Velkommen tilbake til Messier mandag! I dag fortsetter vi med en hyllest til vår kjære venn, Tammy Plotner, ved å se på selve “den lille hantelen”, den planetariske tåken kjent som Messier 76!
I løpet av 1700-tallet merket den berømte franske astronomen Charles Messier tilstedeværelsen av flere "nebulous objekter" mens han undersøkte nattehimmelen. Når han opprinnelig tok feil av disse objektene for kometer, begynte han å katalogisere dem slik at andre ikke ville gjøre den samme feilen. I dag inkluderer den resulterende listen (kjent som Messier Catalog) over 100 objekter og er en av de mest innflytelsesrike katalogene over Deep Space Objects.
Et av disse objektene er Messier 76 (også kalt den lille hantelnebulaen, Barbellnebulaen eller korknebulaen), en planetarisk nebula som ligger omtrent 2500 lysår unna i Perseus Constellation. Selv om det er lett å finne på grunn av sin nærhet til Cassiopeia Constellation (som ligger like sør for den), gjør svakheten i denne tåken den til en av de vanskeligere Messier-objektene å observere.
Beskrivelse:
Ligger omtrent 2500 lysår unna Jorden, utvides skallet til denne døende stjernen over verdensrommet i en avstand på omtrent 1,23 lysår - men likevel fortsetter glorie rundt den i nærmere en annen 12. Innvendig er en sentralstjerne med en styrke på 16,6 og brenner bort ved en temperatur på omtrent 60 000 K!
En dag, kanskje om ytterligere 30 milliarder år, vil den kjøle seg litt ned og bli en hvit dvergstjerne. Men akkurat hva gjør formen - formen? Som Toshiya Ueta fra NASA Ames Research Center sa i en studie fra 2006:
“Vi presenterer de langtinfrarøde kartene (IR) over en bipolar planetarisk tåke (PN), NGC 650, ved 24, 70 og 160 [nanometer], tatt med Multiband Imaging Photometer for Spitzer (MIPS) om bord på Spitzer Space Teleskop. Mens den to-topps utslippsstruktur som sees i alle MIPS-bånd antyder tilstedeværelsen av en nærmest kant-på-støvet torus, indikerer den distinkte utslippsstrukturen tilstedeværelsen av to distinkte utslippskomponenter i den sentrale torusen. Basert på den romlige korrelasjonen mellom disse to fjern-IR-utslippskomponentene med hensyn til forskjellige optiske linjeavgivelser, konkluderer vi at utslippet i stor grad skyldes [O IV] -linjen som stammer fra sterkt ioniserte regioner bak ioniseringsfronten, mens de andre utslippene skyldes støvkontinuum som oppstår fra lavtemperaturstøv i den resterende asymptotiske gigantgrenen (AGB) vindskall. Den fjerne IR-tåkestrukturen antyder også at forbedringen av massetap ved slutten av AGB-fasen har skjedd isotropisk, men har bare oppstått i ekvatoriale retninger mens de sluttet i polare retninger. Foreliggende data viser også bevis for prolat sfæroid fordeling av materie i denne bipolare PN. AGBs massetapshistorie som er rekonstruert i denne PN, er dermed i samsvar med det som tidligere er foreslått basert på de tidligere optiske og midt-IR avbildningsundersøkelser av skjellene etter AGB. "
Så det er bipolar - bare en gal galnebb. Men kan det være å blåse bobler? Ifølge noen forskere kunne det det. Disse inkluderer M. Bryce (et al), som indikerte følgende i en studie fra 1996:
“Observasjoner med høy romlig og spektral oppløsning av H ?, [N II] 6584A og [O III] 5007A-emisjonslinjeprofilene fra planetnebula NGC 650-1 er oppnådd med Isaac Newton og William Herschel teleskoper ved bruk av Manchester echelle spektrometer . Disse observasjonene, og ytterligere smalbåndbilder oppnådd ved bruk av San Pedro Martir-teleskopet, blir sammenlignet med syntetiserte bilder og spektra basert på de generaliserte interagerende stellar vindmodellene (GISW) -modeller (som involverer en langsom vind sterk konsentrert mot ekvatorialplanet) og en god korrespondanse er funnet, og bekrefter at NGC 650-1 er en bipolar vindstyrt boble orientert ved en helning på ~ 75deg med NW-loben som peker mot observatøren. Det er en lys sentral ring med to festede (indre) fliser, som viser typiske ekspansjonshastigheter på henholdsvis ~ 43 km / s og ~ 60 km / s. Utenfor de indre lobene er de svakere ytre lobber som er observert å ha en meget lav ekspansjonshastighet (~ 5 km / s), og som på den ene siden (SE) har en polarhette som viser høyere hastighet igjen (~ 20 km / s). Naturen til disse ytre lobene er fortsatt uklar. ”
Observasjonshistorie:
En ting er veldig tydelig - dette svake skallet ble oppdaget av Pierre Mechain natt til 5. september 1780. Han overleverte det deretter til Charles Messier, som observerte det, bestemte dets stilling og la den til sin katalog som objekt # 76 oktober 21. 1780.
”Nebula ved høyre fot av Andromeda, sett av M. Mechain 5. september 1780, og han rapporterer:“ Denne tåken inneholder ingen stjerne; den er liten og svak. Den 21. oktober så M. Messier det etter sitt achromatiske teleskop, og det virket på ham som om det var sammensatt av bare små stjerner, som inneholder nebulositet, og at det minste lyset som ble brukt for å belyse mikrometertrådene får det til å forsvinne: posisjonen ble bestemt av stjernen Phi Andromedae, i fjerde størrelse. ”
I 1787 ville Sir William Herschel privat studere Mechains funn og være den første til å se en dobbel form: “To tåler tett sammen. Begge veldig lyse. Avstand 2 ′. Den ene er sør foran og den andre nord etter. Den ene er 76 av Connoissance. ” Siden den tiden oppfatter de fleste observatører to distinkte regioner og kanskje enda flere? Bare spør den historiske astronomen, admiral Smyth:
“En oval perlehvit tåke, nesten halvveis mellom Gamma Andromedae og Delta Cassiopeiae; nær tåen til Andromeda, selv om det var i Perseus-distriktet. Det trender nord og sør, med to stjerner som gikk foran 11- og 50-tallet, og to som fulgte nesten på samme parallell, med 19- og 36-tallet; og bare np av den er dobbeltstjernen over registrert, hvorav A er hvit i størrelsesorden 9; og B 14, skumrende. Da Mechain først ble oppdaget, betraktet den som en masse nebulositet; men Messier trodde det var en komprimert klynge; og William Herschel at det var en uoppløselig dobbel nebula. Den har en intenst rik nærhet, og ble med følgesvenner fulgt nøye med i observatoriet mitt, som et lysmål under månens totale formørkelse, 13. oktober 1837, og ble bemerket godt sett under mørket, og gradvis falming når månen dukket opp. I 1842 konsulterte jeg Mr. Challis når det gjaldt definisjonen av denne tåken i det store ekvatorialet i Northumberland, og han svarte: “Jeg så på nebulaen, som du ønsket, og trodde den hadde et sprengete utseende. Oppløsningen var imidlertid veldig tvilsom. ”
Finne Messier 76:
Fordi denne planetariske tåken er liten og svak, er den ikke et godt kikkertmål og vil kreve mørke himmel selv for et teleskop. Den enkleste måten å finne M76 på er å starte fra 3,5-stjernestjernen 51 Andromedae og få deg til å gå rundt en fingerbredde (2 grader) nord-nordøst til du kommer til Phi Persei, en variabel stjerne. Herfra sikter teleskopet mindre enn en grad nordvest for stjernen, og du vil ha M76 i okularfeltet.
I et lite teleskop ser du en særegen, oddeformet glød som vil få mer struktur og form etter hvert som blenderåpningen øker. Svært store teleskoper vil ikke bare se dobbelt lobete struktur, men også den ekstra svake halo-ringen. Ikke for lette forurensede himmel eller måneskinnede netter!
Objektnavn: Messier 76
Alternative betegnelser: M76, NGC 650/651, Little Dumbbell Planetary, Cork Nebula, Butterfly Nebula og Barbell Nebula
Objekttype: Planetarisk tåke
Constellation: Perseus
Rett oppstigning: 01: 42.4 (t: m)
deklinasjon: +51: 34 (deg: m)
Avstand: 3,4 (kly)
Visuell lysstyrke: 10,1 (mag)
Tilsynelatende dimensjon: 2,7 × 1,8 (bue min)
Vi har skrevet mange interessante artikler om Messier Objects og kuleklynger her på Space Magazine. Her er Tammy Plotners introduksjon til Messier-objektene, M1 - Crab Nebula, Observing Spotlight - Uansett hva som skjedde med Messier 71?, Og David Dickisons artikler om Messier Marathons 2013 og 2014.
Sørg for å sjekke ut vår komplette Messier-katalog. Og for mer informasjon, sjekk ut SEDS Messier-databasen.
kilder:
- NASA - Messier 76
- Messier Objects - Messier 76: Little Dumbbell Nebula
- SEDS - Messier Object 76
- Wikipedia - Lille dumbbell nebula
