Protonebulosa planetária

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Imagem obtida com o Telescópio Espacial Hubble da Nebulosa Algodão-doce (IRAS 17150-3224), protonebulosa planetária na constelação de Scorpius.

Uma protonebulosa planetária ou nebulosa protoplanetária é um objeto astronômico que existe durante um curto episódio da evolução estelar compreendido entre a fase tardia do ramo gigante assimptótico (RAG) e a seguinte fase de nebulosa planetária. As protonebulosas planetárias são nebulosas de reflexão que emitem uma importante quantidade de radiação infravermelha. É a penúltima fase luminosa na vida de uma estrela de massa compreendida entre 1 e 8 massas solares (MSol).[1]

Nome[editar | editar código-fonte]

O nome de protonebulosa planetária é equívoco pela possível confusão com o mesmo termo empregue às vezes ao falar de discos protoplanetários, dois conceitos diferentes sem relação alguma. O termo protonebulosa planetária provém do termo nebulosa planetária, cunhado pelos antigos astrônomos quando encontraram que o aspecto de uma nebulosa planetária era similar ao de gigantes gasosos como Neptuno e Urano.

Evolução[editar | editar código-fonte]

Fase inicial[editar | editar código-fonte]

Durante a fase tardia do ramo gigante assimptótico, quando a perda de massa reduz a massa d o invólucro de hidrogênio a 10-2 MSol para uma massa do núcleo de 0,60 MSol, a estrela começa a evoluir para a zona azul do diagrama de Hertzsprung-Russell. Quando o invólucro de hidrogênio diminuiu até aproximadamente 10-3 MSol, esta ficou tão desbaratada que se acredita que não é possível que continue a perda de massa em grande escala.[2] Neste ponto, a temperatura efetiva da estrela é de cerca de 5000 K, e define o começo da fase de protonebulosa planetária.[3]

Fase de protonebulosa planetária[editar | editar código-fonte]

Nebulosa do Ovo, protonebulosa planetária na constelação de Cygnus.

Durante a fase de protonebulosa planetária a temperatura da estrela central continua aumentando como resultado da perda de massa do invólucro e como consequência da fusão nuclear da camada de hidrogênio. Nesta fase, a estrela central é ainda fria demais para ionizar a envoltura circum-estelar expulsa durante a fase anterior, que se move devagar. Dois exemplos de estrelas que estão nesta fase são 89 Herculis[4] e talvez HD 179821. Contudo, parece que a estrela central gera intensos ventos estelares colimados que dão forma a este invólucro. Em última instância, a fase de PPN é a que dá forma à nebulosa planetária subsequente. Durante a separação da envoltura da RAG —ou pouco depois da mesma—, a forma deste invólucro muda de uma forma simétrica aproximadamente esférica para uma forma com simetria axial. As morfologias resultantes são nebulosas bipolares, jatos de gás e ondas de proa do tipo Herbig Haro.[3]

Fase final[editar | editar código-fonte]

A fase final de protonebulosa planetária prossegue até a estrela central atingir cerca de 30 000 K, momento no qual o seu espectro pode lembrar o de uma estrela Wolf-Rayet, e começa a produzir suficiente radiação ultravioleta como para ionizar a nebulosa circum-estelar (os gases expulsos), transformando-se numa classe de nebulosa de emissão que recebe o nome de nebulosa planetária. Esta transição deve ocorrer em menos de 10 mil anos,[2] senão a densidade da envoltura circum-estelar descenderá por baixo do limiar que permite a formação da nebulosa planetária.

Referências

  1. Kastner, J.H.. (2005). "Near-death Transformation : Mass Ejection in Planetary Nebulae and Protoplanetary Nebulae" 37. p. 469.
  2. a b Volk, Kevin M.; Kwok, Sun. (1989). "Evolution of protoplanetary nebulae" 342. pp. 345-363.
  3. a b Davis, C. J.; Smith, M. D.; Gledhill, T. M.; Varricatt, W. P.. (2005). "Near-infrared echelle spectroscopy of protoplanetary nebulae : probing the fast wind in H2" 360 (1). pp. 104-118.
  4. 89 Herculis (Stars, Jim Kaler)

Ver também[editar | editar código-fonte]