Име на обекта: Messier 97
Алтернативни обозначения: M97, NGC 3587, Мъглявина сова
Тип на обекта: Планетна мъглявина тип 3а
съзвездие: Урса майор
Право възнесение: 11: 14.8 (h: m)
деклинация: +55: 01 (градус: m)
разстояние: 2.6 (kly)
Визуална яркост: 9.9 (маг.)
Очевидно измерение: 3.4 × 3.3 (дъга мин.)
Намиране на Messier 97: Намирането на Messier 97 е доста лесно. Ще го намерите една трета от разстоянието в ментална линия, начертана между Бета и Гама Урса Майорис и малко по-южно от тази линия към мъглата звезда. Да. Проблемът не е в намирането на мъглявината сова ... Тя се вижда! Въпреки комбинираната си величина от 9,9, това е един обект с ниска яркост на повърхността и изисква девственото небе да се вижда със среден 4 ″ телескоп. Мъглявините и светлинните филтри за замърсяване наистина помагат, но условията на небето наистина диктуват. (Този автор го е видял в бинокли 16X65, но от охраняем сайт с тъмно небе.) Това, което търсите, е с приблизително същия диаметър, който би бил Юпитер в дадения окуляр, който използвате, и под средното небе ще се появи само като най-слабият промяна на контраста. Големите диафрагми, бързите телескопи с фокусно съотношение подобряват шансовете ви незначително.
Какво гледаш: Messier 97 е много необичайна и динамична планетарна мъглявина, чиято форма може да се счита за формата на цилиндрична торова обвивка, гледана на наклона. Това, което виждаме фотографично (а понякога и физически) като „Очите на совата“, може да бъде проектираните краища с цилиндрична форма, бедни на материята, докато главата може да бъде обвивка с ниска йонизация. Вътре в този 6 000 годишен обитател на нощта е умираща, вече 16-та величина звезда с малко повече от половината от масата на собственото ни Слънце. Звезда, която - колкото и да е странно - понякога може да се види по-лесно от самата мъглявина!
Защо? Може би плътност? „Ние сме в състояние да оценим разликата на възбуждането и плътността на електроните в прогнозираната обвивка на източника. Предлагаме мъглявината на совата да се състои от четири първични черупки: вътрешен, наклонен, подобен на варел компонент, отговорен за по-високото излъчване; две много по-еднакви, сферично симетрични структури, CSCI и CSCII. Накрая те са обгърнати от много по-нисък интензитет, по-нисък ореол на възбуждане, наречен CSCIII. Голяма част от емисиите с ниско възбуждане изглежда са свързани с периферията на CSCI и е възможно физически да се каже, че това е сравнително тънка обвивка. “ казва Л. Куеста (и др.) „[S II] картографирането на плътността изглежда показва, че ne е засилено за предпочитане към северната периферия на обвивката, в режим, при който преференциално се увеличават силите на линия с ниско възбуждане. Предполагаме, че подобни тенденции могат да възникнат чрез северно шокиране на CSC на черупките. "
И така, какво дава с дупките, които наричаме очи? Нека да попитаме R. L. M. Corradi (и др.): „Халосите са класифицирани след прогнозите на съвременните радиационно-хидродинамични симулации, които описват образуването и еволюцията на много йонизирани множество черупки и ореоли около PNe. Според моделите, наблюдаваните ореоли са разделени на следните групи: (i) кръгли или леко елиптични асимптотични гигантски клони (AGB) ореоли, които съдържат сигнала на последния термичен импулс върху AGB; (ii) силно асиметрични AGB ореоли; (iii) кандидат-рекомбинационни ореоли, т.е. озарени от крайници удължени черупки, които се очаква да бъдат получени чрез рекомбинация по време на късната еволюция след AGB, когато светимостта на централната звезда бързо спада от значителен фактор; iv) несигурни случаи, които заслужават допълнително проучване за надеждна класификация; (v) неоткриване, т.е. PNe, при което не е открит ореол до ниво от 10? 3 върховата яркост на повърхността на вътрешните мъглявини. “
И какво става с централната звезда? „Рентгеновите наблюдения на Айнщайн, ЕКСОЗАТ и РОСАТ на планетарните мъглявини откриха мека фотосферна рентгенова емисия от централните им звезди, но дифузната рентгенова емисия от шокирания бърз звезден вятър в интериора им не може да бъде еднозначно разрешена. Новото поколение рентгенови обсерватории, Чандра и XMM-Нютон, най-накрая разрешиха дифузната рентгенова емисия от шокирани бързи ветрове в планетарните интериори на мъглявините. " казва Март? А. Герреро. „Освен това тези обсерватории са открили дифузно излъчване на рентгенови лъчи от ударни удари на бързи колимационни потоци, които се нанасят върху мъглявите обвивки, и неочаквани твърди рентгенови точкови източници, свързани с централните звезди на планетарните мъглявини. Тук преглеждам резултатите от тези нови рентгенови наблюдения на планетарни мъглявини и обсъждам обещанието за бъдещи наблюдения. "
Възможно ли е това да е само един голям планетен мъгляв мехур? Според Адам Франк и Гарелт Мелема: „Представихме радиационно-газодинамични симулации на еволюцията на асферичната планетарна мъглявина (PN). Тези симулации са конструирани по сценария Генерализирани взаимодействащи звездни ветрове, при който бърз, дебел отток от централната звезда се разраства в тороидална, бавна и плътна обиколка на обиколката. Демонстрирахме, че моделът GISW може да произвежда модели на асферичен поток. По-специално ние показахме, че чрез промяна на ключови първоначални параметри можем да произведем разнообразни елиптични и биполярни предни конфигурации на удар. Зависимостта на ударната морфология от първоначалните параметри съответства на очакванията на аналитичните модели (Icke 1988). Доказахме, че включително пренасянето на радиация, йонизацията и радиационното нагряване и охлаждане не променя драстично глобалните морфологии. Радиационното охлаждане забавя еволюцията на шока напред, като премахва енергия от горещия балон. Развитието на конфигурацията за удар напред не зависи от йонизацията на необезпокоявания бавен вятър. Освен това радиационното нагряване и охлаждане променя температурната структура на шокирания бавен вятър материал, компресиран в плътната обвивка. "
история: M97 е открит от орел Пиер Мешайн на 16 февруари 1781 г. (Това беше в онзи ден, в който, ако се оплаквате от светлинно замърсяване, помолихте съседа си да „изгаси свещта им“.) от Чарлз Месиер на 24 март 1781 г., където той отбелязва: „Мъглявина в голямата мечка [майор на Урса], близо до Бета: Трудно е да се види, съобщава М. Мешейн, особено когато човек осветява проводниците на микрометъра: светлината му е слаба, без звезда. Мечайн го видя за първи път на 16 февруари 1781 г. и позицията е тази, дадена от него. “
По-късно той бе отбелязан от сър Уилям Хершел в собствените си небесни скитания като: „Аргументите, че мъглявата материя е в някаква степен непрозрачна, която е дадена в 25-ата статия, ще получат значителна подкрепа от появата на следните мъглявини; защото те са не само кръгли, тоест мъглявата материя, от която са съставени, е събрана в кълбовиден компас, но те също са със светлина, която е почти с еднакъв интензитет, освен само на границите. Давам тези мъглявини в два асортимента (вкл. M97). Номер 97 от знанието е „Много ярка, кръгла мъглявина с диаметър около 3 ′; почти е с еднаква светлина по целия свят, с неточно изразена граница.
Най-добър кредитен образ M97, обсерватория Palomar с любезното съдействие на Caltech, M97 2MASS Image, M97 IR (NOAO), мъглявина на совата - SEDS, „мъглявина на сова“ - Karen Kwitter (Williams College), Ron Downes (STScI), You-Hua Chu (University от Илинойс) и NOAO / AURA / NSF, M97 (AANDA) и M97 изображения любезно предоставени от NOAO / AURA / NSF.
