Имя объекта: Мессье 97
Альтернативные обозначения: M97, NGC 3587, туманность Сова
Тип объекта: Планетарная туманность типа 3а
Созвездие: Большая Медведица
Правильное Вознесение: 11: 14.8 (ч: м)
склонение: +55: 01 (град: м)
Расстояние: 2.6 (кли)
Визуальная Яркость: 9,9 (мег)
Видимое измерение: 3,4 × 3,3 (мин мин)
Локация Мессье 97: Найти Messier 97 довольно просто. Вы найдете его на одной трети расстояния в ментальной линии, проведенной между Бетой и Гаммой Ursa Majoris, и чуть южнее этой линии в направлении тусклой звезды. Ага. Проблема не в том, чтобы найти туманность Сова ... Она видит это! Несмотря на объявленную суммарную величину 9,9, это один объект с низкой поверхностной яркостью, и для него необходимо увидеть нетронутое небо со средним 4-дюймовым телескопом. Фильтры туманности и светового загрязнения действительно помогают, но условия неба действительно диктуют. (Этот автор видел его в бинокль 16X65, но с охраняемого участка темного неба.) То, что вы ищете, примерно такого же диаметра, какой был бы у Юпитера в данном окуляре, который вы используете, и под средним небом небо будет выглядеть только как самое слабое. изменение контраста. Телескопы с большой апертурой и быстрым фокусным расстоянием значительно повышают ваши шансы.
На что вы смотрите: Мессье 97 - очень необычная и динамичная планетарная туманность, форму которой можно рассматривать как цилиндрическую оболочку тора, если смотреть на нее под углом. То, что мы видим фотографически (а иногда и физически) как «глаза совы», может быть проецируемым бедным веществом концом цилиндрической формы, в то время как головка может быть оболочкой с низкой ионизацией. Внутри этого ночного обитателя, которому 6000 лет, умирает звезда 16-й величины, чуть больше половины массы нашего Солнца. Звезду, которая - как ни странно - иногда можно увидеть легче, чем сама туманность!
Почему? Возможно плотность? «Мы можем оценить изменение возбуждения и электронной плотности в проекционной оболочке источника. Мы предлагаем, чтобы туманность Сова состояла из четырех первичных оболочек: внутреннего наклонного бочкообразного компонента, ответственного за более высокую эмиссию возбуждения; две гораздо более однородные, сферически симметричные структуры, CSCI и CSCII. Они, наконец, окутаны намного более низкой интенсивностью, более низким ореолом возбуждения, названным CSCIII. Большая часть излучения с низким возбуждением, по-видимому, связана с периферией CSCI, и вполне возможно, что это, физически говоря, структура с относительно тонкой оболочкой ». говорит Л. Куэста (и др.). «Отображение плотности [S II], по-видимому, указывает на то, что ne преимущественно усиливается по направлению к северной периферии оболочки, в режиме, где также предпочтительно усилены линии с малым возбуждением. Мы предполагаем, что такие тенденции могут возникать из-за шокирования оболочки CSC ».
Так, что дает с отверстиями, которые мы называем глазами? Давайте спросим Р. Л. М. Корради (и др.): «Гало были классифицированы в соответствии с предсказаниями современных радиационно-гидродинамических моделей, которые описывают образование и эволюцию ионизированных множественных оболочек и гало вокруг PNe. Согласно моделям, наблюдаемые гало были разделены на следующие группы: (i) гало с круговой или слегка эллиптической асимптотической ветвью гиганта (AGB), которые содержат сигнатуру последнего теплового импульса на AGB; (ii) высоко асимметричные гало AGB; (iii) потенциальные рекомбинационные гало, то есть расширенные оболочки, осветленные конечностями, которые, как ожидается, будут получены рекомбинацией во время поздней эволюции после AGB, когда светимость центральной звезды быстро падает значительным фактором; (iv) неопределенные случаи, которые заслуживают дальнейшего изучения для надежной классификации; (v) недетектирования, то есть PNe, в котором гало не обнаружено до уровня? 10–3 пиковой поверхностной яркости внутренних туманностей ».
А что происходит с центральной звездой? «Рентгеновские наблюдения планетарных туманностей Эйнштейном, EXOSAT и ROSAT обнаружили мягкое фотосферное рентгеновское излучение от их центральных звезд, но диффузное рентгеновское излучение от потрясенного быстрого звездного ветра в их недрах не могло быть однозначно разрешено. Новое поколение рентгеновских обсерваторий, Chandra и XMM-Newton, наконец-то разрешило диффузное рентгеновское излучение от потрясенных быстрых ветров во внутренностях планетарной туманности ». говорит Мартин А. Герреро. «Кроме того, в этих обсерваториях было обнаружено диффузное рентгеновское излучение от ударных скачков быстрых коллимированных потоков, падающих на оболочки туманностей, и неожиданных точечных источников рентгеновского излучения, связанных с центральными звездами планетарных туманностей. Здесь я рассматриваю результаты этих новых рентгеновских наблюдений планетарных туманностей и обсуждаю перспективы будущих наблюдений ».
Возможно ли, что это всего лишь один большой пузырь планетарной туманности? По словам Адама Франка и Гаррела Меллема: «Мы представили радиационно-газодинамическое моделирование эволюции асферической планетарной туманности (ПН). Это моделирование было построено с использованием сценария Обобщенных взаимодействующих звездных ветров, где быстрый слабый отток от центральной звезды расширяется в тороидальную, медленную, плотную околозвездную оболочку. Мы продемонстрировали, что модель GISW может создавать асферические структуры потока. В частности, мы показали, что, изменяя основные начальные параметры, мы можем создавать различные конфигурации эллиптического и биполярного прямого удара. Зависимость морфологии шока от исходных параметров соответствует ожиданиям аналитических моделей (Icke 1988). Мы продемонстрировали, что включение переноса излучения, ионизации и радиационного нагрева и охлаждения не приводит к существенным изменениям глобальной морфологии. Радиационное охлаждение замедляет развитие прямого удара, удаляя энергию из горячего пузыря. Эволюция конфигурации прямого удара не зависит от ионизации невозмущенного медленного ветра. Кроме того, радиационный нагрев и охлаждение действительно изменяют температурную структуру потрясенного материала медленного ветра, сжатого в плотную оболочку ».
история: M97 был обнаружен орлом-глазом Пьером Мешеном 16 февраля 1781 года. (Это было в тот день, когда, если вы жаловались на световое загрязнение, вы попросили своего соседа «потушить их свечу».) Он был зарегистрирован Чарльз Мессье 24 марта 1781 года, где он отмечает: «Туманность в большом Медведе [Большая Медведица], около Беты: трудно увидеть, сообщает М. Мехейн, особенно когда кто-то освещает провода микрометра: его свет слабый, без звезды. Впервые Мехайн увидел это 16 февраля 1781 года, и его позиция такова, как он ».
Позже сэр Уильям Гершель в своих собственных небесных странствиях отметил: «Аргументы о том, что туманность в какой-то степени непрозрачна, что приведено в 25-й статье, получит значительную поддержку из появления следующих туманностей; поскольку они не только круглые, то есть туманные вещества, из которых они состоят, собираются в шаровидный компас, но они также имеют свет почти одинаковой интенсивности, за исключением только на границах. Я даю эти туманности в двух ассортиментах (включая M97). Номер 97 «Разума» - «Очень яркая круглая туманность диаметром около 3 ′; это почти равный свет повсюду, с плохо определенной границей не очень большой ».
Лучшее изображение M97, Паломарская обсерватория любезно предоставлено Caltech, M97 2MASS Image, M97 IR (NOAO), туманность Сова - SEDS, «Туманность Сова» - Карен Квиттер (Колледж Уильямса), Рон Даунс (STScI), Ю-Хуа Чу (Университет из Иллинойса) и изображений NOAO / AURA / NSF, M97 (AANDA) и M97 любезно предоставлены NOAO / AURA / NSF.
