .; Клейтон, Калифорния; Брайс, М. и Уолш, младший (1996). «Глобальные движения кометных узлов в планетарной туманности Хеликс (NGC 7293)» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 281 (3): L57 – L61. Bibcode : 1996MNRAS.281L..57M . DOI : 10.1093 / MNRAS / 281.3.l57 .
  7. ^ Хенни, WJ (2001). RT Schilizzi (ред.). «Название: Классификация ионизированных фотоиспаренных потоков». Галактики и их составляющие при самых высоких угловых разрешениях, Труды симпозиума МАС № 205, проходившего 15–18 августа 2000 г. в Манчестере, Соединенное Королевство . 205 : 272–3. Bibcode : 2001IAUS..205..272H . .
  8. ^ Джеффри К. Клейтон; и другие. (21 ноября 2011 г.). "Около звезды R Coronae Borealis: слияние белых карликов последней вспышки гелиевой оболочки?". Астрофизический журнал . 743 (1): 44. arXiv : 1110,3235 . Bibcode : 2011ApJ ... 743 ... 44С . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 743/1/44 .
  9. ^ Ма. Т. Гарсия-Диас; DM Clark; Х.А. Лопес; W. Steffen; MG Richer (24 июня 2009 г.). «Источники и трехмерная структура NGC 6337». Астрофизический журнал . 699 (2): 1633–1638. arXiv : 0905.1166 . Bibcode : 2009ApJ ... 699.1633G . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 699/2/1633 .