Nebulosa Olho de Gato
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| Nebulosa Olho de Gato | |
|---|---|
 Imagem composta usando imagens ópticas das HST dados e de raios-X do Chandra X-ray Observatory | |
| Dados de observação ( Época J2000) | |
| Ascensão reta | 17 h 58 m 33,423 s |
| Declinação | + 66 ° 37 '59,52 " |
| Distância | 3,3 ± 0,9 KLY (1,0 ± 0,3 kpc) |
| Magnitude aparente (V) | 9.8b |
| Dimensões aparente (V) | Núcleo: 20 " |
| Constelação | Draco |
| Características físicas | |
| Raio | Núcleo: 0,2 ly |
| Magnitude absoluta (V) | -0,2 0,8 -0,6 B |
| Características notáveis | estrutura complexa |
| Outras denominações | NGC 6543, Caracol Nebulosa, Nebulosa de girassol, (inclui IC 4677), Caldwell 6 |
Veja também: nebulosa planetária , Listas de nebulosas | |
Coordenadas: 
17 h 58 m 33,423 s, + 66 ° 37 '59,52 "
Nebulosa Olho de Gato ( NGC 6543, Caldwell 6) é uma nebulosa planetária na constelação de Draco. Estruturalmente, é uma das nebulosas mais complexas conhecidas, com alta resolução do telescópio espacial Hubble observações que revelam estruturas notáveis tais como nós, jatos, bolhas e características de arco-like vigorosos. No centro do olho de gato há uma estrela brilhante e quente; cerca de 1000 anos atrás, esta estrela perdeu seu envelope exterior, produzindo a nebulosa.
Foi descoberto pela William Herschel em 15 de fevereiro de 1786, e foi a primeira nebulosa planetária cujo espectro foi investigado pelo Inglês astrônomo amador William Huggins em 1864. Os resultados da última investigação demonstraram pela primeira vez que as nebulosa planetária constituída por gases quentes, mas não estrelas. Atualmente, a nebulosa tem sido observada em todo o integral espectro electromagnético, desde infravermelho distante para Raios-X.
Os estudos modernos revelam diversos mistérios. A complexidade da estrutura pode ser causada, em parte, por material de ejetado de um estrela binária central, mas por enquanto, não há nenhuma evidência direta de que a estrela central tem um companheiro. Além disso, as medições de abundâncias químicas revelam uma grande discrepância entre as medições feitas por dois métodos diferentes, a causa de que é incerto. Observações do telescópio Hubble revelaram um número de anéis fracos em torno do olho, que são escudos esféricos ejetados pela estrela central no passado distante. O mecanismo exacto dessas ejeções, no entanto, não é claro.
Informações gerais
NGC 6543 é uma nebulosa planetária bem estudado. É relativamente brilhante na magnitude de 8,1, e também tem uma alta brilho de superfície. Ele está situado na direito 17h ascensão 58 m 33,4 s e declinação + 66 ° 37'59 ". Sua alta declinação significa que é facilmente observável a partir do hemisfério norte, onde historicamente a maioria dos grandes telescópios foram situado. NGC 6543 está situado quase exactamente na direcção do North Pole eclíptica.
Embora a nebulosa brilhante interior é bastante pequeno-eixo maior da elipse interna é de 16,1 segundos de arco, enquanto que a distância entre as condensações é de 24,7 segundos de arco-la tem uma alargada halo de matéria que a estrela progenitora ejetado durante a sua gigante vermelha fase. Este halogénio estende ao longo de um diâmetro de cerca de 300 segundos de arco (5 arcminutes). Nebulosa do olho de gato encontra-se de três mil anos-luz da Terra.
As observações mostram que o corpo principal da nebulosa tem uma densidade de cerca de 5000 partículas / cc e uma temperatura de cerca de 7,000-9,000 K . O halo exterior tem uma temperatura mais elevada de cerca de 15000 K e uma densidade muito mais baixa.
A estrela central da NGC 6543 é uma O7 + [WR] estrela do tipo, com uma temperatura de aproximadamente 80 mil K. Fica a cerca de 10.000 vezes mais luminosa como o sol, e seu raio é de cerca de 0,65 vezes o valor solar. análise espectroscópica mostra que a estrela está actualmente a perder massa em um rápido vento estelar a uma taxa de cerca de 3,2 × 10 -7 massas solares por ano-sobre 20 trilhões toneladas por segundo. A velocidade do vento é esse cerca de 1900 km / s. Os cálculos indicam que a estrela central pesa atualmente pouco mais de um massa solar, mas os cálculos teóricos evolucionários implicam que tinha uma massa inicial de cerca de 5 massas solares.
Em 1994, o Hubble revelou pela primeira vez NGC 6543 de estruturas surpreendentemente complexas, incluindo camadas concêntricas de gás, jatos de gás de alta velocidade, e nós induzida pelo choque incomuns de gás.
Observações
A nebulosa foi descoberta por William Herschel em 15 de fevereiro de 1786, que comparou a sua aparição em um disco planetário. Olho de Gato foi a primeira nebulosa planetária a ser observado com um espectroscópio. Foi feito pelo pioneiro spectroscopist William Huggins em 29 de agosto de 1864. observações Huggins ', que revelou que espectro da nebulosa foi não-contínua e feita de algumas linhas brilhantes, foram a primeira indicação de que as nebulosas planetárias consistem extremamente rarefeitos gases. Desde os primeiros observações, NGC 6543 tem sido observado em toda a espectro eletromagnético.
Observações em infravermelho
Observações de NGC 6543 na comprimentos de onda do infravermelho distante (cerca de 60 mm) revelam a presença de poeira estelar a baixas temperaturas. A poeira se acredita ter formado durante as últimas fases da vida da estrela progenitora. Ele absorve a luz da estrela central e re-irradia-lo em comprimentos de onda infravermelhos. O espectro de emissão de poeira infravermelho implica que a temperatura do pó é cerca de 85 K, enquanto a massa do pó é estimado em 6,4 x 10 -4 massas solares.
Emissão de infravermelho revela também a presença de ionizado material, tal como o hidrogénio molecular (H2) e árgon . Em muitas nebulosas planetárias, emissão molecular é maior em distâncias maiores da estrela, onde mais material é un-ionizado, mas a emissão de hidrogênio molecular em NGC 6543 parece ser brilhante na borda interna do seu halo exterior. Isto pode ser devido a ondas de choque emocionantes do H 2 como material ejetado que se deslocam a velocidades diferentes colidem. A aparência geral da Nebulosa Olho de Gato em comprimentos de onda infravermelhos (2-8 mm) é semelhante à luz visível.
Observações ópticas e ultravioletas
NGC 6543 tem sido amplamente observado no ultravioleta e ótico comprimentos de onda. As observações espectroscópicas na estes comprimentos de onda são usados em determinações de abundância, enquanto as imagens a estes comprimentos de onda têm sido usados para revelar a estrutura intrincada da nebulosa.
A imagem do telescópio espacial Hubble produzido aqui é em cor falsa, projetado para destacar regiões de alta e baixa ionização . Três imagens foram tiradas, em filtros de isolamento a luz emitida por isoladamente ionizado hidrogénio a 656,3 nm, isoladamente ionizado azoto em 658,4 nm e duplamente ionizado oxigénio em 500,7 nm. As imagens foram combinadas como canais vermelho, verde e azul, respectivamente, embora suas verdadeiras cores são vermelho, vermelho e verde. A imagem revela duas "tampas" de material menos ionizado na borda da nebulosa.
Observações de raios-X
Observações recentes em Comprimentos de onda de raios-X por parte do Chandra X-ray Observatory revelaram a presença de gás extremamente quente dentro de NGC 6543, com a temperatura de 1,7 × 10 6 K. A imagem no topo deste artigo é uma combinação de imagens ópticas do Telescópio Espacial Hubble com as imagens de raios-X Chandra. Pensa-se que os resultados de gases muito quentes da interação violenta de um vento estelar rápido com material previamente ejetada. Essa interação tem escavado a bolha interior da nebulosa.
Observações do Chandra revelaram também uma fonte pontual na posição da estrela central. O espectro da fonte se estende para a parte mais difícil de o espectro de raios-X, para 0,5-1,0 keV. A estrela com o photospheric temperatura de cerca de 100.000 K não seria de esperar que emite fortemente em raios-X duros, e assim a sua presença é um mistério. Pode sugerir a presença de uma temperatura elevada disco de acreção dentro de uma estrela binária do sistema.
Distância
Um problema de longa data no estudo de nebulosas planetárias é que as distâncias não são geralmente bem conhecidos. Muitos métodos para estimar distâncias para nebulosas planetárias confiar em fazer suposições gerais, que podem ser muito impreciso para o objeto em questão.
Nos últimos anos, no entanto, as observações feitas com o Telescópio Espacial Hubble permitiram um novo método para determinar distâncias. Todas as nebulosas planetárias estão se expandindo, e observações de vários anos de intervalo e com altos o suficiente resolução angular irá revelar o crescimento da nebulosa no plano do céu. Este é tipicamente muito pequena apenas alguns milisegundos de arco um ano ou menos. As observações espectroscópicas pode revelar a velocidade de expansão da nebulosa ao longo da linha de visão usando o Efeito Doppler. Em seguida, comparando a expansão angular com a velocidade de expansão conhecido, a distância para a nebulosa pode ser calculada.
Observações do Telescópio Espacial Hubble de NGC 6543 vários anos de diferença têm sido usados para calcular a distância. A sua taxa de expansão angular é 3,457 milisegundos de arco por ano, enquanto que a sua velocidade de expansão ao longo da linha de visão foi encontrado para ser 16,4 km / s. A combinação desses dois resultados implica que NGC 6543 é 1001 ± 269 parsecs (3 × 10 19 m), ou cerca de 3300 anos-luz de distância da Terra.
Idade
A expansão angular da nebulosa também pode ser usado para estimar sua idade. Se ele tem sido expandindo a uma taxa constante de 10 milisegundos de arco por ano, então seriam necessários 1.000 ± 260 anos para alcançar um diâmetro de 20 segundos de arco. Este pode ser um limite superior para a idade, como material ejectado irá ser retardado quando ela encontra material ejectado a partir da estrela em fases anteriores da sua evolução, bem como a meio interestelar.
Composição
Como a maioria dos objetos astronômicos, NGC 6543 é composto principalmente de hidrogênio e hélio , com elementos mais pesados presentes em pequenas quantidades. A composição exacta pode ser determinada por estudos espectroscópicos. Abundâncias são geralmente expressos em relação ao hidrogénio, o elemento mais abundante.
Diferentes estudos geralmente encontramos valores variando de abundâncias elementais. Isso é muitas vezes porque espectrógrafos ligadas a telescópios não recolher toda a luz de objetos sendo observado, em vez de captura de luz a partir de uma fenda ou pequeno abertura. Portanto, diferentes observações podem provar diferentes partes da nebulosa.
No entanto, os resultados para
GC 6543 concordam amplamente que, em relação ao hidrogênio, a abundância de hélio é de cerca de 0,12, de carbono e de nitrogênio abundâncias estão a cerca de 3 × 10 -4, eo oxigênio abundância é cerca de 7 × 10 -4. Estes são abundâncias bastante típicas para nebulosas planetárias, com as de carbono, nitrogênio e oxigênio abundâncias todos maiores do que os valores encontrados para o sol, devido aos efeitos da nucleossíntese enriquecendo atmosfera da estrela em elementos pesados antes de ser ejetado como uma nebulosa planetária.
Análise espectroscópica profunda de NGC 6543 pode indicar que a nebulosa contém uma pequena quantidade de material que é altamente enriquecido em elementos pesados; isto é discutido abaixo.
Cinemática e morfologia
A nebulosa do olho de gato é uma nebulosa estruturalmente muito complexa, eo mecanismo ou mecanismos que deram origem à sua morfologia complexa não são bem compreendidos. A parte brilhante central do nebular consiste na bolha alongado interno (elipse interna) preenchido com gás quente. É por sua vez está aninhada num par de bolhas esféricas maiores unidos em conjunto ao longo da sua cintura. A cintura é observado como o segundo maior elipse que encontra-se perpendicular à bolha de gás quente.
A estrutura da parte brilhante da nebulosa é causado principalmente pela interação de um rápido vento estelar a ser emitida pela estrela central com material ejetado durante a formação da nebulosa. Esta interacção provoca a emissão de raios-X reveladas anteriormente. O vento estelar, soprando com a velocidade tão elevada como 1900 km / s, tem "esvaziadas" a bolha interna da nebulosa, e parece ter estourar a bolha em ambas as extremidades.
Suspeita-se também que a estrela central da nebulosa pode ser uma estrela binária . A existência de um disco de acreção causada pela transferência de massa entre os dois componentes do sistema podem dar origem a jatos polares, que interagem com o material ejetado anteriormente. Ao longo do tempo, a direcção dos jactos polares iria variar devido a precessão.
Fora a parte interior brilhante da nebulosa, há uma série de anéis concêntricos, que teria sido ejetado antes da formação da nebulosa planetária, enquanto que a estrela estava no ramo gigante assintótica do Diagrama de Hertzsprung-Russell. Estes anéis são espaçados uniformemente, o que sugere que o mecanismo responsável pela sua formação ejectado-los em intervalos muito regulares e a velocidades muito semelhantes. A massa total dos anéis é de cerca de 0,1 massas solares. As pulsações que formaram os anéis provavelmente começou há 15.000 anos e deixou cerca de 1.000 anos atrás, quando a formação da parte central brilhante começou (ver acima).
Mais adiante, uma grande auréola tênue estende-se a grandes distâncias da estrela. O halo novamente antecede a formação da nebulosa principal. A massa do halo é estimada como 0,26-0,92 massas solares.
Perguntas abertas
Apesar de estudo intensivo, Nebulosa Olho de Gato ainda mantém muitos mistérios. Os anéis concêntricos em torno da nebulosa interior parecem ter sido ejetada em intervalos de entre algumas centenas a alguns milhares de anos, uma escala de tempo que é bastante difícil de explicar. Pulsações térmicas, que causam formação de nebulosas planetárias, são acreditados para ter lugar a intervalos de dezenas de milhares de anos, enquanto as pulsações de superfície menores são pensados para ocorrer em intervalos de anos a décadas. Um mecanismo que ejetar material sobre os prazos necessários para formar os anéis concêntricos na Nebulosa Olho de Gato ainda não é conhecida.
Os espectros de nebulosas planetárias consistem em linhas de emissão, sobreposto, continuum. As linhas de emissão podem ser formados quer pela excitação de colisão de íons na nebulosa, ou por recombinação de elétrons com íons. Collisionally linhas excitados são geralmente muito mais forte do que as linhas de recombinação, e assim têm sido historicamente usado para determinar abundâncias. No entanto, estudos recentes descobriram que abundâncias derivadas de linhas de recombinação vistos no espectro de NGC 6543 é cerca de três vezes mais elevada do que os derivados de linhas collisionally excitados. A causa dessa discrepância está provavelmente relacionado com as flutuações de temperatura espaciais dentro da nebulosa.
