Objektnavn: Messier 97
Alternative betegnelser: M97, NGC 3587, Owl Nebula
Objekttype: Type 3a planetarisk tåke
Constellation: Store bjørn
Rett oppstigning: 11: 14,8 (t: m)
deklinasjon: +55: 01 (deg: m)
Avstand: 2,6 (kly)
Visuell lysstyrke: 9,9 (mag)
Tilsynelatende dimensjon: 3,4 × 3,3 (lysbue min)
Finne Messier 97: Å finne Messier 97 er ganske enkelt. Du finner den en tredjedel avstanden i en mental linje trukket mellom Beta og Gamma Ursa Majoris og litt sør for den linjen mot en svak stjerne. Jepp. Problemet er ikke å finne Owl Nebula ... Det ser det! Til tross for den fakturerte kombinerte størrelsen på 9,9, er dette et objekt med lav overflatelysstyrke og krever uberørte himmel for å bli sett på et gjennomsnittlig 4 ″-teleskop. Nebula- og lysforurensningsfiltre hjelper, men himmelforholdene tilsier det. (Denne forfatteren har sett den i 16X65 kikkert, men fra et vernet sted med mørk himmel.) Det du leter etter er omtrent den samme diameteren som Jupiter ville være i det gitte okularet du bruker og under gjennomsnittet himmel vil bare vises som den svakeste kontrastendring. Teleskoper med stor blenderåpning, raskt brennstoffforhold, forbedrer sjansene dine marginalt.
Hva du ser på: Messier 97 er en veldig uvanlig og dynamisk planetnebula hvis form kan betraktes som en sylindrisk torusskall sett på skrå. Det vi ser fotografisk (og noen ganger fysisk) som "Owl's Eyes", kan være de projiserte materiefattige endene av den sylindriske formen, mens hodet kan være et lite ioniseringsskall. Inni i denne 6000 år gamle denizen of the night er en døende, nå 16størrelse stjerne med litt mer enn halvparten av massen til vår egen sol. En stjerne som - merkelig nok - noen ganger kan skimtes lettere enn selve tåken!
Hvorfor? Kanskje tetthet? ”Vi er i stand til å evaluere variasjonen av eksitasjon og elektron tetthet over kildens projiserte konvolutt. Vi foreslår at Owl Nebula består av fire primære skjell: en indre, vippet, tønnelignende komponent som er ansvarlig for høyere eksitasjonsutslipp; to mye mer ensartede, sfærisk symmetriske strukturer, CSCI og CSCII. Disse er til slutt innhyllet av en mye lavere intensitet, lavere eksitasjonshalo, kalt CSCIII. En stor andel av utslippene med lav eksitasjon ser ut til å være assosiert med periferien til CSCI, og det kan tenkes at dette, fysisk sett, er en relativt tynn-skallet struktur. " sier L. Cuesta (et al). ”[S II] -tetthetskartlegging ser ut til å indikere at ne fortrinnsvis forbedres mot den nordlige periferien av skallet, i et regime der styrker med lave eksitasjonslinjer også fortrinnsvis forbedres. Vi foreslår at slike trender kan oppstå gjennom nordlig sjokking av skallet CSC. "
Så hva gir med hullene vi kaller øyne? La oss spørre R. L. M. Corradi (et al): “Haloene er blitt klassifisert etter spådommene om moderne stråling-hydrodynamiske simuleringer som beskriver dannelsen og utviklingen av ioniserte flere skjell og haloer rundt PNe. I følge modellene er de observerte haloene blitt delt inn i følgende grupper: (i) sirkulære eller svakt elliptiske asymptotiske gigantgren (AGB) haloer, som inneholder signaturen til den siste termiske puls på AGB; (ii) sterkt asymmetriske AGB-haloer; (iii) rekombinasjonshaloer av kandidater, dvs. utvidede skjell i lemmer som er forventet å bli produsert ved rekombinasjon under sen evolusjon etter AGB, når sentralstjernes lysstyrke synker raskt med en betydelig faktor; (iv) usikre tilfeller som fortjener videre undersøkelse for en pålitelig klassifisering; (v) ikke-deteksjoner, dvs. PNe hvor ingen glorie er funnet til et nivå på? 10? 3, den øverste overflatelysstyrken til de indre nebbene. "
Og hva skjer med den sentrale stjernen? “Einstein, EXOSAT og ROSAT røntgenobservasjoner av planetariske tåler oppdaget myk fotosfærisk røntgenemisjon fra sine sentrale stjerner, men den diffuse røntgenemisjonen fra den sjokkerte raske stjernevinden i interiøret deres kunne ikke entydig løses. Den nye generasjonen røntgenobservatorier, Chandra og XMM-Newton, har endelig løst den diffuse røntgenutslippet fra sjokkerte raske vinder i planetariske nebulainteriører. ” sier Mart? n A. Guerrero. “Videre har disse observatoriene oppdaget diffus røntgenutslipp fra bøysjokk av raske kollimerte utstrømmer som rammer nebulære konvolutter, og uventede harde røntgenpunktkilder assosiert med de sentrale stjernene i planetariske tåker. Her gjennomgår jeg resultatene fra disse nye røntgenobservasjonene av planetariske tåler og diskuterer løftet om fremtidige observasjoner. ”
Er det mulig dette bare er en stor planetnebboble? I følge Adam Frank og Garrelt Mellema: “Vi har presentert strålings-gassdynamiske simuleringer av asfærisk Planetary Nebula (PN) -evolusjon. Disse simuleringene ble konstruert ved bruk av Generalized Interacting Stellar Winds-scenariet der en rask, tynn utstrømning fra den sentrale stjernen utvides til en toroidal, langsom, tett omkretshylster. Vi har vist at GISW-modellen kan produsere asfæriske flytmønstre. Spesielt har vi vist at ved å variere viktige innledende parametere kan vi produsere en rekke elliptiske og bipolare fremre sjokkkonfigurasjoner. Sjokkmorfologiens avhengighet av de innledende parametrene samsvarer med forventningene til analytiske modeller (Icke 1988). Vi har vist at inkludert stråleoverføring, ionisering og strålende oppvarming og kjøling ikke endrer drastisk de globale morfologiene. Strålingskjøling bremser utviklingen av det fremre sjokket ved å fjerne energi fra den varme bobla. Utviklingen av den fremre sjokkkonfigurasjonen er uavhengig av ioniseringen av den uforstyrrede sakte vinden. Strålingsoppvarming og -kjøling endrer også temperaturstrukturen til det sjokkerte sakte vindmaterialet som er komprimert til det tette skallet. "
Historie: M97 ble oppdaget av ørnøyde Pierre Mechain 16. februar 1781. (Det var tilbake på dagen der hvis du klaget på lysforurensning som du ba naboen din om å "sette ut stearinlyset".) Det var logget på posten av Charles Messier 24. mars 1781 hvor han bemerker: “Nebula i den store bjørnen [Ursa Major], nær Beta: Det er vanskelig å se, rapporterer M. Mechain, spesielt når man lyser opp mikrometertrådene: lyset er svakt, uten stjerne. Mechain så det første gang 16. februar 1781, og stillingen er den som ble gitt av ham. ”
Det ble senere bemerket av Sir William Herschel i sine egne himmelske vandringer som: “Argumentene for at den tåkefulle saken er til en viss grad ugjennomsiktig som er gitt i den 25. artikkelen, vil få betydelig støtte fra utseendet til følgende tåker; for de er ikke bare runde, det vil si den tullete saken de er sammensatt av, samles til et kuleformet kompass, men de er også av et lys som nesten har en ensartet intensitet bortsett fra bare på grensene. Jeg gir disse nebularene i to utvalg (inkl. M97). Nummer 97 av Connoissance er “En veldig lys, rund nebula med omtrent 3 ′ i diameter; det er nesten like høyt overalt, med en dårlig definert margin på ingen stor grad. ”
Topp M97-bildekreditt, Palomar Observatory med tillatelse fra Caltech, M97 2MASS Image, M97 IR (NOAO), Owl Nebula - SEDS, “Owl Nebula” - Karen Kwitter (Williams College), Ron Downes (STScI), You-Hua Chu (University fra Illinois) og NOAO / AURA / NSF, M97 (AANDA) og M97 bilder med tillatelse fra NOAO / AURA / NSF.
