Objektnamn: Messier 97
Alternativa beteckningar: M97, NGC 3587, Owl Nebula
Objekttyp: Typ 3a planetnebulosa
Konstellation: Ursa Major
Rätt uppstigning: 11: 14,8 (h: m)
Deklination: +55: 01 (deg: m)
Distans: 2,6 (kly)
Visuell ljusstyrka: 9,9 (mag)
Tydlig dimension: 3,4 × 3,3 (bågmin.)
Hitta Messier 97: Att hitta Messier 97 är ganska enkelt. Du hittar det en tredjedel avståndet i en mental linje som dras mellan Beta och Gamma Ursa Majoris och precis något söder om linjen mot en svag stjärna. Japp. Problemet är inte att hitta Uggla Nebula ... Det ser det! Trots den fakturerade kombinerade storleken på 9,9 är detta ett objekt med låg ytljusstyrka och kräver orörda himmel med ett genomsnittligt 4 ″-teleskop. Nebula- och ljusföroreningsfilter hjälper, men himmelens förhållanden verkligen dikterar. (Den här författaren har sett den i 16X65 kikare, men från en skyddad plats med mörk himmel.) Det du letar efter är ungefär samma diameter som Jupiter skulle vara i det givna okularet du använder och under genomsnittliga himmel kommer bara att visas som den svagaste kontrastförändring. Teleskop med stor bländare och snabba brännvidden förbättrar dina chanser marginellt.
Vad du tittar på: Messier 97 är en mycket ovanlig och dynamisk planetnebula vars form kan betraktas som på ett cylindriskt torusskal sett på sned. Det vi ser fotografiskt (och ibland fysiskt) som "Ugglaögon" kan vara de projicerade materiefattiga ändarna av den cylindriska formen, medan huvudet kan vara ett lågt joniseringsskal. Inuti denna 6 000 år gamla nattens hem är en döende, nu 16: e storstjärna med lite mer än halva massan av vår egen sol. En stjärna som - konstigt nog - ibland kan skymmas lättare än själva nebulosan!
Varför? Kanske densitet? ”Vi kan utvärdera variationen i excitation och elektrondensitet över källans projicerade kuvert. Vi föreslår att Owl Nebula består av fyra primära skal: en inre, lutad, tunnliknande komponent som ansvarar för högre excitationsutsläpp; två mycket mer enhetliga, sfäriskt symmetriska strukturer, CSCI och CSCII. Dessa är slutligen inneslutna av en mycket lägre intensitet, lägre excitationshalo, kallad CSCIII. En stor del av utsläppet med låg excitation verkar vara förknippat med periferin av CSCI, och det kan tänkas att detta fysiskt sett är en relativt tunnskalad struktur. " säger L. Cuesta (et al). ”[S II] -densitetskartläggning tycks indikera att ne företrädesvis förbättras mot skalets norra periferi, i ett regime där styrkor med låg excitationslinje också föredras. Vi föreslår att sådana trender kan uppstå genom norra chockering av skalet CSC. ”
Så vad ger med hålen vi kallar ögon? Låt oss fråga R. L. M. Corradi (m.fl.): ”Haloerna har klassificerats efter förutsägelserna om moderna strålnings-hydrodynamiska simuleringar som beskriver bildningen och utvecklingen av joniserade flera skal och haloer runt PNe. Enligt modellerna har de observerade haloerna delats in i följande grupper: (i) cirkulära eller svagt elliptiska asymptotiska jättegrenar (AGB), som innehåller signaturen för den sista termiska pulsen på AGB; (ii) starkt asymmetriska AGB-halo; (iii) kandidatrekombinationshalor, d.v.s. limefärgade utsträckta skal som förväntas produceras genom rekombination under den sena utvecklingen efter AGB, när centralstjärnens ljusstyrka sjunker snabbt av en betydande faktor; (iv) osäkra fall som förtjänar ytterligare studier för en tillförlitlig klassificering; (v) icke-detekteringar, d.v.s. PNe, i vilken ingen halo hittas till en nivå av? 10? 3, toppytans ljusstyrka hos de inre nebulorna. "
Och vad händer med den centrala stjärnan? ”Einstein-, EXOSAT- och ROSAT-röntgenobservationer av planetnebulor upptäckte mjuka fotosfäriska röntgenemissioner från deras centrala stjärnor, men den diffusa röntgenstrålningen från den chockade snabba stjärnvinden i deras inre kunde inte lösas entydigt. Den nya generationen röntgenobservatorier, Chandra och XMM-Newton, har äntligen löst det diffusa röntgenutsläppet från chockade snabba vindar i planetariska nebulärinredningar. ” säger Mart? n A. Guerrero. ”Dessutom har dessa observatorier upptäckt diffus röntgenstrålning från bågschocker av snabba kollimerade utflöden som påverkar nebulärhöljet och oväntade hårda röntgenpunktskällor associerade med planetens nebulos centrala stjärnor. Här granskar jag resultaten av dessa nya röntgenobservationer av planetnebulor och diskuterar löfte om framtida observationer. ”
Är det möjligt att detta bara är en stor planetnebubbla? Enligt Adam Frank och Garrelt Mellema: ”Vi har presenterat strålnings-gasdynamiska simuleringar av asfärisk planetär nebula (PN) -utveckling. Dessa simuleringar konstruerades med användning av det generaliserade interagerande Stellar Winds-scenariot där ett snabbt, svagt utflöde från den centrala stjärnan expanderar till ett toroidalt, långsamt, tätt omkretshölje. Vi har visat att GISW-modellen kan producera asfäriska flödesmönster. I synnerhet har vi visat att genom att variera de första initiala parametrarna kan vi producera en mängd elliptiska och bipolära framchockkonfigurationer. Chockmorfologiens beroende av de initiala parametrarna överensstämmer med förväntningarna från analytiska modeller (Icke 1988). Vi har visat att inkluderande strålningsöverföring, jonisering och strålningsuppvärmning och kylning inte drastiskt förändrar de globala morfologierna. Strålkylning bromsar utvecklingen av den främre chocken genom att ta bort energi från den heta bubblan. Utvecklingen av den främre chockkonfigurationen är oberoende av joniseringen av den ostörda långsamma vinden. Strålningsuppvärmning och kylning förändrar också temperaturstrukturen för det chockade långsamma vindmaterialet som komprimeras till det täta skalet. ”
Historia: M97 upptäcktes av örn-ögonen Pierre Mechain den 16 februari 1781. (Det var tillbaka på dagen där om du klagade över ljusföroreningar bad du din granne att "släcka sitt ljus".) Det var inloggat i posten av Charles Messier den 24 mars 1781 där han noterar: ”Nebula i den stora björnen [Ursa Major], nära Beta: Det är svårt att se, rapporterar M. Mechain, särskilt när man tänder upp mikrometertrådarna: dess ljus är svagt, utan en stjärna. Mechain såg det första gången den 16 februari 1781, och ställningen är den som ges av honom. ”
Senare noterades det av Sir William Herschel i sina egna himmelsvandringar som: ”Argumenten att den nebulösa saken i viss grad är ogenomskinlig som ges i den 25: e artikeln, kommer att få betydande stöd från utseendet på följande nebulosa; för de är inte bara runda, det vill säga att den nebulösa frågan som de är sammansatt samlas till en kulaformig kompass, utan de är också av ett ljus som nästan har en enhetlig intensitet förutom bara på gränserna. Jag ger dessa nebulosor i två sortiment (inkl. M97). Nummer 97 i Connoissance är ”En mycket ljus, rund nebula med cirka 3 ′ i diameter; det är nästan lika ljus i hela, med en dåligt definierad marginal i ingen stor utsträckning. ”
Top M97 image credit, Palomar Observatory med tillstånd av Caltech, M97 2MASS Image, M97 IR (NOAO), Owl Nebula - SEDS, “Owl Nebula” - Karen Kwitter (Williams College), Ron Downes (STScI), You-Hua Chu (University av Illinois) och NOAO / AURA / NSF, M97 (AANDA) och M97-bilder med tillstånd av NOAO / AURA / NSF.
