| Nebuloasă Ochi de pisică | |||
|---|---|---|---|
| nebuloasă planetară | |||
| Istoria cercetării | |||
| deschizator | William Herschel | ||
| data deschiderii | 15 februarie 1786 | ||
| Date observaționale ( Epoca J2000.0 ) |
|||
| ascensiunea dreaptă | 17 h 58 m 33,42 s | ||
| declinaţie | +66° 37′ 59.52″ | ||
| Distanţă | 3,3 ± 0,9 mii St. ani (1,0 ± 0,3 kpc ) | ||
| Mărimea aparentă ( V ) | 8.1 | ||
| Magnitudinea fotografică ( mph ) | 8.8 | ||
| Dimensiuni vizibile |
23″×17″ (centru) 5,8′ ( aureola ) |
||
| Constelaţie | Dragonul | ||
| caracteristici fizice | |||
| Clasa spectrală | [WC] [1] | ||
| Rază | 0,2 St. al anului | ||
| Mărimea absolută (V) | −1,9 | ||
| Proprietăți | structura complexa | ||
|
|||
| Informații în Wikidata ? | |||
| Fișiere media la Wikimedia Commons | |||
Nebuloasa ochi de pisică , sau NGC 6543 , este o nebuloasă planetară din constelația Draco . Aceasta este una dintre cele mai complexe nebuloase din structură. Imaginile de înaltă rezoluție realizate de Telescopul Hubble arată multe încurcături, valori aberante și caracteristici arcuite strălucitoare.
Studiile moderne ale nebuloasei au relevat o serie de caracteristici care nu au primit o explicație clară. Complexitatea structurii nebuloasei este explicată de obicei prin ejecțiile coronare într -un sistem stelar binar în centrul nebuloasei, dar nu s-a găsit nicio dovadă directă că steaua centrală are un însoțitor. În cursul analizei compoziției chimice prin diverse metode, s-au obținut și date contradictorii. Motivul acestor discrepanțe este neclar. A existat o stea strălucitoare și fierbinte în centrul Nebuloasei Ochi de Pisică, dar acum aproximativ 1000 de ani această stea și-a aruncat învelișul exterior și a produs nebuloasa.
Nebuloasa a fost descoperită de William Herschel la 15 februarie 1786 . A devenit prima nebuloasă planetară al cărei spectru a fost studiat . Acest lucru a fost făcut de astronomul amator englez William Huggins în 1864 .
În 1864, astronomul englez Geggins a ales nebuloasa Draco drept „piatră de atingere” pentru primele observații spectroscopice ale acestor obiecte misterioase. Analiza spectrală era încă la început, iar Geggins a observat vizual spectrul Nebuloasei Dragonului, atașând un spectroscop la partea oculară a telescopului. Mare a fost surpriza lui când, în loc de obișnuita bandă curcubeu a spectrului de absorbție, caracteristică majorității stelelor, a văzut doar trei linii luminoase multicolore pe un fundal complet întunecat. Contrar așteptărilor, Nebuloasa Dragonului s-a dovedit a fi compusă nu din stele, ci din gaze luminoase. Pentru prima dată, spectroscopul a demonstrat că în spațiul lumii, pe lângă stele și planete, există nori gigantici de gaze rarefiate și luminoase.
- F.Yu Siegel „Comori ale cerului înstelat: un ghid al constelațiilor și al lunii”. — M.: Nauka, 1986NGC 6543 a fost bine studiat. Este relativ luminos ( magnitudinea este de 8,1 m ), în plus, are o luminozitate mare a suprafeței . Declinația sa ridicată înseamnă că este ușor accesibil din emisfera nordică , unde au fost localizate istoric majoritatea telescoapelor . Este situat aproape în direcția polului ecliptic nordic .
Dimensiunea regiunii luminoase interioare este de 20 de secunde în diametru ( Reed et al. 1999 ),[ clarificați ] totuși, nebuloasa are un halou extins care a fost vărsat de steaua părinte gigant roșu . Această zonă are o dimensiune de 386 de secunde sau 6,4 minute.
S-a descoperit că „nucleul” nebuloasei are o densitate de aproximativ 5.000 de particule/cm³ și o temperatură de aproximativ 8.000 K. ( Wesson & Liu 2004 ) Temperatura haloului este mai mare, 15.000 K, dar densitatea este mult inferior.
Steaua centrală este de clasa O cu o temperatură de 80.000 K. Este de aproximativ 10.000 de ori mai strălucitoare decât Soarele, în timp ce raza sa este de 0,65 din soare. Studiile spectroscopice au arătat că această stea pierde în prezent masa prin radiarea unui vânt solar intens , cu o viteză de 3,2⋅10-7 mase solare pe an, sau 20 de trilioane de tone pe secundă. Viteza vântului atinge 1900 km/s. Calculele au arătat că masa actuală a stelei este puțin mai mare decât masa solară, dar inițial era de aproape 5 ori mai mare decât aceasta. ( Bianchi, Cerrato & Grewing 1986 )
Observații recente cu raze X cu Observatorul de raze X Chandra au arătat prezența unui gaz extrem de fierbinte în NGC 6543 cu o temperatură de 1,7×10 6 K. Imaginea din partea de sus a acestei secțiuni este o combinație de imagini optice de la Hubble Telescopul spațial și imagini cu raze X de la Telescopul Chandra. Se crede că gazul fierbinte în sine este rezultatul unui vânt stelar puternic care interacționează cu materialul care a fost expulzat mai devreme. Această interacțiune a creat bula interioară a nebuloasei.
Observațiile Chandra au arătat, de asemenea, prezența unei surse punctiforme în regiunea stelei centrale. Spectrul acestei surse se extinde la partea dura a spectrului de raze X, până la 0,5-1,0 keV . Pentru o stea cu o temperatură a fotosferei de aproximativ 100.000 K, nu ar trebui să se aștepte o emisie puternică în raze X dure și, prin urmare, prezența sa este un mister. Acest lucru poate indica prezența unui disc de acumulare de temperatură ridicată într-un sistem stelar binar.
Măsurarea distanțelor exacte până la nebuloasele planetare a fost întotdeauna o problemă. Multe dintre metodele folosite pentru a face acest lucru se bazează pe ipoteze generale și pot să nu fie exacte în cazuri specifice.
Cu toate acestea, în ultimii ani, utilizarea telescopului Hubble a permis introducerea unei noi metode de determinare a distanțelor. Toate nebuloasele planetare se extind, astfel încât observațiile cu rezoluție unghiulară suficientă , făcute la câțiva ani distanță, constată o creștere a dimensiunii aparente a nebuloaselor. De obicei, această creștere este foarte mică - doar câteva milisecunde pe an sau mai puțin. Cu observații spectroscopice, folosind efectul Doppler , viteza liniară de expansiune de-a lungul liniei de vedere poate fi calculată. Apoi, comparând rata de creștere unghiulară cu cea liniară, se poate calcula distanța până la nebuloasă.
În 1994 și 1997, NGC 6543 a fost explorat folosind această metodă. Expansiunea sa unghiulară sa dovedit a fi de aproximativ 10 milisecunde pe an, iar expansiunea sa liniară a fost de 16,4 km/s. În cele din urmă s-a stabilit că distanța până la nebuloasă era de aproximativ 1.000 de parsecs (sau 3.300 de ani lumină , sau 3⋅10 16 km). ( Reed și colab. 1999 )
Vârsta nebuloasei poate fi determinată și din viteza unghiulară a expansiunii. Aproape toate măsurătorile efectuate indică faptul că, dacă s-a întâmplat într-un ritm constant, atunci au trecut aproximativ 1000 de ani de la începutul formării. ( Reed et al. 1999 ) Deoarece materia nou ejectată întâmpină rezistență în calea sa sub forma deja existentă (selectată în stadiile incipiente ale evoluției), această perioadă ar trebui considerată limita superioară a vârstei nebuloasei.
În același timp, s-a dovedit că părțile exterioare, asemănătoare vârfurilor, ale nebuloasei sunt mai vechi, de aproximativ 1600 de ani.[ elaborat ] Cel mai probabil, s-au format din materialul ejectat de stea înainte de formarea nebuloasei în sine.
Ca și în cazul majorității obiectelor astronomice îndepărtate , constituenții principali ai lui NGC 6543 sunt hidrogenul și heliul , în timp ce elementele mai grele sunt prezente în cantități mult mai mici. Compoziția exactă poate fi determinată din observații spectroscopice . Toate incluziunile sunt de obicei descrise în legătură cu hidrogenul, cel mai comun element.
Studii diferite oferă de obicei date diferite despre compoziția elementară. Adesea, acest lucru se datorează faptului că spectrografele telescopului nu pot colecta toată lumina provenită de la obiectele studiate, ci primesc doar o fracțiune din aceasta prin deschidere sau prin deschiderea lentilei . În consecință, diferite părți ale nebuloaselor sunt surprinse în diferite observații.
Dar în cazul lui NGC 6543, rezultatele măsurătorilor sunt în general de acord. Conținutul de heliu în raport cu hidrogenul este de 0,12, carbon , ca azotul , - 3⋅10 -4 și oxigen - 7⋅10 -4 . Acestea sunt relații tipice pentru nebuloasele planetare. Conținutul relativ atât de carbon, cât și de azot și oxigen este mai mare decât cel al Soarelui nostru , deoarece atmosfera stelelor este saturată cu aceste elemente obținute în procesul de fuziune nucleară , deja mai aproape de stadiul nebuloasei planetare. ( Wesson & Liu 2004 ) ( Hyung et al. 2000 )
Analiza spectroscopică atentă a NGC 6543 a arătat că acesta poate conține o cantitate mică de material care este semnificativ îmbogățit în elemente grele.
Din punct de vedere al structurii, Ochiul de pisică este o nebuloasă foarte complexă, iar mecanismul sau mecanismele care duc la o structură atât de complexă nu sunt pe deplin înțelese.
Structura regiunii luminoase a nebuloasei este influențată predominant de interacțiunea dintre vântul solar rapid al stelei centrale și materialul ejectat în timpul formării nebuloasei. Această interacțiune produce, de asemenea, raze X. Vântul solar „suflă” până la granițele exterioare ale masei de materie din interiorul „bulei” nebuloasei, iar în viitor poate duce la ruperea sa de ambele părți. ( Balick & Preston 1987 )
Se presupune că steaua centrală a nebuloasei poate fi o binară . Existența unui disc de acreție , cauzat de transferul de materie între componentele sistemului, ar putea duce, la rândul său, la formarea de curenti polari cu jet care interacționează cu materia înconjurătoare ejectată mai devreme. În timp, direcția curenților s-ar schimba sub influența precesiei . ( Miranda & Solf 1992 )
În afara regiunii luminoase a nebuloasei, putem distinge un număr de inele concentrice, care se presupune că au fost ejectate de stea înainte de formarea nebuloasei, în stadiul de gigant roșie, conform diagramei Hertzsprung-Russell . Aceste inele sunt distribuite uniform, ceea ce indică faptul că au fost ejectate la aceleași intervale de timp și cu aceeași viteză. ( Balick, Wilson & Hajian 2001 )
În ciuda studiului activ, nebuloasa ochi de pisică deține multe mistere. Se pare că inelele concentrice din jurul nebuloasei au fost aruncate la intervale de câteva sute de ani, un timp greu de explicat. Se crede că pulsațiile termice , responsabile în primul rând de formarea nebuloaselor planetare, apar la intervale de câteva zeci de mii de ani, în timp ce pulsațiile mai mici de suprafață apar la intervale de câțiva până la zeci de ani. Astfel, mecanismul responsabil pentru ejecția materiei cu o perioadă detectată în această nebuloasă nu este încă cunoscut științei.
Spectrele nebuloaselor planetare sunt compuse din linii de emisie . Aceste linii se pot forma fie din cauza excitației colizionale a ionilor din nebuloasă, fie datorită recombinării electronilor cu ioni. Rândurile care au apărut din primul motiv sunt de obicei mult mai pronunțate; aceasta servește din punct de vedere istoric la determinarea conținutului elementelor. Cu toate acestea, studiile arată că pentru NGC 6543 abundența calculată din liniile de recombinare sunt de aproximativ 3 ori mai mari decât cele calculate din liniile de coliziune. ( Wesson & Liu 2004 ) Motivele acestei discrepanțe sunt dezbătute.
| Obiectele noului catalog comun | |
|---|---|
| catalogul Caldwell | |
|---|---|
| |
| Cataloagele | |