Όνομα αντικειμένου: Μεσιέρ 97
Εναλλακτικοί προσδιορισμοί: M97, NGC 3587, Νεφέλωμα κουκουβάγιας
Τύπος αντικειμένου: Τύπος 3α Πλανητικό Νεφέλωμα
σχηματισμού: Μεγάλη Άρκτος
Σωστή ανάληψη: 11: 14.8 (ω: μ)
Απόκλιση: +55: 01 (deg: m)
Απόσταση: 2,6 (kly)
Οπτική φωτεινότητα: 9,9 (mag)
Φαινόμενη διάσταση: 3,4 × 3,3 (τόξο min)
Εντοπισμός του Messier 97: Ο εντοπισμός του Messier 97 είναι αρκετά εύκολος. Θα το βρείτε το ένα τρίτο της απόστασης σε μια νοητική γραμμή μεταξύ Beta και Gamma Ursa Majoris και λίγο νότια της γραμμής προς ένα αμυδρό αστέρι. Ναι Το πρόβλημα δεν είναι να βρείτε το Νεφέλωμα της Κουκουβάγιας… Το βλέπει! Παρά το τιμολογημένο συνδυασμένο μέγεθος 9,9, αυτό είναι ένα αντικείμενο χαμηλής φωτεινότητας επιφανείας και απαιτεί την προβολή παρθένων ουρανών με μέσο τηλεσκόπιο 4 ″. Τα φίλτρα νεφελώματος και φωτός ρύπανσης βοηθούν, αλλά οι συνθήκες του ουρανού υπαγορεύουν πραγματικά. (Αυτός ο συγγραφέας το έχει δει σε κιάλια 16Χ65, αλλά από έναν φυλασσόμενο χώρο σκοτεινού ουρανού.) Αυτό που ψάχνετε είναι περίπου της ίδιας διαμέτρου που θα είχε ο Δίας στο δεδομένο προσοφθάλμιο που χρησιμοποιείτε και κάτω από τον μέσο όρο οι ουρανοί θα εμφανίζονται μόνο ως ο πιο αμυδρός αλλαγή αντίθεσης. Τα μεγάλα ανοίγματα, τα τηλεσκόπια γρήγορης εστιακής αναλογίας βελτιώνουν οριακά τις πιθανότητές σας.
Τι ψάχνετε: Το Messier 97 είναι ένα πολύ ασυνήθιστο και δυναμικό πλανητικό νεφέλωμα του οποίου το σχήμα μπορεί να θεωρηθεί ως κυλινδρικό στροφικό κέλυφος που βλέπει στην πλάγια όψη. Αυτό που βλέπουμε φωτογραφικά (και μερικές φορές σωματικά) ως «μάτια της κουκουβάγιας» μπορεί να είναι τα προβαλλόμενα άκρα με φτωχή ύλη κυλινδρικού σχήματος, ενώ το κεφάλι μπορεί να είναι ένα κέλυφος χαμηλού ιονισμού. Μέσα σε αυτό το 6.000 χρονών κρησφύγετο της νύχτας είναι ένα πεθαμένο, τώρα 16ο αστέρι μεγέθους με λίγο περισσότερο από τη μισή μάζα του δικού μας Ήλιου. Ένα αστέρι που - παραδόξως - μπορεί μερικές φορές να φανεί πιο εύκολο από το νεφέλωμα!
Γιατί; Ίσως πυκνότητα; «Είμαστε σε θέση να αξιολογήσουμε τη διακύμανση της διέγερσης και της πυκνότητας ηλεκτρονίων πάνω από τον προβλεπόμενο φάκελο της πηγής. Προτείνουμε το Νεφέλωμα της Κουκουβάγιας να αποτελείται από τέσσερα πρωτεύοντα κελύφη: ένα εσωτερικό, κεκλιμένο, σαν βαρέλι εξάρτημα υπεύθυνο για υψηλότερες εκπομπές διέγερσης. δύο πολύ πιο ομοιόμορφες, σφαιρικά συμμετρικές δομές, CSCI και CSCII. Αυτά, τελικά, τυλίγονται από πολύ χαμηλότερη ένταση, χαμηλότερο φωτοστέφανο διέγερσης, που ονομάζεται CSCIII. Ένα μεγάλο ποσοστό των εκπομπών χαμηλής διέγερσης φαίνεται να σχετίζεται με την περιφέρεια του CSCI, και είναι πιθανό ότι πρόκειται, φυσικά, για μια σχετικά λεπτή δομή. λέει ο L. Cuesta (et al.) «Η χαρτογράφηση πυκνότητας [S II] φαίνεται να υποδηλώνει ότι το ne βελτιώνεται κατά προτίμηση προς τη βόρεια περιφέρεια του κελύφους, σε ένα καθεστώς όπου οι δυνάμεις της γραμμής χαμηλής διέγερσης ενισχύονται επίσης κατά προτίμηση. Προτείνουμε ότι τέτοιες τάσεις μπορεί να προκύψουν μέσω του βορειοανατολικού σοκ του κελύφους CSC. "
Τι δίνει λοιπόν με τις τρύπες που ονομάζουμε μάτια; Ας ρωτήσουμε τον R. L. M. Corradi (et al): «Τα φωτοστέφανα έχουν ταξινομηθεί σύμφωνα με τις προβλέψεις σύγχρονων προσομοιώσεων ακτινοβολίας-υδροδυναμικής που περιγράφουν το σχηματισμό και την εξέλιξη των ιονισμένων πολλαπλών κελυφών και φωτοστέφανων γύρω από το PNe. Σύμφωνα με τα μοντέλα, τα παρατηρούμενα φωτοστέφανα έχουν χωριστεί στις ακόλουθες ομάδες: (i) κυκλικά ή ελαφρώς ελλειπτικά ασυμπτωτικά γιγαντιαία κλαδιά (AGB) φωτοστέφανα, τα οποία περιέχουν την υπογραφή του τελευταίου θερμικού παλμού στο AGB. (ii) εξαιρετικά ασύμμετρα αλογόνα AGB · (iii) υποψήφια φωτοσυνδυαστικά ανασυνδυασμένα, δηλαδή εκτεταμένα κελύφη που έχουν φωτίσει τα άκρα, τα οποία αναμένεται να παραχθούν με ανασυνδυασμό κατά τη διάρκεια της εξελίξεως μετά το AGB, όταν η φωτεινότητα του κεντρικού άστρου πέφτει γρήγορα από έναν σημαντικό παράγοντα · (iv) αβέβαιες περιπτώσεις που αξίζουν περαιτέρω μελέτης για αξιόπιστη ταξινόμηση · (v) μη ανιχνεύσεις, δηλ. PNe όπου δεν υπάρχει φωτοστέφανο σε επίπεδο; 10? 3 τη μέγιστη φωτεινότητα της επιφάνειας των εσωτερικών νεφελωμάτων. "
Και τι συμβαίνει με το κεντρικό αστέρι; «Οι παρατηρήσεις των Αϊνστάιν, EXOSAT και ROSAT των πλανητικών νεφελωμάτων ανίχνευσαν μαλακές φωτοσφαιρικές εκπομπές ακτίνων Χ από τα κεντρικά τους αστέρια, αλλά η διάχυτη εκπομπή ακτίνων Χ από τον σοκαρισμένο γρήγορο αστρικό άνεμο στο εσωτερικό τους δεν μπόρεσε να επιλυθεί αναμφίβολα. Η νέα γενιά παρατηρητηρίων ακτίνων Χ, Chandra και XMM-Newton, έλυσε επιτέλους τη διάχυτη εκπομπή ακτίνων Χ από σοκαρισμένους γρήγορους ανέμους σε εσωτερικούς χώρους πλανητικών νεφελωμάτων. " λέει ο Mart? n A. Guerrero. «Επιπλέον, αυτά τα παρατηρητήρια έχουν εντοπίσει διάχυτη εκπομπή ακτίνων-Χ από σοκ-τόξου ταχείας εκροής που προσκρούουν στους νεφελώδεις φακέλους, και απρόσμενες πηγές ακτίνων Χ που σχετίζονται με τα κεντρικά αστέρια των πλανητικών νεφελωμάτων. Εδώ εξετάζω τα αποτελέσματα αυτών των νέων παρατηρήσεων ακτινογραφιών πλανητικών νεφελωμάτων και συζητώ την υπόσχεση μελλοντικών παρατηρήσεων. "
Είναι πιθανό αυτό να είναι μόνο μια μεγάλη φούσκα πλανητικού νεφελώματος; Σύμφωνα με τους Adam Frank και Garrelt Mellema: «Έχουμε παρουσιάσει ακτινοβολίες-αεριοδυναμικές προσομοιώσεις της εξέλιξης των ασφαιρικών πλανητικών νεφελωμάτων (PN). Αυτές οι προσομοιώσεις κατασκευάστηκαν χρησιμοποιώντας το σενάριο Generalized Interacting Stellar Winds όπου μια γρήγορη, αδύναμη εκροή από το κεντρικό αστέρι επεκτείνεται σε ένα σπειροειδές, αργό, πυκνό περιστασιακό φάκελο. Έχουμε αποδείξει ότι το μοντέλο GISW μπορεί να παράγει ασφαιρικά πρότυπα ροής. Συγκεκριμένα, έχουμε δείξει ότι με ποικίλες βασικές αρχικές παραμέτρους μπορούμε να παράγουμε μια ποικιλία ελλειπτικών και διπολικών διαμορφώσεων εμπρός σοκ. Η εξάρτηση της μορφολογίας σοκ από τις αρχικές παραμέτρους ανταποκρίνεται στις προσδοκίες των αναλυτικών μοντέλων (Icke 1988). Έχουμε αποδείξει ότι η μεταφορά ακτινοβολίας, ο ιονισμός και η θέρμανση και ψύξη με ακτινοβολία δεν αλλοιώνουν δραστικά τις παγκόσμιες μορφολογίες. Η ψύξη με ακτινοβολία επιβραδύνει την εξέλιξη του εμπρός σοκ αφαιρώντας την ενέργεια από την καυτή φυσαλίδα. Η εξέλιξη της διαμόρφωσης εμπρόσθιας κρούσης είναι ανεξάρτητη από τον ιονισμό του ανενόχλητου αργού ανέμου. Επίσης, η θέρμανση και ψύξη με ακτινοβολία αλλάζει τη δομή θερμοκρασίας του σοκαρισμένου υλικού αργού ανέμου που συμπιέζεται στο πυκνό κέλυφος. "
Ιστορία: Το M97 ανακαλύφθηκε από τον αερόστατο Pierre Mechain στις 16 Φεβρουαρίου 1781. (Ήταν εκείνη την ημέρα όπου εάν διαμαρτύρονταν για τη φωτορύπανση, ζητούσατε από τον γείτονά σας να «σβήσει το κερί του».) Καταγράφηκε στο αρχείο από τον Charles Messier στις 24 Μαρτίου 1781 όπου σημειώνει: «Το νεφέλωμα στη μεγάλη αρκούδα [Ursa Major], κοντά στο Beta: Είναι δύσκολο να το δούμε, αναφέρει ο Μ. Mechain, ειδικά όταν κάποιος φωτίζει τα καλώδια του μικρομέτρου: το φως του είναι αχνό, χωρίς αστέρι. Ο Mechain το είδε την πρώτη φορά στις 16 Φεβρουαρίου 1781 και η θέση είναι αυτή που του έδωσε. "
Αργότερα σημειώθηκε από τον Sir William Herschel στις δικές του ουράνιες περιπλανήσεις ως: «Τα επιχειρήματα ότι το νεφελώδες θέμα είναι σε κάποιο βαθμό αδιαφανές που δίνεται στο 25ο άρθρο, θα λάβουν σημαντική υποστήριξη από την εμφάνιση των ακόλουθων νεφελωμάτων. γιατί δεν είναι μόνο στρογγυλά, δηλαδή η νεφελώδης ύλη από την οποία συντίθενται συλλέγεται σε μια σφαιρική πυξίδα, αλλά είναι επίσης ενός φωτός που είναι σχεδόν ομοιόμορφης έντασης εκτός μόνο στα σύνορα. Δίνω αυτά τα νεφελώματα σε δύο κατηγορίες (συμπεριλαμβανομένου του M97). Ο αριθμός 97 του Connoissance είναι «Ένα πολύ φωτεινό, στρογγυλό νεφέλωμα διαμέτρου περίπου 3;. Είναι σχεδόν ίσου φωτός σε όλο, με ένα κακώς καθορισμένο περιθώριο χωρίς μεγάλη έκταση. "
Κορυφαία πίστωση εικόνας M97, Παρατηρητήριο Palomar με ευγενική προσφορά του Caltech, M97 2MASS Image, M97 IR (NOAO), Owl Nebula - SEDS, “Owl Nebula” - Karen Kwitter (Williams College), Ron Downes (STScI), You-Hua Chu (University των Ιλλινόις) και οι εικόνες NOAO / AURA / NSF, M97 (AANDA) και M97 είναι ευγενική προσφορά των NOAO / AURA / NSF.
