Una proto (-) nebulosa planetaria o pre (-) nebulosa planetaria (abreviado PNP ; en inglés proto / preplanetary nebula , PPN) es un objeto astronómico que constituye la etapa intermedia en la evolución de una estrella entre una estrella de la rama asintótica de la gigantes (AGB) y una nebulosa planetaria (NP). Esta fase ha sido durante mucho tiempo un eslabón perdido en la comprensión de la evolución de las estrellas.
Esta etapa intermedia ocurre cuando una estrella ha consumido todo su hidrógeno y luego ataca al helio . Esto provoca la liberación de una nube de gas excitada por la radiación de la estrella. Una protónbula planetaria es una especie de nebulosa de reflexión cuya estrella suele estar rodeada por un grueso disco de polvo.
Esta fase de evolución estelar es de corta duración. Solo sobrevive unos pocos miles de años (≈ 10 3 a ), lo que significa que el número de protónbulos planetarios existentes en un momento dado es relativamente bajo. Por lo tanto, hasta ahora, solo unos pocos cientos de ellos han sido identificados en toda nuestra Galaxia .
Estos objetos celestes se pueden descubrir buscando estrellas en catálogos ópticos existentes con los colores fotométricos IRAS apropiados, o buscando contrapartes ópticas de fuentes IRAS de baja temperatura.
El nombre "protónbulosa planetaria" deriva del término más antiguo " nebulosa planetaria " al que se añade el prefijo "proto", que indica una etapa anterior. En inglés, "planetary protonbula" que dice " protoplanetary nebula " (donde el prefijo " proto " se agrega a " planetary nebula ", traducción al inglés de "planetary nebula"), existe en este idioma un riesgo de confusión con los discos protoplanetarios, disco protoplanetario en inglés. En francés, a priori no hay riesgo de confusión, excepto en el caso de una traducción incorrecta del nombre en inglés a "nebulosa protoplanetaria". Esta confusión se hace eco de la del nombre "nebulosa planetaria", aunque estos objetos no tienen conexión con los planetas. En el momento de las primeras observaciones astronómicas de nebulosas planetarias, fueron nombradas así por su apariencia similar, cuando se observaron con telescopios de la época, con planetas gigantes como Urano y Neptuno .
Para evitar cualquier posible confusión, especialmente en inglés y en idiomas donde es posible una confusión similar, varios investigadores sugieren y utilizan el término "planetary prenebulous", en inglés preplanetary nebula , que no se superpone con ningún otro concepto en astronomía.
Las nebulosas Westbrook y Egg fueron las primeras protonbulosas planetarias observadas. Fueron descubiertos como resultado de observaciones de rastreo de objetos en tierra del Air Force Sky Survey . La nebulosa de Westbrook fue identificada por Westbrook et al. en 1975, y desde entonces se ha observado ampliamente. Westbrook y col. sugirió que el objeto podría ser el avistamiento sin precedentes de una nebulosa planetaria vista en una etapa temprana de su evolución.
La nebulosa del huevo fue descubierta por Ney et al. el mismo año. Sin embargo, las conclusiones de la época en cuanto a su etapa de evolución fueron menos precisas que las de la Nebulosa Westbrook. Estábamos hablando de un objeto que podría estar en una fase muy temprana o muy tardía de su evolución.
Se dice que los protónulos planetarios tienen las siguientes propiedades:
Dado que el protónculo planetario es una fase de transición corta, se espera que herede varias propiedades de su gigante padre. Sin embargo, también está evolucionando hacia la nebulosa planetaria. Entonces, la mejor manera de predecir las propiedades de una protónbula planetaria es interpolar entre las propiedades de las estrellas al final de la etapa AGB y las de las nebulosas planetarias jóvenes.
Hacia el final del AGB, la masa de la envoltura de hidrógeno se reduce a aproximadamente 10-2 masa solar ( M ☉ ) debido a la pérdida de masa estelar, para un núcleo estelar de 0,60 masa solar. Aquí es cuando la estrella comienza su evolución hacia el lado azul del diagrama de Hertzsprung-Russell .
Cuando la envoltura de hidrógeno se reduce a valores aún más bajos (10 −3 M ☉ ), la perturbación es tal que sería imposible una mayor pérdida de masa. Luego, la estrella comienza a tomar una forma más irregular e hinchada debido a la fuerza gravitacional , que no es suficiente para sostener las capas externas. Estos terminan siendo eyectados bajo la fuerza de los vientos estelares emitidos por el núcleo.
Podemos imaginar este fenómeno imaginando una estrella que tiene " hipo ". Es decir, las capas externas se sacuden brusca y brevemente provocando el desprendimiento gradual de la envoltura circunestelar. Además, esta alteración de la envoltura de hidrógeno hace que se contraiga y aumente la temperatura efectiva . La temperatura efectiva de la estrella será entonces de alrededor de 5.000 K , que corresponde al final del AGB y al inicio de la protonbula planetaria.
Durante la siguiente fase, la temperatura efectiva de la estrella central continúa aumentando debido a la pérdida de masa resultante de la combustión de la envoltura de hidrógeno. Durante esta fase, la estrella central todavía está demasiado fría para ionizar la envoltura circunestelar, expandiéndose lentamente después de la eyección iniciada durante la fase AGB. Sin embargo, la estrella parece impulsarse con vientos estelares de alta velocidad que la modulan y la sacuden. La envoltura produce así un viento molecular rápido.
Las observaciones y los estudios de imágenes de alta resolución llevados a cabo entre 1998 y 2001 muestran que la rápida fase evolutiva de la protonbulosa planetaria da forma a la morfología de la nebulosa planetaria subsiguiente. En algún momento, durante o poco después del desprendimiento de la envoltura AGB, la forma de la envoltura cambia de una esfera relativamente simétrica a una forma de simetría axial . Las morfologías resultantes pueden ser de tipo bipolar , con chorros nudosos o del tipo "onda de choque" de un objeto Herbig-Haro . Estas formas aparecen incluso en protónulos planetarios "jóvenes" .
La fase de protónulos planetarios continúa hasta que la estrella central alcanza unos 30.000 Kelvin y está lo suficientemente caliente como para ionizar la nebulosa circunestelar (los gases expulsados). Entonces se convierte en un tipo de nebulosa de emisión llamada nebulosa planetaria.
Esta transición (de 300 K a 30.000 K ) debe tener lugar en un período de tiempo inferior a 10.000 años, de lo contrario la densidad de la envoltura circunestelar cae por debajo del umbral de densidad necesario para la formación de una nebulosa planetaria (100 partículas por centímetro cúbico). ). En este caso, a veces se la denomina "nebulosa planetaria perezosa" .
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