Názov objektu: Messier 97
Alternatívne označenia: M97, NGC 3587, hmlovina sova
Typ objektu: Planetárna hmlovina typu 3a
súhvezdí: Ursa Major
Pravý Vzostup: 11: 14,8 (h: m)
deklinácie: +55: 01 (deg: m)
vzdialenosť: 2,6 (kly)
Vizuálny jas: 9,9 (mag)
Zdanlivá dimenzia: 3,4 × 3,3 (oblúková min.)
Vyhľadáva sa Messier 97: Nájdenie Messier 97 je pomerne jednoduché. Zistíte, že je to jedna tretina vzdialenosti v mentálnej línii nakreslenej medzi Beta a Gamma Ursa Majoris a len mierne južne od tejto čiary smerom k matnej hviezde. Jo. Problém nenájde hmlovinu Sova ... Vidí to! Napriek svojej fakturovanej kombinovanej veľkosti 9,9 je to jeden objekt s nízkou jasnosťou povrchu a vyžaduje, aby sa nedotknuteľná obloha pozorovala s priemerom 4 ″. Pomáhajú filtre hmlovín a svetla, ale podmienky oblohy naozaj vyžadujú. (Tento autor to videl v ďalekohľade 16X65, ale z chráneného miesta tmavej oblohy.) Čo hľadáte, je približne rovnaký priemer, aký by mal Jupiter v danom okulári, ktorý používate, a pod priemernou oblohou sa objaví iba ako najmenší zmena kontrastu. Veľké ďalekohľady s rýchlym ohniskovým pomerom zlepšujú vaše šance len okrajovo.
Na čo sa pozeráte: Messier 97 je veľmi nezvyčajná a dynamická planétová hmlovina, ktorej tvar možno považovať za tvar valcového plášťa torusu pri pohľade na šikmú plochu. Čo vidíme fotograficky (a niekedy fyzicky) ako „Owl's Eyes“, môžu byť premietané konce valcovitého tvaru bez obsahu hmoty, zatiaľ čo hlava by mohla byť škrupina s nízkou ionizáciou. Vo vnútri tohto 6000-ročného obyvateľa noci je umierajúca, dnes 16. hviezda s veľkosťou o niečo viac ako polovica hmotnosti nášho Slnka. Hviezda, ktorá - napodiv - môže byť niekedy zahliadnutá ľahšie ako samotná hmlovina!
Prečo? Možno hustota? „Sme schopní vyhodnotiť variácie excitácie a hustoty elektrónov v projektovanej obálke zdroja. Navrhujeme, aby sa hmlovina Sova skladala zo štyroch primárnych škrupín: vnútornej, naklonenej, hlavne podobnej zložky zodpovednej za vyššie emisie excitácie; dve oveľa rovnomernejšie sféricky symetrické štruktúry, CSCI a CSCII. Tieto sú nakoniec obalené oveľa menšou intenzitou, nižšou excitačnou halo, nazývanou CSCIII. Zdá sa, že veľká časť emisií s nízkym excitáciou je spojená s perifériou CSCI a je možné si predstaviť, že to je, fyzikálne povedané, štruktúra s relatívne tenkou vrstvou. “ hovorí L. Cuesta (a kol.). „Zdá sa, že mapovanie hustoty [S II] naznačuje, že ne sa prednostne zvyšuje smerom k severnému okraju nádrže, v režime, v ktorom sa prednostne zvyšujú aj sily s nízkou excitáciou. Navrhujeme, aby takéto trendy mohli vzniknúť v dôsledku šokujúceho škrupiny CSC. “
Čo dáva s otvormi, ktoré nazývame oči? Poďme sa spýtať R. L. M. Corradiho (a kol.): „Haly boli klasifikované na základe predpovedí moderných ožarovacích hydrodynamických simulácií, ktoré opisujú vznik a vývoj ionizovaných viacnásobných škrupín a holoch okolo PNe. Podľa modelov boli pozorované halopy rozdelené do nasledujúcich skupín: (i) kruhové alebo mierne eliptické asymptotické obrie vetvy vetiev (AGB), ktoré obsahujú podpis posledného tepelného impulzu na AGB; ii) vysoko asymetrické halogény AGB; (iii) kandidátne rekombinantné halogény, t.j. predĺžené šupky zosvetlené končatinami, u ktorých sa očakáva, že budú produkované rekombináciou počas neskorého vývoja po AGB, keď svietivosť centrálnej hviezdy rýchlo klesne o významný faktor; iv) neisté prípady, ktoré si zaslúžia ďalšiu štúdiu pre spoľahlivú klasifikáciu; (v) nedetekovanie, t. j. PNe, pri ktorom sa nenájde žiaden halogén na úrovni <10 až 3, maximálny jas povrchu vnútornej hmloviny. ““
A čo sa deje s centrálnou hviezdou? „Rôntgenové pozorovania Einsteinovej, EXOSATOVEJ a ROSATOVEJ rôntgenovej planetárnej hmloviny detekovali mäkké fotosférické röntgenové žiarenie z ich centrálnych hviezd, ale rozptýlené röntgenové žiarenie z šokovaného rýchleho hviezdneho vetra v ich interiéroch nebolo možné jednoznačne vyriešiť. Nová generácia röntgenových observatórií Chandra a XMM-Newton konečne vyriešila rozptýlenú röntgenovú emisiu zo šokovaných rýchlych vetra v interiéroch planétovej hmloviny. ““ hovorí Mart? n A. Guerrero. „Tieto observatóriá navyše odhalili difúznu röntgenovú žiarenie z nárazov rýchlych kolimovaných výtokov dopadajúcich na hmlové obálky a neočakávané tvrdé röntgenové bodové zdroje spojené s centrálnymi hviezdami planetárnych hmlovín. Tu hodnotím výsledky týchto nových röntgenových pozorovaní planétových hmlovín a diskutujem o prísľuboch budúcich pozorovaní. “
Je možné, že ide iba o jednu veľkú bublinu planetárnej hmloviny? Podľa Adam Frank a Garrelt Mellema: „Uviedli sme žiarenie-plynové simulácie vývoja asférickej planetárnej hmloviny (PN). Tieto simulácie boli skonštruované pomocou scenára Generalizované interakčné hviezdne vetry, kde rýchly a mierny odtok z centrálnej hviezdy sa rozširuje na toroidnú, pomalú a hustú obvodovú obálku. Ukázali sme, že model GISW môže vytvárať asférické tokové vzorce. Predovšetkým sme ukázali, že zmenou kľúčových počiatočných parametrov môžeme vyrobiť rôzne eliptické a bipolárne konfigurácie predného nárazu. Závislosť morfológie otrasov na počiatočných parametroch zodpovedá očakávaniam analytických modelov (Icke 1988). Ukázali sme, že zahrnutie prenosu žiarenia, ionizácie a radiačného ohrevu a chladenia drasticky nemení globálne morfológie. Radiálne chladenie spomaľuje vývoj predného nárazu odstránením energie z horúcej bubliny. Vývoj konfigurácie nárazov vpred je nezávislý od ionizácie nerušeného pomalého vetra. Vykurovanie a chladenie žiarením tiež mení teplotnú štruktúru šokovaného materiálu s pomalým vetrom stlačeného do hustej škrupiny. “
histórie: M97 objavil Pierre Mechain s orlom očami 16. februára 1781. (To bolo späť v deň, keď ste sa sťažovali na ľahké znečistenie, že ste požiadali svojho suseda, aby „rozdal svoju sviečku“.) Bolo zaznamenané do záznamu Charles Messier 24. marca 1781, kde poznamenáva: „Hmlovina vo veľkom medveďovi [Ursa Major] neďaleko Beta: Je ťažké to vidieť, uvádza M. Mechain, najmä keď jeden osvetľuje mikrometrické drôty: jeho svetlo je slabé, bez hviezdy. Mechain to videl prvýkrát 16. februára 1781 a jeho postavenie je také, aké mu dal. “
Sir William Herschel neskôr vo svojich nebeských putovaniach poznamenal: „Argumenty, že hmlistá hmota je do istej miery nepriehľadná, ktorá je uvedená v 25. článku, dostanú značnú podporu od vzhľadu nasledujúcich hmlovín; pretože nie sú iba okrúhle, to znamená, že ich hmlistá hmota, z ktorej sú zložené, sa zhromažďujú do guľového kompasu, ale sú tiež svetla, ktoré má takmer jednotnú intenzitu, iba na hraniciach. Tieto hmloviny dávam v dvoch sortimentoch (vrátane M97). Číslo 97 Connoissance je „Veľmi jasná okrúhla hmlovina s priemerom približne 3 ′; je to takmer rovnaké svetlo v celom svete, so zlým vymedzením okraja, ktorý nemá veľký rozsah. ““
Špičkový kredit M97, Palomar Observatory, Caltech, M97 2MASS Image, M97 IR (NOAO), Sova hmlovina - SEDS, „Sova hmlovina“ - Karen Kwitter (Williams College), Ron Downes (STScI), You-Hua Chu (univerzita) z Illinois) a NOAO / AURA / NSF, M97 (AANDA) a M97 snímok so súhlasom NOAO / AURA / NSF.
