| Mlhovina Kočičí oko | |||
|---|---|---|---|
| planetární mlhovina | |||
| Historie výzkumu | |||
| otvírák | William Herschel | ||
| datum otevření | 15. února 1786 | ||
| Údaje z pozorování ( Epocha J2000.0 ) |
|||
| rektascenzi | 17 h 58 m 33,42 s | ||
| deklinace | +66° 37′ 59,52″ | ||
| Vzdálenost | 3,3 ± 0,9 tisíce sv. let (1,0 ± 0,3 kpc ) | ||
| Zdánlivá velikost ( V ) | 8.1 | ||
| Fotografická velikost ( mph ) | 8.8 | ||
| Viditelné rozměry |
23″×17″ (uprostřed) 5,8′ ( halo ) |
||
| Souhvězdí | Drak | ||
| fyzikální vlastnosti | |||
| Spektrální třída | [WC] [1] | ||
| Poloměr | 0,2 sv. roku | ||
| Absolutní velikost (V) | −1.9 | ||
| Vlastnosti | složitá struktura | ||
|
|||
| Informace ve Wikidatech ? | |||
| Mediální soubory na Wikimedia Commons | |||
Mlhovina Kočičí oko neboli NGC 6543 je planetární mlhovina v souhvězdí Draka . Jedná se o jednu z nejsložitějších mlhovin ve struktuře. Snímky s vysokým rozlišením pořízené Hubbleovým teleskopem ukazují mnoho spletenců, odlehlých hodnot a jasných obloukovitých útvarů.
Moderní studie mlhoviny odhalily řadu rysů, které nedostaly jednoznačné vysvětlení. Složitost struktury mlhoviny se obvykle vysvětluje koronálními ejekcemi v binárním hvězdném systému ve středu mlhoviny, ale nebyl nalezen žádný přímý důkaz, že by centrální hvězda měla společníka. V průběhu analýzy chemického složení různými metodami byla také získána protichůdná data. Důvod těchto nesrovnalostí je nejasný. Ve středu mlhoviny Kočičí oko byla jasná a horká hvězda, ale asi před 1000 lety tato hvězda shodila svůj vnější obal a vytvořila mlhovinu.
Mlhovinu objevil William Herschel 15. února 1786 . Stala se první planetární mlhovinou, jejíž spektrum bylo studováno . To provedl anglický amatérský astronom William Huggins v roce 1864 .
Již v roce 1864 si anglický astronom Geggins vybral mlhovinu Draco jako „pruhební kámen“ pro první spektroskopická pozorování těchto záhadných objektů. Spektrální analýza byla stále v plenkách a Geggins pozoroval spektrum dračí mlhoviny vizuálně připojením spektroskopu k oční části dalekohledu. Velké bylo jeho překvapení, když místo obvyklého duhového pásu absorpčního spektra, charakteristickém pro většinu hvězd, viděl jen tři jasné vícebarevné čáry na zcela tmavém pozadí. Na rozdíl od očekávání se ukázalo, že dračí mlhovina není složena z hvězd, ale ze světelných plynů. Spektroskop poprvé prokázal, že ve světovém prostoru jsou kromě hvězd a planet i gigantická mračna řídkých a svítících plynů.
- F.Yu Siegel "Poklady hvězdné oblohy: Průvodce po souhvězdích a Měsíci." — M.: Nauka, 1986NGC 6543 byla dobře prostudována. Je poměrně jasný ( velikost je 8,1 m ), navíc má vysokou povrchovou jasnost . Jeho vysoká deklinace znamená, že je snadno dostupný ze severní polokoule , kde byla historicky umístěna většina dalekohledů . Nachází se téměř ve směru severního ekliptického pólu .
Velikost vnitřní světlé oblasti je 20 sekund v průměru ( Reed et al. 1999 ),[ upřesnit ] mlhovina má však rozsáhlé halo , které se zbavila mateřská hvězda červeného obra . Tato oblast má velikost 386 sekund, tedy 6,4 minuty.
Bylo zjištěno, že „jádro“ mlhoviny má hustotu asi 5 000 částic/cm³ a teplotu asi 8 000 K. ( Wesson & Liu 2004 ) Teplota halo je vyšší, 15 000 K, ale hustota je mnohem dolní.
Centrální hvězda je třídy O s teplotou 80 000 K. Je asi 10 000krát jasnější než Slunce, přičemž její poloměr je 0,65 Slunce. Spektroskopické studie odhalily, že tato hvězda v současné době ztrácí hmotnost vyzařováním intenzivního slunečního větru o rychlosti 3,2⋅10 −7 hmotností Slunce za rok, neboli 20 bilionů tun za sekundu. Rychlost větru dosahuje 1900 km/s. Výpočty ukázaly, že současná hmotnost hvězdy je o něco vyšší než hmotnost Slunce, ale zpočátku byla téměř 5krát větší než ona. ( Bianchi, Cerrato & Grewing 1986 )
Nedávná rentgenová pozorování s rentgenovou observatoří Chandra ukázala přítomnost extrémně horkého plynu v NGC 6543 o teplotě 1,7×10 6 K. Snímek v horní části této sekce je kombinací optických snímků z HST Vesmírný dalekohled a rentgenové snímky z dalekohledu Chandra. Předpokládá se, že samotný horký plyn je výsledkem interakce silného hvězdného větru s materiálem, který byl dříve vyvržen. Tato interakce vytvořila vnitřní bublinu mlhoviny.
Pozorování Chandry také ukázala přítomnost bodového zdroje v oblasti centrální hvězdy. Spektrum tohoto zdroje sahá až do tvrdé části rentgenového spektra až do 0,5-1,0 keV . U hvězdy s teplotou fotosféry kolem 100 000 K by se neměla očekávat silná emise v tvrdém rentgenovém záření, a proto je její přítomnost záhadou. To může naznačovat přítomnost vysokoteplotního akrečního disku v binárním hvězdném systému.
Měření přesných vzdáleností k planetárním mlhovinám bylo vždy problémem. Mnoho metod používaných k tomu je založeno na obecných předpokladech a nemusí být v konkrétních případech přesné.
V posledních letech však použití Hubbleova teleskopu umožnilo zavedení nové metody určování vzdáleností. Všechny planetární mlhoviny se rozpínají, takže pozorování s dostatečným úhlovým rozlišením provedená s odstupem několika let zaznamenala nárůst zdánlivé velikosti mlhovin. Obvykle je tento nárůst velmi malý – pouze několik milisekund za rok nebo méně. Při spektroskopických pozorováních pomocí Dopplerova jevu lze vypočítat lineární rychlost expanze podél linie pohledu. Poté, porovnáním úhlové rychlosti růstu s lineární, lze vypočítat vzdálenost k mlhovině.
V letech 1994 a 1997 byla pomocí této metody prozkoumána NGC 6543. Jeho úhlová expanze se ukázala být asi 10 milisekund za rok a jeho lineární expanze byla 16,4 km/s. Nakonec bylo zjištěno, že vzdálenost k mlhovině byla přibližně 1 000 parseků (nebo 3 300 světelných let nebo 3⋅10 16 km). ( Reed a kol. 1999 )
Stáří mlhoviny lze také určit z úhlové rychlosti expanze. Téměř všechna provedená měření naznačují, že pokud se to stalo konstantní rychlostí, pak od počátku formování uplynulo asi 1000 let. ( Reed et al. 1999 ) Jelikož nově vyvržená hmota naráží na své cestě na odpor v podobě již existující (vybrané v raných fázích evoluce), je třeba toto období považovat za horní hranici stáří mlhoviny.
Zároveň se ukázalo, že vnější vrcholovité části mlhoviny jsou starší, asi 1600 let.[ elaborate ] S největší pravděpodobností vznikly z materiálu vyvrženého hvězdou před vznikem samotné mlhoviny.
Stejně jako u většiny vzdálených astronomických objektů jsou hlavními složkami NGC 6543 vodík a helium , zatímco těžší prvky jsou přítomny v mnohem menším množství. Přesné složení lze určit ze spektroskopických pozorování . Všechny inkluze jsou obvykle popsány ve vztahu k vodíku, nejrozšířenějšímu prvku.
Různé studie obvykle poskytují různé údaje o elementárním složení. Často je to způsobeno skutečností, že dalekohledové spektrografy nemohou shromažďovat veškeré světlo přicházející ze studovaných objektů, ale přijímají pouze jeho zlomek skrz clonu nebo clonu čočky . V důsledku toho jsou různé části mlhovin zachyceny různými pozorováními.
Ale v případě NGC 6543 výsledky měření obecně souhlasí. Obsah helia k vodíku je 0,12 , uhlíku jako dusíku -3⋅10-4 a kyslíku -7⋅10-4 . To jsou typické vztahy pro planetární mlhoviny. Relativní obsah uhlíku, dusíku a kyslíku je vyšší než u našeho Slunce , protože atmosféra hvězd je nasycena těmito prvky získanými v procesu jaderné fúze , již blíže stádiu planetární mlhoviny. ( Wesson & Liu 2004 ) ( Hyung et al. 2000 )
Pečlivá spektroskopická analýza NGC 6543 ukázala, že může obsahovat malé množství materiálu, který je významně obohacen o těžké prvky.
Pokud jde o strukturu, Kočičí oko je velmi složitá mlhovina a mechanismus nebo mechanismy, které vedou k tak složité struktuře, nejsou zcela pochopeny.
Struktura jasné oblasti mlhoviny je ovlivněna především interakcí mezi rychlým slunečním větrem centrální hvězdy a materiálem vyvrženým během formování mlhoviny. Tato interakce také produkuje rentgenové záření . Sluneční vítr „vyfoukne“ až k vnějším hranicím hmoty hmoty uvnitř „bubliny“ mlhoviny a v budoucnu může vést k jejímu prasknutí z obou stran. ( Balick & Preston 1987 )
Předpokládá se, že centrální hvězda mlhoviny může být dvojhvězda . Existence akrečního disku , způsobená přenosem hmoty mezi složkami systému, by zase mohla vést k vytvoření polárních tryskových proudů , které interagují s dříve vyvrženou okolní hmotou. Postupem času by se směr proudů měnil pod vlivem precese . ( Miranda & Solf 1992 )
Mimo jasnou oblast mlhoviny můžeme rozlišit řadu soustředných prstenců, o kterých se předpokládá, že byly vyvrženy hvězdou před vznikem mlhoviny ve stádiu červeného obra podle Hertzsprung-Russellova diagramu . Tyto kroužky jsou rovnoměrně rozmístěny, což naznačuje, že byly vyhazovány ve stejných časových intervalech a stejnou rychlostí. ( Balick, Wilson & Hajian 2001 )
Navzdory aktivnímu studiu skrývá mlhovina Kočičí oko mnoho záhad. Zdá se, že soustředné prstence obklopující mlhovinu byly vyvrhovány v intervalech několika set let, což je doba, kterou je těžké vysvětlit. Předpokládá se, že tepelné pulsace , které jsou primárně zodpovědné za tvorbu planetárních mlhovin, se vyskytují v intervalech několika desítek tisíc let, zatímco menší povrchové pulsace se vyskytují v intervalech několika až desítek let. Mechanismus odpovědný za vyvržení hmoty se zjištěnou periodou v této mlhovině tedy věda zatím nezná.
Spektra planetárních mlhovin jsou složena z emisních čar . Tyto čáry mohou vznikat buď díky srážkové excitaci iontů v mlhovině, nebo díky rekombinaci elektronů s ionty. Linky, které vznikly z prvního důvodu, jsou obvykle mnohem výraznější; to historicky slouží k určení obsahu prvků. Studie však ukazují, že pro NGC 6543 jsou četnosti vypočítané z rekombinačních čar asi 3krát vyšší než četnosti vypočítané ze srážkových čar. ( Wesson & Liu 2004 ) O důvodech tohoto rozporu se diskutuje.
| Objekty nového sdíleného katalogu | |
|---|---|
| Katalog Caldwell | |
|---|---|
| |
| Katalogy | |