Una nebulosa protoplanetaria o nebulosa preplanetaria [1] ( PPN , plural PPNe ) es un objeto astronómico que se encuentra en el episodio de corta duración durante la rápida evolución de una estrella entre la fase de la rama asintótica gigante tardía (LAGB) [a] y la fase posterior de nebulosa planetaria (PN). Una PPN emite una fuerte radiación infrarroja y es un tipo de nebulosa de reflexión . Es la segunda fase de evolución de alta luminosidad desde la última en el ciclo de vida de las estrellas de masa intermedia (1–8 M ☉ ). [2] : 469
El nombre nebulosa protoplanetaria es una elección desafortunada debido a la posibilidad de confusión con el mismo término que a veces se emplea cuando se habla del concepto no relacionado de discos protoplanetarios . El nombre nebulosa protoplanetaria es una consecuencia del término más antiguo nebulosa planetaria , que fue elegido debido a que los primeros astrónomos miraron a través de telescopios y encontraron una similitud en la apariencia de la nebulosa planetaria con los gigantes gaseosos como Neptuno y Urano . Para evitar cualquier posible confusión, Sahai, Sánchez Contreras y Morris 2005 sugirieron emplear un nuevo término nebulosa preplanetaria que no se superponga con ninguna otra disciplina de la astronomía. A menudo se las conoce como estrellas post-AGB , aunque esa categoría también incluye estrellas que nunca ionizarán su materia expulsada.
Durante la fase de la rama asintótica gigante tardía (LAGB) [a] , cuando la pérdida de masa reduce la masa de la envoltura de hidrógeno a alrededor de 10 −2 M ☉ para una masa del núcleo de 0,60 M ☉ , una estrella comenzará a evolucionar hacia el lado azul del diagrama de Hertzsprung-Russell . Cuando la envoltura de hidrógeno se haya reducido aún más a alrededor de 10 −3 M ☉ , la envoltura habrá sido tan alterada que se cree que no es posible una pérdida de masa significativa adicional. En este punto, la temperatura efectiva de la estrella, T * , será de alrededor de 5000 K y se define como el final de la LAGB y el comienzo de la PPN. (Davis et al. 2005)
Durante la fase de nebulosa protoplanetaria que sigue, la temperatura efectiva de la estrella central seguirá aumentando como resultado de la pérdida de masa de la envoltura como consecuencia de la combustión de la capa de hidrógeno. Durante esta fase, la estrella central todavía está demasiado fría para ionizar la envoltura circunestelar de movimiento lento expulsada durante la fase AGB anterior. Sin embargo, la estrella parece impulsar vientos colimados de alta velocidad que dan forma y sacuden esta envoltura, y casi con certeza arrastran eyecciones de AGB de movimiento lento para producir un viento molecular rápido. Las observaciones y los estudios de imágenes de alta resolución de 1998 a 2001 demuestran que la fase de PPN de rápida evolución finalmente da forma a la morfología de la PN posterior. En un punto durante o poco después del desprendimiento de la envoltura AGB, la forma de la envoltura cambia de aproximadamente simetría esférica a simetría axial. Las morfologías resultantes son chorros bipolares nudosos y "arcos de choque" similares a los de Herbig-Haro . Estas formas aparecen incluso en PPNe relativamente "jóvenes". (Davis y otros, 2005)
La fase PPN continúa hasta que la estrella central alcanza alrededor de 30.000 K y está lo suficientemente caliente (produciendo suficiente radiación ultravioleta ) como para ionizar la nebulosa circunestelar (gases expulsados) y se convierte en una especie de nebulosa de emisión llamada nebulosa planetaria. Esta transición debe tener lugar en menos de unos 10.000 años o, de lo contrario, la densidad de la envoltura circunestelar caerá por debajo del umbral de densidad de formulación de PN de alrededor de 100 [ aclaración necesaria ] por cm 3 y no se producirá ninguna PN; a este caso a veces se lo denomina "nebulosa planetaria perezosa" (Volk y Kwok 1989).
Bujarrabal et al. (2001) [4] encontraron que el modelo de " vientos estelares interactuantes" de Kwok et al. (1978) [5] de vientos impulsados radiativamente es insuficiente para explicar sus observaciones de CO de vientos rápidos PPN que implican alto momento y energía inconsistentes con ese modelo. Complementariamente, los teóricos (Soker y Livio 1994; [6] Reyes-Ruiz y López 1999; [7] Soker y Rappaport 2000; [8] Blackman, Frank y Welch 2001 [9] ) investigaron si los escenarios de disco de acreción , similares a los modelos utilizados para explicar chorros de núcleos galácticos activos y estrellas jóvenes , podrían explicar tanto la simetría puntual como el alto grado de colimación visto en muchos chorros PPN. En tales modelos aplicados al contexto PPN, el disco de acreción se forma a través de interacciones binarias. El lanzamiento magnetocentrífugo desde la superficie del disco es entonces una forma de convertir la energía gravitacional en energía cinética de un viento rápido en estos sistemas. [9] Si el paradigma del chorro de disco de acreción es correcto y los procesos magnetohidrodinámicos (MHD) median la energética y la colimación de los flujos de salida de PPN, entonces también determinarán la física de los choques en estos flujos, y esto se puede confirmar con imágenes de alta resolución de las regiones de emisión que acompañan a los choques. (Davis et al. 2005)