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Nébuleuse de l'Œil de Chat

Sujets connexes: l'espace (Astronomie)

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Nébuleuse de l'Œil de Chat
Un objet ressemblant à un œil rouge, avec un élève bleu, iris rouge-bleu et un front vert. Un autre verte
Image composite en utilisant des images optiques des TVH données et X-ray de la Chandra
données d'observation
( Époque J2000)
Ascension droite 17 h 58 m 33,423 s
Déclinaison + 66 ° 37 '59,52 "
Distance 3,3 ± 0,9 kly (1,0 ± 0,3 kpc)
Magnitude apparente (V) 9.8B
Dimensions apparentes (V) Noyau: 20 "
Constellation Draco
Caractéristiques physiques
Rayon Noyau: 0,2 Ly
Magnitude absolue (V) -0,2 0,8
-0,6 B
Caractéristiques notables structure complexe
Autres désignations NGC 6543, la nébuleuse Snail, tournesol nébuleuse, (comprend IC 4677), Caldwell 6

Voir aussi: nébuleuse planétaire , Listes de nébuleuses

Coordonnées: Carte du ciel 17 h 58 m 33,423 s, + 66 ° 37 '59,52 "

La nébuleuse Œil de Chat ( NGC 6543, Caldwell 6) est une nébuleuse planétaire dans la constellation de Draco. Structurellement, il est une des nébuleuses les plus complexe connu, avec haute résolution du télescope spatial Hubble observations révélant structures remarquables tels que les nœuds, des jets, des bulles et des caractéristiques en forme d'arc nerveuses. Dans le centre de l'œil du chat il ya une étoile lumineuse et chaude; il ya environ 1000 années cette étoile a perdu son enveloppe extérieure, la production de la nébuleuse.

Il a été découvert par William Herschel le 15 Février 1786, et fut la première nébuleuse planétaire dont le spectre a été étudiée par les Anglais astronome amateur William Huggins en 1864. Les résultats de cette dernière enquête a démontré pour la première fois que les nébuleuses planétaires se composent de gaz chauds, mais pas des étoiles. Actuellement la nébuleuse a été observé sur toute la spectre électromagnétique, à partir de infrarouge lointain à Les rayons X.

Les études modernes révèlent plusieurs mystères. La complexité de la structure peut être causée en partie par un matériau éjectée à partir d'un binaire étoile centrale, mais encore, il n'y a aucune preuve directe que l'étoile centrale a un compagnon. En outre, les mesures des abondances chimiques révèlent un écart important entre les mesures effectuées par deux méthodes différentes, dont la cause est incertaine. Observations du télescope Hubble ont révélé un certain nombre de fins anneaux autour de l'œil, qui sont des coquilles sphériques éjectés par l'étoile centrale dans le passé lointain. Le mécanisme exact de ces éjections, cependant, ne est pas claire.

Informations générales

NGC 6543 est une nébuleuse planétaire bien étudié. Il est relativement clair au magnitude 8,1, et a également une forte brillance de surface. Il est situé ascension droite 17h 58 m 33,4 s et déclinaison + 66 ° 37'59 ". Sa haute déclinaison signifie qu'il est facilement observable de la hémisphère nord, où historiquement les plus grands télescopes ont été situés. NGC 6543 est située presque exactement dans la direction de la Pôle Nord écliptique.

Alors que la nébuleuse intérieure lumineuse est plutôt petit-grand axe de l'ellipse intérieure est 16,1 secondes d'arc, tandis que la distance entre les condensations est 24,7 secondes d'arc-elle a une étendue halo de matière que l'étoile progénitrice éjecté lors de sa géante rouge phase. Ce halo se étend sur un diamètre d'environ 300 secondes d'arc (5 arcminutes). La nébuleuse œil du chat est trois mille années-lumière de la Terre.

Observations montrer que le corps principal de la nébuleuse a une densité d'environ 5000 particules / cm³ et une température d'environ 7,000-9,000 K . Le halo externe a une température supérieure d'environ 15 000 K et une densité beaucoup plus faible.

Une image optique de Halo autour de la nébuleuse

L'étoile centrale de NGC 6543 est une O7 + [WR] de type étoile, avec une température d'environ 80 000 K. Il est environ 10 000 fois plus lumineuse que le soleil, et son rayon est d'environ 0,65 fois la valeur solaire. L'analyse spectroscopique montre que l'étoile est en train de perdre de masse dans un fast vent stellaire à un taux d'environ 3,2 × 10 -7 masses solaires par an, soit environ 20 billions tonnes par seconde. La vitesse de ce vent est d'environ 1900 km / s. Les calculs indiquent que l'étoile centrale pèse actuellement un peu plus une masse solaire, mais les calculs théoriques d'évolution impliquerait qu'il avait une masse initiale d'environ 5 masses solaires.

En 1994, Hubble abord révélé structures étonnamment complexes de NGC 6543, y compris les coquilles concentriques de gaz, des jets de gaz à grande vitesse, et les nœuds de choc induite-inhabituelles de gaz.

Observations

La nébuleuse a été découverte par William Herschel le 15 Février 1786, qui a comparé son apparition à un disque planétaire. Yeux de chat a été la première nébuleuse planétaire à observer avec un spectroscope. Il a été fait par le pionnier spectroscopiste William Huggins le 29 Août, 1864. observations Huggins ', qui a révélé le spectre de cette nébuleuse était non-continu et en quelques lignes lumineuses, était la première indication que les nébuleuses planétaires se composent de très raréfiés gaz. Depuis ces premières observations, NGC 6543 a été observée dans tout le spectre électromagnétique.

Les observations infrarouges

Observations de NGC 6543 à longueurs d'onde de l'infrarouge lointain (environ 60 um) révèlent la présence de la poussière stellaire à basses températures. La poussière est soupçonné d'avoir formé pendant les dernières phases de la vie de l'étoile progénitrice. Il absorbe la lumière de l'étoile centrale et re-rayonner au les longueurs d'onde infrarouges. Le spectre de l'émission de poussières infrarouge implique que la température de poussière est d'environ 85 K, tandis que la masse de la poussière est estimée à 6,4 × 10 -4 masses solaires.

Émission infrarouge révèle également la présence de non ionisée matériau tel que de l'hydrogène moléculaire (H 2) et de l'argon . Dans beaucoup de nébuleuses planétaires, l'émission moléculaire est plus à de plus grandes distances de l'étoile, où plus matériau est non ionisée, mais moléculaire émissions d'hydrogène dans NGC 6543 semble être lumineux au bord intérieur de son halo externe. Cela peut être dû à vagues passionnantes H 2 comme éjectas de choc se déplaçant à des vitesses différentes entrent en collision. L'apparence générale de la nébuleuse Œil de chat dans les longueurs d'onde infrarouges (2-8 um) est similaire à la lumière visible.

Observations optiques et ultraviolets

NGC 6543 a été largement observée à ultraviolet et optique longueurs d'onde. Les observations spectroscopiques à ces longueurs d'onde sont utilisés dans les déterminations de l'abondance, tandis que les images de ces longueurs d'onde ont été utilisées pour révéler la structure complexe de la nébuleuse.

L'image du télescope spatial Hubble est produit ici en fausses couleurs, conçu pour mettre en valeur les régions de haute et basse ionisation . Trois images ont été prises, dans les filtres qui isolent la lumière émise par ionisé isolément hydrogène à 656,3 nm, seuls ionisé azote à 658,4 nm et doublement ionisé oxygène à 500,7 nm. Les images ont été combinées en tant que canaux rouge, vert et bleu respectivement, bien que leurs véritables couleurs sont le rouge, rouge et vert. L'image révèle deux «casquettes» de matériau moins ionisé au bord de la nébuleuse.

Observations en rayons X

Image aux rayons X de la nébuleuse.

Des observations récentes à Longueurs d'onde des rayons X par la Chandra ont révélé la présence de gaz extrêmement chaude dans NGC 6543 avec la température de 1,7 × 10 6 K. L'image en haut de cet article est une combinaison d'images optiques du télescope spatial Hubble avec les images de Chandra X-ray. On pense que les résultats très chaud de gaz de l'interaction violente d'un vent stellaire rapide avec du matériel déjà éjectés. Cette interaction a creusé la bulle intérieure de la nébuleuse.

Observations de Chandra ont également révélé une source ponctuelle à la position de l'étoile centrale. Le spectre de cette source se étend à la partie la plus difficile du spectre de rayons X, à 0,5-1,0 keV. La star de la on ne attend pas la température de la photosphère d'environ 100 000 K à émettre fortement dans les rayons X durs, et ainsi de leur présence est quelque chose d'un mystère. Il peut suggérer la présence d'une température élevée disque d'accrétion dans une étoile binaire système.

Distance

Un problème de longue date dans l'étude des nébuleuses planétaires, ce est que leurs distances ne sont généralement pas bien connus. Beaucoup de méthodes d'estimation des distances pour les nébuleuses planétaires se appuient sur des hypothèses faisant générales, qui peuvent être très imprécis pour l'objet concerné.

Au cours des dernières années, toutefois, les observations réalisées avec le télescope spatial Hubble ont permis une nouvelle méthode de détermination des distances. Tous les nébuleuses planétaires sont en expansion, et les observations de plusieurs années d'intervalle et avec assez haute résolution angulaire révélera la croissance de la nébuleuse dans le plan du ciel. Ce est généralement très petite seulement quelques millisecondes d'arc par an ou moins. Les observations spectroscopiques peuvent révéler la vitesse d'expansion de la nébuleuse le long de la ligne de vue en utilisant la effet Doppler. Ensuite, on compare l'extension angulaire de la vitesse d'expansion connus, la distance à la nébuleuse peut être calculé.

Observations du télescope spatial Hubble de NGC 6543 plusieurs années d'intervalle ont été utilisées pour calculer sa distance. Son taux d'expansion angulaire est 3,457 millisecondes d'arc par an, alors que sa vitesse d'expansion le long de la ligne de visée a été trouvé à 16,4 km / s. La combinaison de ces deux résultats implique que NGC 6543 est 1001 ± 269 parsecs (3 × 10 19 m), soit environ 3300 années-lumière de la Terre.

Âge

L'expansion angulaire de la nébuleuse peut également être utilisée pour estimer son âge. Se il a été en expansion à une vitesse constante de 10 millisecondes d'arc par an, il faudrait 1 000 ± 260 années pour atteindre un diamètre de 20 secondes d'arc. Cela peut être une limite supérieure de l'âge, comme matériau éjecté sera ralentie lorsqu'il rencontre matière éjectée de l'étoile aux premiers stades de son évolution, ainsi que le milieu interstellaire.

Composition

Bleu-vert de disque diffus avec une structure complexe circulaire en son centre. Le disque est traversé par courbe marron en forme de s.
Image de NGC 6543 traitée pour révéler les anneaux concentriques entourant le noyau interne. Sont également visibles les structures linéaires, éventuellement causés par précession jets à partir d'un système central binaire étoiles.

Comme la plupart des objets astronomiques, NGC 6543 se compose essentiellement de l'hydrogène et de l'hélium , avec des éléments lourds présents en petites quantités. La composition exacte peut être déterminée par des études spectroscopiques. Abondances sont généralement exprimés par rapport à l'hydrogène, l'élément le plus abondant.

Différentes études montrent en général des valeurs différentes pour les abondances élémentaires. Ce est souvent parce spectrographes attachés aux télescopes ne recueillent pas toute la lumière des objets observés, au lieu collecte lumière d'une fente ou petite ouverture. Par conséquent, différentes observations peuvent déguster les différentes parties de la nébuleuse.

Toutefois, les résultats pour


GC 6543 globalement d'accord que, par rapport à l'hydrogène, l'abondance de l'hélium est d'environ 0,12, carbone et azote abondances sont à la fois environ 3 × 10 -4, et l' oxygène abondance est environ 7 × 10 -4. Ce sont des abondances assez typique pour les nébuleuses planétaires, avec le carbone, l'azote et de l'oxygène abondance toutes les grandes que les valeurs trouvées pour le soleil, en raison des effets de nucléosynthèse enrichir l'atmosphère de l'étoile en éléments lourds avant d'être éjecté comme une nébuleuse planétaire.

Analyse spectroscopique profonde de NGC 6543 peut indiquer que la nébuleuse contient une petite quantité de matériau qui est fortement enrichie en éléments lourds; ceci est discuté ci-dessous.

Cinématique et morphologie

La nébuleuse Œil de Chat est structurellement une nébuleuse très complexe, et le ou les mécanismes qui ont donné lieu à sa morphologie compliquée ne sont pas bien compris. La partie centrale de la nébuleuse lumineuse se compose de la bulle allongée intérieure (ellipse intérieure) rempli de gaz chaud. Il est emboîtée à son tour en une paire de grosses bulles sphériques jointes ensemble le long de leur taille. La taille est observée comme la deuxième plus grande ellipse se étendant perpendiculairement à la bulle de gaz chaud.

La structure de la partie brillante de la nébuleuse est principalement causée par l'interaction d'un rapide vent stellaire émise par l'étoile centrale avec la matière éjectée lors de la formation de la nébuleuse. Cette interaction provoque l'émission de rayons X décrits ci-dessus. Le vent stellaire, soufflant à la vitesse aussi élevée que 1900 km / s, a «creusé» la bulle intérieure de la nébuleuse, et semble avoir éclater la bulle aux deux extrémités.

Il est également soupçonné que l'étoile centrale de la nébuleuse peut être une étoile binaire . L'existence d'un disque d'accrétion causée par transfert de masse entre les deux composants du système peut donner lieu à jets polaires, qui interagir avec du matériel déjà éjecté. Avec le temps, la direction des jets polaires varie en raison de précession.

En dehors de la partie intérieure lumineuse de la nébuleuse, il ya une série d'anneaux concentriques, qui auraient été éjecté avant la formation de la nébuleuse planétaire, tandis que l'étoile était sur le Branche géante asymptotique de la Diagramme de Hertzsprung-Russell. Ces anneaux sont très régulièrement espacés, ce qui suggère que le mécanisme responsable de leur formation les éjecté très régulièrement et à des vitesses très similaires. La masse totale des anneaux est d'environ 0,1 masses solaires. Les pulsations qui ont formé les anneaux ont probablement commencé il ya 15000 années et ont cessé il ya environ 1000 ans, lorsque la formation de la partie centrale lumineuse a commencé (voir ci-dessus).

Plus loin, un grand halo faible se étend à de grandes distances de l'étoile. Le halo est antérieure à nouveau la formation de la nébuleuse principale. La masse du halo est estimé à 0,26 à 0,92 masses solaires.

Questions ouvertes

Deux traversé disques semi-transparents remplis avec du vert diffuse question. Les lignes entrecroisées sont jaunes. Les parties de disque, qui sont éloignées des points de passage, sont rouge foncé et allongés vers l'extérieur.
Photo prise par le télescope spatial Hubble en 1994

Malgré étude intensive, la nébuleuse Œil de Chat détient toujours de nombreux mystères. Les anneaux concentriques entourant la nébuleuse intérieure semblent avoir été éjecté à des intervalles de quelques centaines à quelques milliers d'années, un délai qui est assez difficile à expliquer. Pulsations thermiques qui conduisent à la formation des nébuleuses planétaires, sont soupçonnés d'avoir lieu à intervalles de dizaines de milliers d'années, tandis que les petites pulsations de surface sont censés se produire à intervalles d'années à des décennies. Un mécanisme qui éjecter matériau sur les délais nécessaires pour former les anneaux concentriques dans la nébuleuse Œil de chat ne est pas encore connue.

Les spectres des nébuleuses planétaires se composent de raies d'émission superposés sur un continuum. Les raies d'émission peuvent être formés soit par excitation par collision des ions dans la nébuleuse, ou par recombinaison des électrons avec des ions. Par collision lignes excités sont généralement beaucoup plus forte que les lignes de recombinaison, et ainsi ont historiquement été utilisés pour déterminer l'abondance. Cependant, des études récentes ont montré que l'abondance dérivées de lignées de recombinaison observées dans le spectre de NGC 6543 sont environ trois fois plus élevé que ceux provenant de lignes par collision excités. La cause de cet écart est probablement lié aux variations de température à l'intérieur de la nébuleuse spatiales.

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