Nazwa obiektu: Messier 97
Alternatywne oznaczenia: M97, NGC 3587, Mgławica Sowa
Rodzaj obiektu: Mgławica planetarna typu 3a
Konstelacja: Wielka Niedźwiedzica
Właściwe Wniebowstąpienie: 11: 14,8 (h: m)
Deklinacja: +55: 01 (deg: m)
Dystans: 2.6 (kly)
Jasność wizualna: 9,9 (mag)
Pozorny wymiar: 3,4 × 3,3 (min. Łuku)
Lokalizowanie Messiera 97: Lokalizowanie Messiera 97 jest dość łatwe. Znajdziesz ją w jednej trzeciej odległości w linii mentalnej między Beta a Gamma Ursa Majoris i nieco na południe od tej linii w kierunku słabej gwiazdy. Tak. Problemem nie jest znalezienie Mgławicy Sowa ... To widać! Pomimo naliczonej łącznej wartości 9,9, jest to jeden obiekt o niskiej jasności powierzchni i wymaga nieskazitelnego nieba przy średnim teleskopie 4 ″. Pomagają filtry mgławicy i zanieczyszczenia światłem, ale warunki na niebie naprawdę dyktują. (Ten autor widział to w lornetce 16X65, ale ze strzeżonej strony ciemnego nieba). To, czego szukasz, ma taką samą średnicę, jak Jowisz w danym okularze, którego używasz, a przy przeciętnym niebie pojawi się tylko jako najsłabszy zmiana kontrastu. Teleskopy o dużej aperturze i szybkim współczynniku ogniskowej nieznacznie zwiększają twoje szanse.
Na co patrzysz: Messier 97 jest bardzo niezwykłą i dynamiczną mgławicą planetarną, której kształt można uznać za cylindryczną powłokę torusa widzianą na skosie. To, co widzimy fotograficznie (a czasem fizycznie) jako „Oczy Sowy”, może być pozbawionymi materii końcami cylindrycznego kształtu, podczas gdy głowa może być powłoką o niskiej jonizacji. Wewnątrz tego 6000-letniego mieszkańca nocy znajduje się umierająca gwiazda o jasności 16 magnitudo i nieco ponad połowie masy własnego Słońca. Gwiazda, która - o dziwo - czasem może być łatwiejsza do zauważenia niż sama mgławica!
Dlaczego? Może gęstość? „Jesteśmy w stanie ocenić zmiany wzbudzenia i gęstości elektronów w stosunku do rzutowanej obwiedni źródła. Proponujemy, aby Mgławica Sowa składała się z czterech podstawowych powłok: wewnętrznego, przechylonego, beczkowatego elementu odpowiedzialnego za wyższą emisję wzbudzenia; dwie znacznie bardziej jednolite, sferycznie symetryczne struktury, CSCI i CSCII. W końcu otacza je znacznie niższa intensywność, halo o niższym wzbudzeniu, nazwane CSCIII. Wydaje się, że znaczna część emisji o niskim wzbudzeniu jest związana z obrzeżem CSCI i nie można wykluczyć, że jest to fizycznie relatywnie cienka skorupa ”. mówi L. Cuesta (i in.). „Mapowanie gęstości [S II] wydaje się wskazywać, że ne jest preferencyjnie wzmocnione w kierunku północnego obrzeża skorupy, w reżimie, w którym siły linii o niskim wzbudzeniu są również preferencyjnie wzmocnione. Sugerujemy, że takie trendy mogą powstać w wyniku szokowania północnego CSC muszli. ”
Co daje dziury, które nazywamy oczami? Zapytajmy R. L. M. Corradi (i in.): „Halo zostały sklasyfikowane zgodnie z przewidywaniami współczesnych symulacji hydrodynamicznych promieniowania, które opisują tworzenie i ewolucję zjonizowanych wielu powłok i aureoli wokół PNe. Zgodnie z modelami zaobserwowane aureole podzielono na następujące grupy: (i) aureole koliste lub lekko eliptyczne asymptotyczne olbrzymie gałęzie (AGB), które zawierają sygnaturę ostatniego impulsu termicznego na AGB; (ii) wysoce asymetryczne aureole AGB; (iii) kandydujące aureole rekombinacji, tj. rozjaśnione kończyny rozjaśnione kończynami, które, jak się oczekuje, zostaną wytworzone przez rekombinację podczas ewolucji późnej po AGB, kiedy jasność gwiazdy centralnej gwałtownie spada o znaczny czynnik; (iv) niepewne przypadki, które zasługują na dalsze badania w celu uzyskania wiarygodnej klasyfikacji; (v) niewykrycia, tj. PNe, w których nie znaleziono halo do poziomu <10 ~ 3 szczytowej jasności powierzchniowej mgławic wewnętrznych. ”
A co się dzieje z gwiazdą centralną? „Obserwacje rentgenowskie Einsteina, EXOSAT i ROSAT w mgławicach planetarnych wykryły miękką fotosferyczną emisję promieniowania rentgenowskiego z ich gwiazd centralnych, ale rozproszonej emisji promieniowania rentgenowskiego z wstrząsu szybkiego wiatru gwiazdowego w ich wnętrzach nie można jednoznacznie rozwiązać. Nowa generacja obserwatoriów rentgenowskich, Chandra i XMM-Newton, ostatecznie rozwiązała rozproszoną emisję promieniowania rentgenowskiego z gwałtownych szybkich wiatrów we wnętrzach mgławic planetarnych. ” mówi Mart? n A. Guerrero. „Ponadto obserwatoria te wykryły rozproszoną emisję promieniowania rentgenowskiego z wyładowań łukowych szybkich skolimowanych wypływów uderzających w otoczki mgławicowe oraz nieoczekiwane źródła punktowe twardego promieniowania rentgenowskiego związane z centralnymi gwiazdami mgławic planetarnych. Tutaj przeglądam wyniki tych nowych obserwacji rentgenowskich mgławic planetarnych i omawiam obietnicę przyszłych obserwacji. ”
Czy to możliwe, że jest to tylko jedna duża bańka mgławicy planetarnej? Według Adama Franka i Garrelta Mellema: „Zaprezentowaliśmy symulacje radiodynamiczne gazu-ewolucji mgławicy planetarnej (PN). Symulacje te zostały skonstruowane przy użyciu scenariusza Uogólnione oddziaływanie wiatrów gwiezdnych, w którym szybki, delikatny odpływ z gwiazdy centralnej rozszerza się w toroidalną, powolną, gęstą otoczkę okołogwiazdową. Wykazaliśmy, że model GISW może wytwarzać asferyczne wzorce przepływu. W szczególności pokazaliśmy, że zmieniając kluczowe parametry początkowe, możemy wytwarzać różne konfiguracje eliptyczne i bipolarne wstrząsy przednie. Zależność morfologii wstrząsu od początkowych parametrów jest zgodna z oczekiwaniami modeli analitycznych (Icke 1988). Wykazaliśmy, że uwzględnienie przenoszenia promieniowania, jonizacji oraz ogrzewania i chłodzenia radiacyjnego nie zmienia drastycznie globalnej morfologii. Chłodzenie radiacyjne spowalnia ewolucję szoku do przodu, usuwając energię z gorącego bąbla. Ewolucja konfiguracji wstrząsu do przodu jest niezależna od jonizacji niezakłóconego powolnego wiatru. Ponadto ogrzewanie i chłodzenie promieniowaniem zmienia strukturę temperaturową materiału z powolnym wiatrem, który jest poddawany ściskaniu w gęstej skorupie. ”
Historia: M97 został odkryty przez orleookiego Pierre'a Mechaina 16 lutego 1781 r. (To było w czasach, gdy narzekałeś na zanieczyszczenie światłem, poprosiłeś sąsiada o „zgaśnięcie świecy”). Zapisano go w rejestrze Charles Messier 24 marca 1781 r., w którym zauważa: „Mgławica w wielkim niedźwiedzie [Ursa Major], w pobliżu Bety: trudno jest zobaczyć, informuje M. Mechain, szczególnie gdy oświetla się przewody mikrometryczne: jej światło jest słabe, bez gwiazdy. Mechain zobaczył to po raz pierwszy 16 lutego 1781 r., A jego pozycja jest taka, jaką podał. ”
Sir William Herschel zauważył później w swoich własnych wędrówkach niebieskich: „Argumenty, że materia mgławica jest w pewnym stopniu niejasna, podana w 25 artykule, otrzymają znaczne poparcie od pojawienia się następujących mgławic; ponieważ są one nie tylko okrągłe, to znaczy mglista materia, z której się składają, jest gromadzona w kulistym kompasie, ale są one również światłem, które ma niemal jednolitą intensywność, z wyjątkiem samych granic. Daję te mgławice w dwóch zestawach (w tym M97). Numer 97 Connoissance to „Bardzo jasna, okrągła mgławica o średnicy około 3 ′; jest prawie równe w całym świetle, z niewyraźnie zdefiniowanym marginesem w niewielkim stopniu. ”
Najlepsze zdjęcie za M97, Obserwatorium Palomar dzięki uprzejmości Caltech, M97 2MASS Image, M97 IR (NOAO), Mgławica Sowa - SEDS, „Mgławica Sowa” - Karen Kwitter (Williams College), Ron Downes (STScI), You-Hua Chu (Uniwersytet z Illinois) oraz zdjęcia NOAO / AURA / NSF, M97 (AANDA) i M97 dzięki uprzejmości NOAO / AURA / NSF.
