| Červený obdélník mlhoviny | |||
|---|---|---|---|
| protoplanetární mlhovina | |||
| Historie výzkumu | |||
| datum otevření | 1973 | ||
| Údaje z pozorování ( Epocha J2000.0 ) |
|||
| rektascenzi | 06 h 19 m 58,22 s | ||
| deklinace | −10° 38′ 14,7″ | ||
| Vzdálenost | ~2300 St. let (381 ks ) [2] | ||
| Zdánlivá velikost ( V ) | 9,047 [1] | ||
| Souhvězdí | Jednorožec | ||
| fyzikální vlastnosti | |||
| Spektrální třída | B9Ib/II [3] | ||
|
|||
| Informace ve Wikidatech ? | |||
| Mediální soubory na Wikimedia Commons | |||
Mlhovina Červený obdélník je protoplanetární mlhovina v souhvězdí Monoceros ve vzdálenosti 2300 světelných let od Země , pojmenovaná tak podle své červené barvy a jedinečného obdélníkového tvaru [2] . Mlhovina byla objevena v roce 1973 během geodetického letu rakety spojeného s infračerveným průzkumem oblohy Hi Star [4] . Binární systém ve středu mlhoviny poprvé objevil R. G. Aitken v roce 1915 .
Snímky skvrnité difrakce ve viditelné a blízké infračervené oblasti ukazují velmi symetrickou, kompaktní bipolární mlhovinu s hroty ve tvaru X, které naznačují toroidní rozložení cirkumstelárního materiálu [5] . Centrální hvězda – ve skutečnosti blízký pár hvězd – je obklopena hustým prachovým torusem, který stlačuje původně sféricky symetrický výtok hmoty a má podobu kuželů dotýkajících se okrajů torusu. Vzhledem k tomu, že torus je pro nás viditelný z okraje, tvoří hranice kuželů tvar písmene X. Dobře definované kroky ukazují, že odtok hmoty probíhá nerovnoměrně [6] .
Binární systém je obklopen kompaktním, velmi masivním ( M ≈ 1,2 M ⊙ ), velmi hustým prachovým obalem s vodíkovými nečistotami . Jeho hustota je ~ 2,5 × 10 12 atomů na cm 3 (hmotnostní poměr prachu / plynu ~ 0,01 ). Model předpokládá, že většina hmoty prachu je soustředěna ve velmi velkých částicích. Polární oblasti jsou v důsledku přílivu prachu hustší než okolní prostředí. Spektroskopická dvojhvězda HD 44179 s jasnou složkou je post- AGB hvězda s hmotností ~0,57 M⊙ a svítivostí ~ 6000 L⊙ .
Efektivní teplota hvězdy je ~ 7750 K. Na základě studia orbitálních prvků binárního systému se předpokládá, že jeho neviditelným společníkem je héliový bílý trpaslík s hmotností ~ 0,35 M ⊙ , svítivostí ≲ 100 L ⊙ a teplotou ~ 6×10 4 K. _ Tak vysokou svítivost pro bílého trpaslíka lze vysvětlit jedním nebo více výbuchy termonukleárního spalování vodíku, získanými jako výsledek akrece hmoty z hvězdy po AGB. Horký bílý trpaslík ionizuje řídkou hmotu skořápky a vytváří malou oblast H II pozorovanou v rádiovém dosahu [5] . Evoluční scénář vzniku mlhoviny naznačuje, že na počátku byly dvě hvězdy o hmotnosti 2,3 a 1,9 M ⊙ ve vzdálenosti ~130 R ⊙ . Mlhovina vznikla vyvržením společné skořápky hvězd z laloku Roche poté, co byla přelita tokem hmoty ze současné post-AGB hvězdy [5] .
Na 203. zasedání Americké astronomické společnosti v lednu 2004 pracovní skupina vedená A. Wittem z University of Toledo, Ohio oznámila [7] , že našla spektrální čáry polycyklických aromatických uhlovodíků anthracenu a pyrenu — potenciálně extrémně důležité pro tvorbu života organických molekul. Donedávna se předpokládalo, že ultrafialové záření rychle degraduje tyto uhlovodíky ; skutečnost, že stále existují, byla vysvětlena přítomností nově objevených molekulárních sil. Tyto dvě molekuly obsahují 24, respektive 26 atomů, což je asi dvojnásobek délky nejdelšího 13atomového molekulárního řetězce dříve nalezeného ve vesmíru. Uhlík a vodík jsou vyfukovány hvězdným větrem , čímž vzniká mlhovina: v ní se plyn ochlazuje, atomy se srážejí a vytvářejí stále větší molekuly [8] .
Vyhazování prachového obalu začalo před 14 000 lety [9] . Během příštích několika tisíc let se hvězda bude zmenšovat a zahřívat a do okolní mlhoviny bude vyzařovat proud ultrafialového záření. Po několika tisících letech se Rudá obdélníková mlhovina zvětší v planetární mlhovinu [10] .