Objektnavn: Messier 97
Alternative betegnelser: M97, NGC 3587, Owl Nebula
Objekttype: Type 3a planetarisk tåge
Constellation: Ursa Major
Højre opstigning: 11: 14,8 (h: m)
deklination: +55: 01 (° C)
Afstand: 2,6 (kly)
Visuel lysstyrke: 9,9 (mag)
Tilsyneladende dimension: 3,4 × 3,3 (lysbue min)
Find Messier 97: At finde Messier 97 er ret let. Du finder det en tredjedel af afstanden i en mental linje trukket mellem Beta og Gamma Ursa Majoris og lige lidt syd for den linje mod en svag stjerne. Yep. Problemet er ikke at finde Owl Nebula ... Det ser det! På trods af den fakturerede kombinerede styrke på 9,9 er dette et objekt med lav overfladelysstyrke og kræver uberørte himmel med et gennemsnitligt 4 average-teleskop. Nebula og lysforurening filtre hjælper, men himmelforhold dikterer virkelig. (Denne forfatter har set det i 16X65 kikkert, men fra et beskyttet sted med mørk himmel.) Hvad du leder efter er omtrent den samme diameter som Jupiter ville være i det givne okular, du bruger, og under gennemsnitlig himmel vises kun som den svageste kontrastændring. Teleskoper med stor blænde, hurtigt fokuseringsforhold forbedrer dine chancer marginalt.
Hvad du ser på: Messier 97 er en meget usædvanlig og dynamisk planetnebul, hvis form kan betragtes som en cylindrisk torusskal set på skrå. Det, vi fotografisk (og nogle gange fysisk) ser som ”ugleøjnene”, kan være de projicerede stoffattige ender af den cylindriske form, mens hovedet kan være et lavt ioniseringsskal. Inde i denne 6.000 år gamle nattens borger er en døende, nu stjerne i 16. størrelse med lidt mere end halvdelen af massen af vores egen sol. En stjerne, der - mærkeligt nok - nogle gange kan skimtes lettere end selve tågen!
Hvorfor? Måske densitet? ”Vi er i stand til at evaluere variationen af excitation og elektrondensitet over kildens projicerede kuvert. Vi foreslår, at Owl Nebula består af fire primære skaller: en intern, skrå, tøndelignende komponent, der er ansvarlig for højere excitationsemission; to meget mere ensartede, sfærisk symmetriske strukturer, CSCI og CSCII. Disse er endelig indhyllet af en meget lavere intensitet, lavere exciteringshalo, kaldet CSCIII. En stor del af emissionen med lav excitation synes at være forbundet med periferien af CSCI, og det kan tænkes, at dette fysisk set er en relativt tyndskalet struktur. ” siger L. Cuesta (et al). ”[S II] -tæthedskortlægning ser ud til at indikere, at ne fortrinsvis forbedres mod den nordlige periferi af skallen, i et regime, hvor styrker med lav excitationslinje også foretrækkes. Vi foreslår, at sådanne tendenser kan opstå gennem nordlig chokering af shell CSC. ”
Så hvad giver de huller, vi kalder øjne? Lad os spørge R. L. M. Corradi (et al): ”Haloerne er blevet klassificeret efter forudsigelserne af moderne stråling-hydrodynamiske simuleringer, der beskriver dannelsen og udviklingen af ioniserede flere skaller og haloer omkring PNe. I henhold til modellerne er de observerede haloer blevet opdelt i følgende grupper: (i) cirkulære eller let elliptiske asymptotiske gigantgren (AGB) -haloer, der indeholder signaturen for den sidste termiske puls på AGB; (ii) stærkt asymmetriske AGB-haloer; (iii) kandidatrekombinationshaloer, dvs. lemmer-lysne udstrakte skaller, som forventes at blive produceret ved rekombination under den sene udvikling efter AGB-udviklingen, når centralstjernes lysstyrke falder hurtigt med en betydelig faktor; (iv) usikre tilfælde, som fortjener yderligere undersøgelse for en pålidelig klassificering; (v) ikke-detektioner, dvs. PNe, i hvilken der ikke findes nogen glorie til et niveau på?
Og hvad sker der med den centrale stjerne? ”Einstein-, EXOSAT- og ROSAT-røntgenobservationer af planetariske nebularer opdagede blød fotosfærisk røntgenemission fra deres centrale stjerner, men den diffuse røntgenemission fra den chokede hurtige stjernevind i deres interiør kunne ikke entydigt løses. Den nye generation af røntgenobservatorier, Chandra og XMM-Newton, har endelig løst den diffuse røntgenemission fra chokede hurtige vinde i planetariske nebulater. siger Mart? n A. Guerrero. ”Desuden har disse observatorier opdaget diffus røntgenemission fra bue-chok af hurtige kollimerede udstrømninger, der rammer nebulære konvolutter, og uventede hårde røntgenpunktkilder forbundet med de centrale stjerner i planetariske tåger. Her gennemgår jeg resultaterne af disse nye røntgenobservationer af planetariske tåger og diskuterer løftet om fremtidige observationer. ”
Er det muligt, at dette kun er en stor planetbebyggelse? Ifølge Adam Frank og Garrelt Mellema: ”Vi har præsenteret strålings-gasdynamiske simuleringer af asfærisk planetarisk nebula (PN) -udvikling. Disse simuleringer blev konstrueret under anvendelse af det generaliserede interagerende stjernevindsscenario, hvor en hurtig, spændende udstrømning fra den centrale stjerne udvides til en toroid, langsom, tæt omhukommende konvolut. Vi har demonstreret, at GISW-modellen kan producere asfæriske strømningsmønstre. Vi har især vist, at vi ved at variere nøgleindledende parametre kan producere en række elliptiske og bipolare fremadstødkonfigurationer. Shockmorfologiens afhængighed af de indledende parametre er i overensstemmelse med forventningerne til analysemodeller (Icke 1988). Vi har demonstreret, at inklusiv stråleoverførsel, ionisering og strålende opvarmning og afkøling ikke drastisk ændrer de globale morfologier. Strålende afkøling bremser udviklingen af det forreste chok ved at fjerne energi fra den varme boble. Udviklingen af den forreste chokkonfiguration er uafhængig af ioniseringen af den uforstyrrede langsomt vind. Strålingsopvarmning og afkøling ændrer også temperaturstrukturen i det chokede, langsomme vindmateriale, der er komprimeret til den tætte skal. ”
Historie: M97 blev opdaget af ørnøyde Pierre Mechain den 16. februar 1781. (Det var tilbage i den dag, hvis du klagede over lysforurening, du bad din nabo om at "lægge deres lys".) Det var logget på posten af Charles Messier den 24. marts 1781, hvor han bemærker: ”Nebula i den store bjørn [Ursa Major], nær Beta: Det er vanskeligt at se, rapporterer M. Mechain, især når man lyser op mikrometertrådene: dens lys er svagt, uden en stjerne. Mechain så det første gang den 16. februar 1781, og stillingen er den, der blev givet af ham. ”
Det blev senere bemærket af Sir William Herschel i hans egne himmelske vandringer som: ”Argumenterne om, at den nebuløse sag i en vis grad er uigennemsigtig, som er givet i den 25. artikel, vil modtage betydelig støtte fra udseendet på de følgende tåge; for de er ikke kun runde, det vil sige at den nebbløse sag, de er sammensat af, samles i et kugleformet kompas, men de er også af et lys, der næsten har en ensartet intensitet undtagen bare på grænserne. Jeg giver disse tåger i to sortiment (inkl. M97). Nummer 97 af Connoissance er “En meget lys, rund tåge med en diameter på ca. 3;; det er næsten lige lys i hele, med en dårligt defineret margen i intet omfang. ”
Top M97-billedkredit, Palomar Observatory med tilladelse 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 billeder med tilladelse fra NOAO / AURA / NSF.
