Una nebulosa protoplanetaria o nebulosa preplanetaria (Sahai, Sánchez Contreras & Morris 2005) ( 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 rama gigante asintótica tardía (LAGB) [ a] fase y la posterior fase de nebulosa planetaria (PN). Una PPN emite fuertemente radiación infrarroja y es una especie de nebulosa de reflexión . Es la penúltima fase de evolución de alta luminosidad en el ciclo de vida de las estrellas de masa intermedia (1–8 M ☉ ). (Kastner 2005)
El nombre de nebulosa protoplanetaria es una elección desafortunada debido a la posibilidad de confusión con el mismo término que a veces se emplea cuando se discute el concepto no relacionado de discos protoplanetarios . El nombre de nebulosa protoplanetaria es una consecuencia del antiguo término nebulosa planetaria , que fue elegido debido a que los primeros astrónomos observaron 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 superpone 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 [a] de la rama gigante asintótica tardía (LAGB) , cuando la pérdida de masa reduce la masa de la envoltura de hidrógeno a alrededor de 10 −2 M ☉ para una masa central de 0,60 M ☉ , una estrella comenzará a evolucionar hacia el lado azul de la Diagrama de Hertzsprung-Russell . Cuando la envoltura de hidrógeno se haya reducido aún más a alrededor de 10 −3 M ☉ , la envoltura se habrá alterado tanto que se cree que no es posible una mayor pérdida de masa significativa. En este punto, la temperatura efectiva de la estrella, T * , rondará los 5.000 K y se define como el final de la LAGB y el comienzo de la PPN. (Davis et al.2005)
Durante la siguiente fase de nebulosa protoplanetaria, la temperatura efectiva de la estrella central seguirá aumentando como resultado de la pérdida de masa de la envoltura como consecuencia de la quema de la capa de hidrógeno. Durante esta fase, la estrella central todavía está demasiado fría para ionizar la capa 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 capa, 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 realizados entre 1998 y 2001 demuestran que la fase de NPP de rápida evolución da forma en última instancia a la morfología de la NP 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 Herbig-Haro . Estas formas aparecen incluso en PPNe relativamente "jóvenes". (Davis et al.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 [ se necesita aclaración ] por cm³ y no se producirá ninguna PN; este caso a veces se denomina una "nebulosa planetaria perezosa". (Volk y Kwok 1989)
Bujarrabal et al. (2001) [2] encontró que el modelo de " vientos estelares interactuantes " de Kwok et al. (1978) [3] de vientos impulsados por radiación es insuficiente para explicar sus observaciones de CO de vientos rápidos PPN que implican un alto impulso y energía inconsistentes con ese modelo. Complementariamente, los teóricos (Soker & Livio 1994; [4] Reyes-Ruiz & Lopez 1999; [5] Soker & Rappaport 2000; [6] Blackman, Frank & Welch 2001 [7] ) investigaron si escenarios de discos de acreción , similares a los modelos utilizados para explicar los chorros de núcleos galácticos activos y estrellas jóvenes , podría explicar tanto la simetría puntual como el alto grado de colimación observado en muchos chorros de 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. [7] Si el paradigma del chorro de disco de acreción es correcto y los procesos magnetohidrodinámicos (MHD) median la energía y la colimación de los flujos de salida de PPN, entonces también determinarán la física de los choques en estos flujos, y esto puede confirmarse con altas pruebas. Imágenes de resolución de las regiones de emisión que acompañan a los choques. (Davis et al.2005)