| Nebulosans kattöga | |||
|---|---|---|---|
| planetarisk nebulosa | |||
| Forskningshistoria | |||
| öppnare | William Herschel | ||
| öppningsdatum | 15 februari 1786 | ||
| Observationsdata ( Epoch J2000.0 ) |
|||
| rätt uppstigning | 17 h 58 m 33,42 s | ||
| deklination | +66° 37′ 59,52″ | ||
| Distans | 3,3 ± 0,9 tusen St. år (1,0 ± 0,3 kpc ) | ||
| Skenbar magnitud ( V ) | 8.1 | ||
| Fotografisk magnitud ( m ph ) | 8.8 | ||
| Synliga mått |
23″×17″ (mitten) 5,8′ ( halo ) |
||
| Konstellation | Draken | ||
| fysiska egenskaper | |||
| Spektralklass | [WC] [1] | ||
| Radie | 0,2 St. årets | ||
| Absolut magnitud (V) | −1.9 | ||
| Egenskaper | komplex struktur | ||
|
|||
| Information i Wikidata ? | |||
| Mediafiler på Wikimedia Commons | |||
Cat's Eye Nebula , eller NGC 6543 , är en planetarisk nebulosa i stjärnbilden Draco . Detta är en av de mest komplexa nebulosorna i struktur. Högupplösta bilder tagna med Hubble-teleskopet visar många härvor, extremer och ljusa bågformade egenskaper.
Moderna studier av nebulosan har avslöjat ett antal särdrag som inte har fått en entydig förklaring. Komplexiteten i nebulosans struktur förklaras vanligtvis av koronala utstötningar i ett binärt stjärnsystem i mitten av nebulosan, men inga direkta bevis har hittats för att centralstjärnan har en följeslagare. Under analysen av den kemiska sammansättningen med olika metoder erhölls också motsägelsefulla data. Orsaken till dessa avvikelser är oklar. Det fanns en ljus och varm stjärna i mitten av Cat's Eye Nebula, men för cirka 1000 år sedan fällde denna stjärna sitt yttre skal och producerade nebulosan.
Nebulosan upptäcktes av William Herschel den 15 februari 1786 . Det blev den första planetariska nebulosan vars spektrum studerades . Detta gjordes av den engelske amatörastronomen William Huggins 1864 .
Redan 1864 valde den engelske astronomen Geggins Draco-nebulosan som en "peksten" för de första spektroskopiska observationerna av dessa mystiska föremål. Spektralanalys var fortfarande i sin linda, och Geggins observerade draknebulosans spektrum visuellt genom att fästa ett spektroskop på den okulära delen av teleskopet. Stor var hans förvåning när han, istället för det vanliga regnbågsbandet i absorptionsspektrumet, som är karakteristiskt för de flesta stjärnor, bara såg tre ljusa flerfärgade linjer på en helt mörk bakgrund. Tvärtemot förväntningarna visade sig Draknebulosan inte vara sammansatt av stjärnor, utan av lysande gaser. För första gången visade spektroskopet att det i världsrymden, förutom stjärnor och planeter, finns gigantiska moln av förtärnade och lysande gaser.
- F.Yu Siegel "Stjärnhimlens skatter: En guide till konstellationerna och månen." — M.: Nauka, 1986NGC 6543 har studerats väl. Den är relativt ljus ( magnitud är 8,1 m ), dessutom har den en hög ytljusstyrka . Dess höga deklination gör att den är lättillgänglig från norra halvklotet , där de flesta teleskop historiskt sett har funnits . Den ligger nästan i riktning mot den nordliga ekliptiska polen .
Storleken på det inre ljusa området är 20 sekunder i diameter ( Reed et al. 1999 ),[ klargör ] dock har nebulosan en omfattande gloria som fälldes av den röda jätten förälderstjärnan . Detta område har en storlek på 386 sekunder, eller 6,4 minuter.
Nebulosans "kärna" har visat sig ha en densitet på cirka 5 000 partiklar/cm³ och en temperatur på cirka 8 000 K. ( Wesson & Liu 2004 ) Halons temperatur är högre, 15 000 K, men densiteten är mycket lägre.
Centralstjärnan är av klass O med en temperatur på 80 000 K. Den är cirka 10 000 gånger ljusare än solen, medan dess radie är 0,65 från solen. Spektroskopiska studier har visat att denna stjärna för närvarande förlorar massa genom att utstråla en intensiv solvind med en hastighet av 3,2⋅10 −7 solmassor per år, eller 20 biljoner ton per sekund. Vindstyrkan når 1900 km/s. Beräkningar visade att stjärnans nuvarande massa är något högre än solmassan, men från början var den nästan 5 gånger större än den. ( Bianchi, Cerrato & Grewing 1986 )
Senaste röntgenobservationer med Chandra X-ray Observatory har visat närvaron av extremt het gas i NGC 6543 med en temperatur på 1,7×10 6 K. Bilden överst i detta avsnitt är en kombination av optiska bilder från Hubble Rymdteleskop och röntgenbilder från Chandra-teleskopet. Den heta gasen i sig tros vara resultatet av en kraftfull stjärnvind som interagerar med material som drevs ut tidigare. Denna interaktion skapade nebulosans inre bubbla.
Chandra-observationer visade också närvaron av en punktkälla i området för den centrala stjärnan. Spektrumet för denna källa sträcker sig till den hårda delen av röntgenspektrumet, upp till 0,5-1,0 keV . För en stjärna med en fotosfärstemperatur på cirka 100 000 K bör man inte förvänta sig stark emission i hårda röntgenstrålar, och därför är dess närvaro ett mysterium. Detta kan indikera närvaron av en högtemperaturtillväxtskiva i ett binärt stjärnsystem.
Att mäta de exakta avstånden till planetariska nebulosor har alltid varit ett problem. Många av metoderna som används för att göra detta är baserade på allmänna antaganden och kanske inte är korrekta i specifika fall.
Men under de senaste åren har användningen av Hubble-teleskopet möjliggjort införandet av en ny metod för att bestämma avstånd. Alla planetariska nebulosor expanderar, så observationer med tillräcklig vinkelupplösning , gjorda med flera års mellanrum, noterar en ökning av nebulosornas skenbara storlek. Vanligtvis är denna ökning mycket liten - bara några millisekunder per år eller mindre. Med spektroskopiska observationer, med hjälp av dopplereffekten , kan den linjära expansionshastigheten längs siktlinjen beräknas. Genom att sedan jämföra vinkeltillväxthastigheten med den linjära kan avståndet till nebulosan beräknas.
1994 och 1997 utforskades NGC 6543 med denna metod. Dess vinkelexpansion visade sig vara cirka 10 millisekunder per år, och dess linjära expansion var 16,4 km/s. Det bestämdes så småningom att avståndet till nebulosan var ungefär 1 000 parsecs (eller 3 300 ljusår , eller 3⋅10 16 km). ( Reed et al. 1999 )
Nebulosans ålder kan också bestämmas utifrån expansionens vinkelhastighet. Nästan alla mätningar som tagits tyder på att om det skedde i en konstant takt, så har cirka 1000 år gått sedan bildningens början. ( Reed et al. 1999 ) Eftersom den nyligen utskjutna materien möter motstånd i sin väg i form av det redan existerande (utvalt i de tidiga evolutionsstadierna), bör denna period betraktas som den övre gränsen för nebulosans ålder.
Samtidigt visade det sig att de yttre toppliknande delarna av nebulosan är äldre, cirka 1600 år gamla.[ utarbetad ] Troligtvis bildades de av det material som stjärnan kastade ut innan själva nebulosan bildades.
Som med mest avlägsna astronomiska objekt , är NGC 6543s huvudbeståndsdelar väte och helium , medan tyngre grundämnen är närvarande i mycket mindre mängder. Den exakta sammansättningen kan bestämmas från spektroskopiska observationer . Alla inneslutningar beskrivs vanligtvis i relation till väte, det vanligaste grundämnet.
Olika studier ger vanligtvis olika data om grundämnessammansättningen. Ofta beror detta på att teleskopspektrografer inte kan samla upp allt ljus som kommer från föremålen som studeras, utan bara tar emot en bråkdel av det genom bländaren eller linsöppningen . Följaktligen fångas olika delar av nebulosorna i olika observationer.
Men i fallet med NGC 6543 överensstämmer mätresultaten i allmänhet. Halten helium i förhållande till väte är 0,12, kol , som kväve , - 3⋅10 -4 och syre - 7⋅10 -4 . Dessa är typiska samband för planetariska nebulosor. Den relativa halten av både kol, kväve och syre är högre än vår sols , eftersom atmosfären av stjärnor är mättad med dessa element som erhålls under kärnfusionsprocessen , redan närmare planetariska nebulosastadiet. ( Wesson & Liu 2004 ) ( Hyung et al. 2000 )
Noggrann spektroskopisk analys av NGC 6543 har visat att den kan innehålla en liten mängd material som är betydligt anrikat på tunga grundämnen.
När det gäller struktur är Cat's Eye en mycket komplex nebulosa, och mekanismen eller mekanismerna som leder till en så komplex struktur är inte helt klarlagda.
Strukturen i nebulosans ljusa område påverkas till övervägande del av interaktionen mellan centralstjärnans snabba solvind och det material som skjuts ut under bildandet av nebulosan. Denna interaktion producerar också röntgenstrålar . Solvinden "blåser ut" till de yttre gränserna för materiens massa inuti nebulosans "bubbla" och kan i framtiden leda till att den spricker från båda sidor. ( Balick & Preston 1987 )
Det antas att nebulosans centrala stjärna kan vara en binär . Förekomsten av en ansamlingsskiva , orsakad av överföringen av materia mellan komponenterna i systemet, kan i sin tur leda till bildandet av polära jetströmmar som interagerar med det omgivande materialet som sprutats ut tidigare. Med tiden skulle strömmarnas riktning förändras under påverkan av precession . ( Miranda & Solf 1992 )
Utanför nebulosans ljusa område kan vi urskilja ett antal koncentriska ringar, som antas ha skjutits ut av stjärnan före bildandet av nebulosan, på röda jättestadiet enligt Hertzsprung-Russell-diagrammet . Dessa ringar är jämnt fördelade, vilket indikerar att de kastades ut med samma tidsintervall och med samma hastighet. ( Balick, Wilson & Hajian 2001 )
Trots aktiva studier rymmer Cat's Eye Nebula många mysterier. Det verkar som att de koncentriska ringarna som omger nebulosan slungades ut med flera hundra års mellanrum, en tid som är svår att förklara. Termiska pulseringar , främst ansvariga för bildandet av planetariska nebulosor, tros inträffa med intervaller på flera tiotusentals år, medan mindre ytpulseringar inträffar med intervaller på några till tiotals år. Således är mekanismen som är ansvarig för utstötningen av materia med en detekterad period i denna nebulosa ännu inte känd för vetenskapen.
Spektra av planetariska nebulosor är sammansatta av emissionslinjer . Dessa linjer kan bildas antingen på grund av kollisionsexcitation av joner i nebulosan eller på grund av rekombination av elektroner med joner. De linjer som uppstod av den första anledningen är vanligtvis mycket mer uttalade; detta tjänar historiskt till att bestämma innehållet i elementen. Studier visar dock att för NGC 6543 är mängderna beräknade från rekombinationslinjerna cirka 3 gånger högre än de som beräknas från kollisionslinjerna. ( Wesson & Liu 2004 ) Orsakerna till denna diskrepans diskuteras.
| Objekt i den nya delade katalogen | |
|---|---|
| Caldwell katalog | |
|---|---|
| |
| Kataloger | |