原始惑星状星雲

原始惑星状星雲または前惑星状星雲^[1] ( PPN、複数形はPPNe ) は、恒星が後期漸近巨星枝(LAGB) ^[a]段階とそれに続く惑星状星雲(PN) 段階の間で急速に進化する過程の短命な時期にある天体である。PPN は赤外線を強く放射し、反射星雲の一種である。中質量星 (1–8 M _☉ )のライフサイクルにおいて、最後から2番目の高光度進化段階である。^{[2] : 469}

原始惑星状星雲という名称は、無関係な概念である原始惑星系円盤について議論する際に同じ用語が時々使用されるため、混同される可能性があるため、残念な選択である。原始惑星状星雲という名称は、古い用語である惑星状星雲から派生したもので、この用語が選ばれたのは、初期の天文学者が望遠鏡で観察し、惑星状星雲の外観が海王星や天王星などの巨大ガス惑星に類似していることを発見したためである。起こり得る混乱を避けるため、Sahai、Sánchez Contreras、Morris 2005は、天文学の他の分野と重複しない新しい用語である前惑星状星雲の使用を提案した。これらはしばしばポストAGB星と呼ばれるが、このカテゴリには放出された物質を決して電離しない星も含まれる。

後期漸近巨星分岐(LAGB) ^[a]段階では、質量損失により水素エンベロープの質量が約 10 ⁻² M _☉まで減少し、コア質量が 0.60  M _☉になると、恒星はヘルツシュプルング・ラッセル図の青側に向かって進化し始めます。水素エンベロープがさらに約 10 ⁻³ M _☉まで減少すると、エンベロープは大きく破壊され、それ以上の大幅な質量損失は不可能であると考えられます。この時点で、恒星の有効温度T _{*は約 5,000} Kになり 、LAGB の終わりと PPN の始まりとして定義されます。 (Davis et al. 2005)  

続く原始惑星状星雲段階では、水素殻の燃焼による外殻の質量損失の結果、中心星の有効温度は上昇し続ける。この段階では、中心星はまだ冷たすぎて、前の AGB 段階で放出された低速で移動する星周殻をイオン化できない。しかし、星は高速で平行な風を吹き出してこの殻を形作り、衝撃を与え、低速で移動する AGB 放出物を巻き込んで高速分子風を発生させているようだ。1998 年から 2001 年にかけて行われた観測と高解像度の画像研究では、急速に進化する PPN 段階が最終的にその後の PN の形態を形作ることが明らかになっている。AGB 外殻の分離中または分離直後のある時点で、外殻の形状はほぼ球対称から軸対称に変化する。結果として生じる形態は、双極性、節のあるジェット、およびハービッグ・ハロのような「弓状衝撃波」である。これらの形状は、比較的「若い」PPNe にも現れます。(Davis 他 2005)

PPN 段階は、中心星が約 30,000 K に達し、十分な熱 (十分な紫外線放射を生成) で星周星雲 (放出ガス) をイオン化し、惑星状星雲と呼ばれる一種の放出星雲になるまで続きます。この遷移は、約 10,000 年未満で発生する必要があります。さもないと、星周エンベロープの密度が PN 定式化密度しきい値 (約 100 ^{[説明が必要]} / cm ³⁾を下回り、PN は発生しません。このようなケースは、「怠惰な惑星状星雲」と呼ばれることがあります。 (Volk & Kwok 1989)

Bujarrabal et al. (2001) ^[4] は、Kwok et al. (1978) ^{[5]の放射駆動風の「相互作用する}恒星風」モデルは、そのモデルと矛盾する高い運動量とエネルギーを示唆する PPN 高速風の CO 観測を説明するには不十分であることを発見しました。補足的に、理論家 (Soker & Livio 1994; ^[6] Reyes-Ruiz & Lopez 1999; ^[7] Soker & Rappaport 2000; ^[8] Blackman, Frank & Welch 2001 ^[9] ) は、活動銀河核と若い恒星からのジェットを説明するために使用されるモデルに似た降着円盤シナリオが、多くの PPN ジェットに見られる点対称性と高度なコリメーションの両方を説明できるかどうかを調査しました。このようなモデルを PPN のコンテキストに適用すると、降着円盤はバイナリ相互作用によって形成されます。ディスク表面からの磁気遠心力による発射は、これらのシステムにおける重力エネルギーを高速風の運動エネルギーに変換する方法です。^[9] 降着円盤ジェットのパラダイムが正しく、磁気流体力学(MHD) プロセスが PPN 流出のエネルギーとコリメーションを媒介する場合、これらの流れの衝撃の物理も決定されます。これは、衝撃に伴う放出領域の高解像度画像で確認できます。 (Davis 他 2005)

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