Mlhovina Kočičí oko - Cats Eye Nebula - Wikipedia

Mlhovina Kočičí oko
Emisní mlhovina
Planetární mlhovina
An object resembling a red eye, with a blue pupil, red-blue iris and a green brow. Another green
Složený obraz pomocí optických obrazů z HST a rentgenová data z Chandra X-ray Observatory v roce 1995
Údaje o pozorování: J2000 epocha
Správný vzestup17h 58m 33.423s[1]
Deklinace+66° 37′ 59.52″[1]
Vzdálenost3.3±0.9 kly (1.0±0.3 kpc)[2] ly
Zdánlivá velikost (PROTI)9,8 B[1]
Zdánlivé rozměry (PROTI)Jádro: 20 ″[2]
SouhvězdíDraco
Fyzikální vlastnosti
PoloměrJádro: 0,2 ly[poznámka 1] ly
Absolutní velikost (PROTI)−0.2+0.8
−0.6B[poznámka 2]
Pozoruhodné funkcesložitá struktura
OznačeníNGC 6543,[1] Hlemýžďová mlhovina,[1] Slunečnicová mlhovina,[1] (zahrnuje IC 4677 ),[1] Caldwell 6
Viz také: Seznamy mlhovin

Souřadnice: Mapa oblohy 17h 58m 33.423s, +66° 37′ 59.52″

The Mlhovina Kočičí oko (také známý jako NGC 6543 a Caldwell 6) je planetární mlhovina v severní souhvězdí Draco, objeveno uživatelem William Herschel 15. února 1786. Byla to první planetární mlhovina, jejíž spektrum byl vyšetřován Angličany amatérský astronom William Huggins, což dokazuje, že planetární mlhoviny byly plynné a neměly hvězdnou povahu. Strukturálně měl objekt snímky s vysokým rozlišením Hubbleův vesmírný dalekohled odhalující uzly, trysky, bubliny a složité oblouky, osvětlené centrálním horkem jádro planetární mlhoviny (PNN).[3] Jedná se o dobře studovaný objekt, který byl pozorován z rádio na rentgen vlnové délky.

Obecná informace

NGC 6543 je vysoká severní deklinace objekt hlubokého nebe. Má to kombinované velikost 8,1, s vysokou jas povrchu. Jeho malá jasná vnitřní mlhovina má průměrně 16,1 arcsec, s vnějšími prominentními kondenzacemi asi 25 arcsec.[4] Hluboké obrázky odhalují prodloužené svatozář asi 300 arcsec nebo 5 arcmin přes,[5] který byl jednou vysunut z ústředny předek hvězda během své červený obr fáze.

NGC 6543 je 4,4obloukové minuty ze současné polohy severní ekliptický pól, méně než1⁄10 ze 45obloukové minuty mezi Polaris a aktuální poloha severní Země osa otáčení. Je to pohodlný a přesný ukazatel pro osu rotace Země ekliptický, kolem kterého nebeský severní pól otáčí se. Je to také dobrá značka pro blízké „Neměnná“ osa sluneční soustavy, což je střed kruhů, které každý severní pól planety a severní pól oběžné dráhy každé planety tvoří na obloze. Vzhledem k tomu, že pohyb na obloze ekliptického pólu je ve srovnání s pohybem severního pólu Země velmi pomalý, je jeho poloha jako značky stanice ekliptického pólu v podstatě stálá v časovém měřítku lidské historie, na rozdíl od Polárka, která se mění každých několik tisíc let.

Pozorování ukazují, že jasná mlhovina má teploty mezi 7000 a 9000 K., jehož hustoty jsou v průměru asi 5000 částice na centimetr krychlový.[6] Jeho vnější halo má vyšší teplotu kolem 15000 K., ale má mnohem nižší hustotu.[7] Rychlost rychle hvězdný vítr je o 1900 km / s, kde spektroskopická analýza ukazuje aktuální rychlost průměrů úbytku hmoty 3.2×10−7 sluneční hmoty za rok, což odpovídá dvaceti bilionům tun za sekundu (20 Eg / s).[6]

Optický obraz obklopující halo mlhoviny

Povrchová teplota pro centrální PNN je asi 80000 K., bytost 10000 časově zářivý jako slunce. Hvězdná klasifikace je O7 +[WR] –Typová hvězda.[6] Výpočty naznačují, že PNN je vyšší než jedna sluneční hmota, z teoretických počátečních 5 hmotností Slunce.[8] Centrální hvězda Vlk – Rayet má poloměr 0,65R☉ (452 000 km).[9] Mlhovina Kočičí oko, uvedená v některých zdrojích, leží asi tři tisíce světelných let od Země.[10]

Postřehy

Kočičí oko bylo první planetární mlhovinou, která byla pozorována pomocí spektroskop podle William Huggins 29. srpna 1864.[11][12] Hugginsova pozorování odhalila, že spektrum mlhoviny bylo nespojité a bylo vytvořeno z několika jasných emisních čar, což je první známkou toho, že planetární mlhoviny sestávají z řídkého ionizovaného plynu. Spektroskopická pozorování na těchto vlnových délkách se používají při stanovení množství,[13] zatímco obrazy na těchto vlnových délkách byly použity k odhalení složité struktury mlhoviny.[14]

Infračervená pozorování

Pozorování NGC 6543 v daleko infračervené vlnové délky (asi 60 μm) odhalují přítomnost hvězdný prach při nízkých teplotách. Předpokládá se, že se prach vytvořil během posledních fází života hvězdy předků. Pohlcuje světlo z centrální hvězdy a znovu jej vyzařuje infračervený vlnové délky. Spektrum emise infračerveného prachu znamená, že teplota prachu je asi 85 K, zatímco hmotnost prachu se odhaduje na 6.4×10−4 sluneční hmoty.[15]

Infračervená emise také odhaluje přítomnost neionizovaný materiál jako např molekulární vodík (H2) a argon. V mnoha planetárních mlhovinách je molekulární emise největší ve větších vzdálenostech od hvězdy, kde je více materiálu neionizováno, ale emise molekulárního vodíku v NGC 6543 se zdá být jasná na vnitřním okraji jejího vnějšího halo. To může být způsobeno rázové vlny vzrušující H2 jak se střetává ejecta pohybující se různými rychlostmi. Celkový vzhled mlhoviny Kočičí oko v infračervené oblasti (vlnové délky 2–8 μm) je ve viditelném světle podobný.[16]

Optická a ultrafialová pozorování

Zde vytvořený snímek z Hubblova kosmického dalekohledu je ve falešných barvách a je navržen tak, aby zvýraznil oblasti vysoké a nízké ionizace. Byly pořízeny tři snímky ve filtrech, které izolovaly světlo vyzařované jednou ionizovanou látkou vodík na 656,3nm, samostatně ionizovaný dusík při 658,4 nm a dvojnásobně ionizovaný kyslík při 500,7 nm. Obrázky byly kombinovány jako červený, zelený a modrý kanál, i když jejich skutečné barvy jsou červená, červená a zelená. Obrázek odhaluje dvě „čepičky“ méně ionizovaného materiálu na okraji mlhoviny.[17]

Rentgenová pozorování

Rentgenový snímek mlhoviny.

V roce 2001 byla pozorování na adrese rentgen vlnové délky podle Chandra X-ray Observatory odhalila přítomnost extrémně horkého plynu v NGC 6543 s teplotou 1.7×106 K..[18] Předpokládá se, že velmi horký plyn je výsledkem prudké interakce rychlého hvězdného větru s materiálem, který byl dříve vyhozen. Tato interakce vyhloubila vnitřní bublinu mlhoviny.[14] Pozorování Chandry také odhalila a bodový zdroj v pozici centrální hvězdy. Spektrum tohoto zdroje sahá až do tvrdé části rentgenového spektra, na 0,5–1.0 keV. Hvězda s fotosférické teplota asi 100000 K. Neočekává se, že by emitovaly silně v tvrdých rentgenových paprscích, a proto je jejich přítomnost záhadou. Může to naznačovat přítomnost vysoké teploty akreční disk v rámci binární hvězda Systém.[19] Tvrdá rentgenová data zůstávají zajímavá i po více než deseti letech: Kočičí oko bylo zahrnuto do průzkumu Chandra z roku 2012 týkajícího se 21 centrálních hvězd planetárních mlhovin (CSPNe) v sousedství Slunce, kde bylo zjištěno: „Všichni kromě jednoho z X- zdroje paprskových bodů detekované na CSPNe zobrazují rentgenová spektra, která jsou tvrdší, než se očekávalo od horkých (~100000 K.) centrální hvězdné fotosféry, což pravděpodobně naznačuje vysokou frekvenci binárních společníků k CSPNe. Další možná vysvětlení zahrnují samovolně šokující větry nebo záložní hmotnost PN. “ [20]

Vzdálenost

Vzdálenosti planetárních mlhovin jako NGC 6543 jsou obecně velmi nepřesné a nejsou příliš známé.[21] Některá nedávná pozorování Hubbleova kosmického dalekohledu NGC 6543, která byla provedena několik let po sobě, určují jeho vzdálenost od rychlosti úhlové expanze 3,457 miliarsekund za rok. Za předpokladu rychlosti expanze přímky pohledu 16,4 km · s−1, to znamená, že vzdálenost NGC 6543 je 1001±269 parsecs (3×1019 k nebo 3300 světelné roky ) od Země.[22] Několik dalších odkazů na vzdálenost, například to, co je uvedeno v SIMBAD v roce 2014 na základě Stanghellini, L., et al. (2008) naznačují, že vzdálenost je 1623 parsecs (5300 světelné roky).[23]

Stáří

Úhlovou expanzi mlhoviny lze také použít k odhadu jejího věku. Pokud by se rozšiřoval konstantní rychlostí 10 miliarsekund za rok, pak by to trvalo 1000±260 let dosáhnout průměru 20 arcseconds. Může to být horní hranice věku, protože vysunutý materiál bude zpomalen, když narazí na materiál vysunutý z hvězdy v dřívějších fázích jeho vývoje, a mezihvězdné médium.[22]

Složení

Blue-green diffuse disk with complex circular structure in its center. The disk is crossed by s-shaped brown curve.
Obrázek NGC 6543 zpracovaný k odhalení soustředných prstenců obklopujících vnitřní jádro. Viditelné jsou také lineární struktury, pravděpodobně způsobené zpracováním trysek z binárního centrálního hvězdného systému.

Jako většina astronomických objektů se NGC 6543 skládá převážně z vodík a hélium s těžšími prvky přítomnými v malém množství. Přesné složení lze určit spektroskopickými studiemi. Množství je obecně vyjádřeno ve vztahu k vodíku, nejhojnějšímu prvku.[7]

Různé studie obecně nacházejí různé hodnoty pro početnost prvků. Důvodem je často spektrografy připojené k dalekohledům neshromažďují všechno světlo z pozorovaných objektů, místo toho shromažďují světlo ze štěrbiny nebo malého clona. Různá pozorování proto mohou vzorkovat různé části mlhoviny.

Výsledky pro NGC 6543 se však obecně shodují na tom, že ve srovnání s vodíkem je množství helia asi 0,12, uhlík a dusík hojnosti jsou o 3×10−4a kyslík hojnosti je asi 7×10−4.[13] Jedná se o poměrně typické množství planetárních mlhovin, přičemž množství uhlíku, dusíku a kyslíku je větší než hodnoty zjištěné pro slunce kvůli účinkům nukleosyntéza obohacení atmosféry hvězdy o těžké prvky před tím, než je vyvržena jako planetární mlhovina.[24]

Hluboká spektroskopická analýza NGC 6543 může naznačovat, že mlhovina obsahuje malé množství materiálu, který je vysoce obohacen o těžké prvky; toto je diskutováno níže.[13]

Kinematika a morfologie

Mlhovina Kočičí oko je strukturálně velmi složitá mlhovina a mechanismus nebo mechanismy, které vedly k její komplikované morfologii, nejsou dobře známy.[14] Centrální jasná část mlhoviny se skládá z vnitřní podlouhlé bubliny (vnitřní elipsy) naplněné horkým plynem. To je zase vnořené do dvojice větších sférických bublin spojených dohromady podél jejich pasu. Pas je pozorován jako druhá větší elipsa ležící kolmo na bublinu s horkým plynem.[25]

Struktura světlé části mlhoviny je primárně způsobena interakcí půstu hvězdný vítr je emitováno centrálním PNN s viditelným materiálem vyvrženým během formování mlhoviny. Tato interakce způsobuje emisi rentgenových paprsků diskutovaných výše. Hvězdný vítr, fouká rychlostí až 1900 km / s, „vyhloubil“ vnitřní bublinu mlhoviny a zdá se, že bublinu na obou koncích roztrhl.[14]

Rovněž se předpokládá, že centrální WR: + O7 spektrální třída PNN hvězda, HD 1064963 / BD +66 1066 / PPM 20679 [1] mlhoviny může být generováno a binární hvězda.[1] Existence akreční disk způsobené přenosem hmoty mezi dvěma složkami systému může způsobit polární trysky, které by interagovaly s dříve vysunutým materiálem. V průběhu času se směr polárních paprsků bude měnit kvůli precese.[26]

Mimo jasnou vnitřní část mlhoviny je řada soustředných prstenců, o nichž se předpokládá, že byly vyvrženy před vytvořením planetární mlhoviny, zatímco hvězda byla na asymptotická obří větev z Hertzsprung – Russellův diagram. Tyto prstence jsou velmi rovnoměrně rozmístěny, což naznačuje, že mechanismus odpovědný za jejich vznik je vymršťoval ve velmi pravidelných intervalech a při velmi podobných rychlostech.[5] Celková hmotnost prstenců je asi 0,1 hmotností Slunce.[27] Pulzace, které formovaly prsteny, začaly pravděpodobně před 15 000 lety a přestaly 1000 před lety, kdy začala tvorba jasné centrální části (viz výše).[28]

Dále se velké slabé halo rozšiřuje na velké vzdálenosti od hvězdy. Svatozář předchází vzniku hlavní mlhoviny. Hmotnost halo se odhaduje na 0,26–0,92 solárních hmot.[27]

Poznámky

  1. ^ Vzdálenost × sin (průměr průměru / 2) = 0,2 ly. poloměr
  2. ^ Zdánlivá velikost 9,8 B - 5 × {log (vzdálenost 1,0 ± 0,3 kpc) - 1} = -0.2+0.8
    −0.6    B absolutní velikost

Reference

  1. ^ A b C d E F G h i (SIMBAD 2006 )
  2. ^ A b (Reed a kol. 1999 )
  3. ^ Shaw, R. A. (1985). „Evoluce jader planetárních mlhovin (PNN)“. Ph.D. Thesis, Illinois Univ., Urbana-Champaign. Bibcode:1985PhDT ........ 13S.
  4. ^ (Reed a kol. 1999, str. 2433)
  5. ^ A b (Balick, Wilson & Hajian 2001, str. 354)
  6. ^ A b C (Wesson & Liu 2004, str. 1026, 1028)
  7. ^ A b (Wesson & Liu 2004, str. 1029)
  8. ^ (Bianchi, Cerrato & Grewing 1986 )
  9. ^ Průvodce souhvězdím
  10. ^ Nemiroff, R .; Bonnell, J., eds. (13. května 2007). „Mlhovina Kočičí oko z Hubbla“. Astronomický snímek dne. NASA. Citováno 26. říjen 2011.
  11. ^ Huggins, William; Miller, W.A. (1864). „Ve spektru některých mlhovin“. Filozofické transakce Královské společnosti v Londýně. 154: 437–444. Bibcode:1864RSPT..154..437H. doi:10.1098 / rstl.1864.0013. Prosáknout. 438, „No. 4373“.
  12. ^ (Kwok 2000, str. 1)
  13. ^ A b C (Wesson & Liu 2004, str. 1026–1027, 1040–1041)
  14. ^ A b C d (Balick & Preston 1987, str. 958, 961–963)
  15. ^ (Klaas a kol. 2006, str. 523)
  16. ^ (Hora a kol. 2004, str. 299)
  17. ^ (Wesson & Liu 2004, s. 1027–1031)
  18. ^ (Chu a kol. 2001 )
  19. ^ (Guerrero a kol. 2001 )
  20. ^ (Kastner a kol. 2012 )
  21. ^ (Reed a kol. 1999, str. 2430)
  22. ^ A b (Reed a kol. 1999, str. 2433–2438)
  23. ^ Stanghellini, L; Shaw, RA; Villaver, E (2008). „Kalibrace Magellanova mračna na stupnici vzdálenosti galaktické planetární mlhoviny“. Astrofyzikální deník. 689: 194–202. arXiv:0807.1129. Bibcode:2008ApJ ... 689..194S. doi:10.1086/592395.
  24. ^ (Hyung a kol. 2000 )
  25. ^ (Reed a kol. 1999, str. 2438–2440)
  26. ^ (Miranda & Solf 1992 )
  27. ^ A b (Balick, Wilson & Hajian 2001, str. 358)
  28. ^ (Balick, Wilson & Hajian 2001, str. 359–360)

Citované zdroje

externí odkazy