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彗星结

彗星结，也被称为球状体，是在附近的行星状星云（PNe），包括螺旋星云（NGC 7293）、环状星云（NGC 6720），哑铃星云（NGC 6853）、爱斯基摩星云（ng 2392）和视网膜星云（IC 4406）中观察到的结构[1][2]。它们被认为是行星状星云演化的共同特征，但只能在最近的例子中解析出来[2]。它们的大小通常比太阳系大（即冥王星的轨道），但质量约为太阳质量的0.00001，与地球的质量相当[1][3][4]。在螺旋星云中就大约有40,000个彗星结[5]。

螺旋星云中的彗星结。

在光学波长下，这些结被视为“致密、多尘的分子球的电离表皮”，形成新月形的头部，被电离并被中心恒星照亮，带有拖尾辐条或尾部[6]。在氢和一氧化碳的分子数据中，彗星结的尾部被观察到是高度分子化的[4]。球状体中心的密度至少是流经它周围物质的1,000倍[6]。其外观类似于背对恒星的彗星的尾巴，但彗星是固体，总体大小和质量都要小得多。

位于中心恒星附近和远处的球状体呈现出不同的特征。在螺旋星云近侧的彗星结，中心尘埃球因为吸收了星云外壳中发出的[OIII5007埃的光，在背景下看起来都很暗。那些在远侧的不阻挡该光源，因此不具有这种黑暗的外观[6]。此外，靠近中心恒星的球状体似乎有一个明显拖曳的尾，而位于更远的球状体则没有这种明确的尾[5]。

行星状星云中彗星结的起源仍然未知，有待积极地继续研究。现时也还不清楚它们是在渐近巨星支（AGB）阶段产生的，并以某种管道在AGB-PN跃迁中幸存下来，还是在恒星已经成为行星状星云才产生的。后一种情况意味着，在某个时刻，行星状星云宿主的条件会触发其星云包膜中分子团的形成[5]。因此，了解彗星结的形成和演化不仅有助于深入了解行星状星云宿主的物理性质，而且有助于更详细地了解中低质量恒星的演化。

与其它光蒸发流的关系

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彗星结是一种电离的光蒸发流，其特征是与行星状星云有关，但从猎户座星云等H II区中已知其它几种类型的光蒸发流（电离原行星盘、彗星球、象鼻管和香槟流（英语：Champagne flow model））。彗星结被描述为比其它种类更以平流（英语：Advection）为主，这些种类以重组为主或以尘埃为主。这种区别可以根据“光蒸发流内的动态电离平衡”的公式来进行， F* ≈ μn0 + αn02h。此处的F*是“入射到流外部的电离光子通量”，μ是“流的初始速度”，α是“复合系数”，n0是“流中的峰值电离密度”，和h大约是0.1 r0，是“流的有效厚度”。在以平流为主的流动中，“μn0”大于“αn02h”，并且大多数入射光子到达电离前沿并电离新鲜气体。在其它流中，大多数光子无法到达电离前沿，而是在流中平衡重组[7]。

在更远对象中的报告

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有几种结构被描述为围绕北冕座R的彗星结或彗星球，这是一颗特殊的恒星，被描述为可能是白矮星合并或最终氦壳层闪光的结果，由于周围碳尘的堆积，氦壳层闪光会周期性变暗，起到“自然日冕仪”的作用[8]。

NGC 6337是一个有着紧密双星核的行星状星云，其三维建模表明存在一个“带有径向细丝和结的厚环”。彗星结代表了缓慢膨胀的环面中的大密度波动[9]。

图集

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    环状星云M57
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    哑铃星云中的结
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    爱斯基摩星云

参考资料

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  1. ^ 1.0 1.1 Nemiroff, R.; Bonnell, J. (编). Curious Cometary Knots in the Helix Nebula. Astronomy Picture of the Day. NASA. 13 April 2008. 
  2. ^ 2.0 2.1 C.R. O'Dell; et al. Knots in planetary nebulae (PDF). Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. 2003, 15: 29–33 [2024-02-25]. （原始内容存档 (PDF)于2015-12-23）. 
  3. ^ O'dell, C. R.; Handron, Kerry D. Cometary Knots in the Helix Nebula (PDF). Astronomical Journal. April 1996, 111: 1630. Bibcode:1996AJ....111.1630O. doi:10.1086/117902. hdl:1911/17047  . Their masses of about 10−5 M☉ would be more like those of our solar system planets (M🜨 = 3×10−6 M☉, MJ = 9.6×10−4 M☉) than of our largest observed comets (10×1018 gms). 
  4. ^ 4.0 4.1 Huggins, Patrick J.; Forveille, Thierry; Bachiller, Rafael; Cox, Pierre; Ageorges, Nancy; Walsh, Jeremy R. High-Resolution CO and H2 Molecular Line Imaging of a Cometary Globule in the Helix Nebula. The Astrophysical Journal. 2002-07-01, 573 (1): L55–L58. arXiv:astro-ph/0205516  . doi:10.1086/342021  . 
  5. ^ 5.0 5.1 5.2 Matsuura, M.; Speck, A. K.; McHunu, B. M.; Tanaka, I.; Wright, N. J.; Smith, M. D.; Zijlstra, A. A.; Viti, S.; Wesson, R. A "firework" of H2Knots in the Planetary Nebula NGC 7293 (The Helix Nebula). The Astrophysical Journal. 2009-08-01, 700 (2): 1067–1077. Bibcode:2009ApJ...700.1067M. ISSN 0004-637X. arXiv:0906.2870  . doi:10.1088/0004-637X/700/2/1067. 
  6. ^ 6.0 6.1 6.2 Meaburn, J.; Clayton, C. A.; Bryce, M. & Walsh, J. R. The global motions of the cometary knots in the Helix planetary nebula (NGC 7293). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 1996, 281 (3): L57–L61. Bibcode:1996MNRAS.281L..57M. doi:10.1093/mnras/281.3.l57  . 
  7. ^ Henney, W. J. R. T. Schilizzi , 编. Title: Classification of ionized photoevaporation flows. Galaxies and Their Constituents at the Highest Angular Resolutions, Proceedings of IAU Symposium #205, Held 15–18 August 2000 at Manchester, United Kingdom. 2001, 205: 272–3. Bibcode:2001IAUS..205..272H. .
  8. ^ Geoffrey C. Clayton; et al. The circumstellar environment of R Coronae Borealis: white dwarf merger of final-helium-shell flash?. Astrophysical Journal. November 21, 2011, 743 (1): 44. Bibcode:2011ApJ...743...44C. arXiv:1110.3235  . doi:10.1088/0004-637X/743/1/44. 
  9. ^ Ma. T. García-Díaz; D. M. Clark; J. A. López; W. Steffen; M. G. Richer. The outflows and three dimensional structure of NGC 6337. The Astrophysical Journal. June 24, 2009, 699 (2): 1633–1638. Bibcode:2009ApJ...699.1633G. arXiv:0905.1166  . doi:10.1088/0004-637X/699/2/1633. 
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