| Nebula punainen suorakulmio | |||
|---|---|---|---|
| protoplanetaarinen sumu | |||
| Tutkimushistoria | |||
| avauspäivämäärä | 1973 | ||
| Havaintotiedot ( Epoch J2000.0 ) |
|||
| oikea ylösnousemus | 06 h 19 min 58,22 s | ||
| deklinaatio | −10° 38′ 14,7″ | ||
| Etäisyys | ~2300 St. vuotta (381 kpl ) [2] | ||
| Näennäinen magnitudi ( V ) | 9,047 [1] | ||
| tähdistö | Yksisarvinen | ||
| fyysiset ominaisuudet | |||
| Spektriluokka | B9Ib/II [3] | ||
|
|||
| Tietoja Wikidatasta ? | |||
| Mediatiedostot Wikimedia Commonsissa | |||
Punainen suorakulmion sumu on protoplanetaarinen sumu Monoceroksen tähdistössä 2300 valovuoden etäisyydellä Maasta , ja se on nimetty punaisen värinsä ja ainutlaatuisen suorakaiteen muotoisensa vuoksi [2] . Sumu löydettiin vuonna 1973 geodeettisen rakettilennon aikana, joka liittyy Hi Star -infrapunataivaantutkimukseen [4] . R. G. Aitken löysi ensimmäisen sumun keskellä olevan binaarijärjestelmän vuonna 1915 .
Näkyvän ja lähi - infrapunasäteilyn pilkkudiffraktiokuvat osoittavat erittäin symmetrisen, kompaktin kaksinapaisen sumun, jossa on X-muotoisia piikkejä, mikä viittaa tähtien ympärillä olevan materiaalin toroidiseen jakautumiseen [5] . Keskitähteä – itse asiassa läheistä tähtiparia – ympäröi tiheä pölytorus, joka puristaa alunperin pallosymmetrisen aineen ulosvirtauksen, ja se on toruksen reunoja koskettavien kartioiden muodossa. Koska torus näkyy meille reunasta, kartioiden rajat muodostavat X-kirjaimen muodon. Hyvin määritellyt askelmat osoittavat, että aineen ulosvirtaus tapahtuu epätasaisesti [6] .
Binäärijärjestelmää ympäröi kompakti, erittäin massiivinen ( M ≈ 1,2 M ⊙ ), erittäin tiheä pölyvaippa, jossa on vetyepäpuhtauksia . Sen tiheys on ~ 2,5 × 10 12 atomia/cm 3 (pöly/kaasumassasuhde ~ 0,01 ). Mallissa oletetaan, että suurin osa pölyn massasta on keskittynyt hyvin suuriin hiukkasiin. Napa-alueet ovat tiheämpiä kuin ympäristö pölyvirran seurauksena. Kirkas komponenttispektroskooppinen binääri HD 44179 on AGB:n jälkeinen tähti , jonka massa on ~0,57 M⊙ ja valoisuus ~ 6000 L⊙ .
Tähden tehollinen lämpötila on ~7750 K. Binäärijärjestelmän kiertoradan elementtien tutkimuksen perusteella oletetaan, että sen näkymätön kumppani on heliumvalkoinen kääpiö, jonka massa on ~ 0,35 M ⊙ , valoisuus ≲ 100 L ⊙ ja lämpötila ~ 6 × 10 4 K. _ Valkoisen kääpiön tällainen korkea kirkkaus voidaan selittää yhdellä tai useammalla vedyn lämpöydinpolton purskeella, joka on saatu AGB:n jälkeisestä tähdestä tapahtuvan aineen kertymisen seurauksena. Kuuma valkoinen kääpiö ionisoi kuoren harvinaisen aineen muodostaen pienen H II -alueen , joka havaitaan radioalueella [5] . Sumun muodostumisen evoluution skenaario viittaa siihen, että alussa oli kaksi tähteä, joiden massat olivat 2,3 ja 1,9 M ⊙ , etäisyydellä ~130 R ⊙ . Sumu muodostui tähtien yhteisen kuoren irtautuessa Rochen keikasta sen jälkeen, kun sen yli vuodatti ainevirta nykyisestä AGB:n jälkeisestä tähdestä [5] .
American Astronomical Societyn 203. kokouksessa tammikuussa 2004 A. Wittin johtama työryhmä Toledon yliopistosta Ohiosta raportoi [7] löytäneensä polysyklisten aromaattisten hiilivetyjen antraseenin ja pyreenin spektriviivoja, jotka ovat mahdollisesti erittäin tärkeitä . orgaanisten molekyylien elämän muodostumiseen. Viime aikoihin asti ultraviolettisäteilyn uskottiin hajottavan näitä hiilivetyjä nopeasti ; niiden edelleen olemassaolo selittyy äskettäin löydetyillä molekyylivoimilla. Nämä kaksi molekyyliä sisältävät 24 ja 26 atomia, vastaavasti, mikä on noin kaksi kertaa niin pitkä kuin pisin 13 atomin molekyyliketju, joka on aiemmin löydetty avaruudesta. Tähtituuli puhaltaa ulos hiiltä ja vetyä muodostaen sumun: siinä kaasu jäähtyy, atomit törmäävät ja muodostavat yhä suurempia molekyylejä [8] .
Pölyvaipan irtoaminen alkoi 14 000 vuotta sitten [9] . Seuraavien tuhansien vuosien aikana tähti pienenee ja kuumenee ja lähettää ultraviolettisäteilyä ympäröivään sumuun. Useiden tuhansien vuosien kuluttua Punainen suorakaiteen muotoinen sumu turpoaa planetaariseksi sumuksi [10] .