MESSIER 76 - PLANETáRNí MLHOVINA NGC 650/651

Send

Vítejte zpět do Messier pondělí! Dnes pokračujeme v poctě našemu drahému příteli Tammymu Plotnerovi a podíváme se na samotnou „malou činku“, planetární mlhovinu známou jako Messier 76!

Během 18. století si známý francouzský astronom Charles Messier všiml přítomnosti několika „mlhavých objektů“ při průzkumu noční oblohy. Původně zaměňoval tyto objekty za komety, začal je katalogizovat, aby ostatní nedělali stejnou chybu. Dnes výsledný seznam (známý jako Messierův katalog) obsahuje více než 100 objektů a je jedním z nejvlivnějších katalogů Deep Space Objects.

Jedním z těchto objektů je Messier 76 (aka. Malá mlhovina Mlhovina, Barbellova mlhovina nebo Corkova mlhovina) planetární mlhovina umístěná asi 2 500 světelných let v souhvězdí Perseus. I když je snadné jej najít kvůli jeho blízkosti k souhvězdí Cassiopeia (nacházející se jižně od něj), slabost této mlhoviny z něj činí jeden z nejobtížnějších pozorovatelských objektů.

Popis:

Nachází se asi 2 500 světelných let od Země, skořápka této umírající hvězdy se rozpíná nad vesmírem na vzdálenost asi 1,23 světelných let - přesto halo kolem ní pokračuje dál téměř dalších 12. Uvnitř je centrální hvězdná hvězda o velikosti 16,6 při teplotě přibližně 60 000 K!

Jednoho dne, možná za dalších 30 miliard let, se trochu zchladne a stane se bílou trpaslíkovou hvězdou. Ale co dělá jeho tvar - jeho tvar? Jak uvedla společnost Toshiya Ueta z výzkumného střediska NASA Ames Research Research 2006,

"Představujeme vzdálené infračervené (IR) mapy bipolární planetární mlhoviny (PN), NGC 650, ve 24, 70 a 160 [nanometrech], pořízené pomocí multibandového zobrazovacího fotometru pro Spitzer (MIPS) na palubě Spitzerova prostoru Dalekohled. Zatímco struktura dvou vrcholů emisí pozorovaná ve všech pásmech MIPS naznačuje přítomnost prašného torusu téměř na okraji, zřetelná emisní struktura naznačuje přítomnost dvou různých složek emisí v centrálním torusu. Na základě prostorové korelace těchto dvou složek vzdálených IR s ohledem na různé emise optických linek jsme dospěli k závěru, že emise je do značné míry způsobena [O IV] linií vznikající z vysoce ionizovaných oblastí za ionizační frontou, zatímco ostatní emise jsou způsobeny prachovým kontinuem vznikajícím při nízkoteplotním prachu ve zbytku větrné skořápky zbytku asymptotické obří větve (AGB). Struktura mlhoviny daleko-IR také naznačuje, že ke zvýšení úbytku hmoty na konci fáze AGB došlo izotropicky, ale došlo pouze v rovníkových směrech, zatímco ustupovalo v polárních směrech. Současná data také ukazují důkaz prolační sféroidní distribuce hmoty v tomto bipolárním PN. Historie hromadných ztrát AGB rekonstruovaná v tomto PN je tedy v souladu s tím, co bylo dříve navrženo na základě minulých optických a středních IR zobrazovacích průzkumů po-AGB granátů. “

Takže je to bipolární - jen další šílená planetární mlhovina. Ale mohlo by to být vyfukování bublin? Podle některých vědců to mohlo. Patří mezi ně M. Bryce (et al), který ve studii z roku 1996 uvedl:

"Pozorování s vysokým prostorovým a spektrálním rozlišením profilů emisních čar H?, [N II] 6584A a [O III] 5007A z planetární mlhoviny NGC 650-1 bylo dosaženo pomocí dalekohledů Isaac Newton a William Herschel pomocí Manchester echelle spektrometru . Tato pozorování a další úzkopásmové snímky získané pomocí dalekohledu San Pedro Martir jsou porovnány se syntetizovanými obrazy a spektry založenými na generalizovaných modelech interagujících hvězdných větrů (GISW) (zahrnujících pomalý vítr silně soustředěný směrem k rovníkové rovině) a dobrým je nalezena korespondence, která potvrzuje, že NGC 650-1 je bipolární větrem poháněná bublina orientovaná ve sklonu ~ 75deg s NW lalokem směřujícím k pozorovateli. Existuje jasný středový prstenec se dvěma připojenými (vnitřními) laloky, které vykazují typické expanzní rychlosti ~ 43 km / sa ~ 60 km / s. Mimo vnitřní laloky jsou slabší vnější laloky, u kterých bylo pozorováno, že mají velmi nízkou expanzní rychlost (~ 5 km / s), a které mají na jedné straně (SE) polární kryt, který znovu vykazuje vyšší rychlosti (~ 20 km / s). Povaha těchto vnějších laloků zůstává nejasná. “

Historie pozorování:

Jedna věc je velmi jasná - tuto slabou skořápku objevil Pierre Mechain v noci 5. září 1780. Poté ji předal Charlesi Messierovi, který ji pozoroval, určil její pozici a přidal jej do svého katalogu jako objekt # 76 v říjnu 21., 1780.

"Mlhovina na pravé noze Andromedy, kterou viděl M. Mechain dne 5. září 1780, a hlásí:" Tato mlhovina neobsahuje žádnou hvězdu; je malý a slabý “. Následujícího 21. října ji M. Messier hledal svým achromatickým dalekohledem a zdálo se mu, že je složeno pouze z malých hvězd, které obsahují mlhovinu, a že nejmenší světlo používané k osvětlení mikrometrických drátů způsobuje, že zmizí: jeho pozice byla určena z hvězdy Phi Andromedae, čtvrté velikosti. “

V roce 1787 si Sir William Herschel soukromě prostudoval Mechainův nález a jako první uviděl dvojí podobu: „Dvě mlhoviny blízko sebe. Oba velmi jasné. Vzdálenost 2 '. Jeden je na jih před a druhý na sever. Jeden je 76 z Connoissance. “ Od té doby většina pozorovatelů vnímá dva odlišné regiony a možná ještě více? Zeptejte se historického astronoma, admirále Smytha:

"Oválná perleťově bílá mlhovina, téměř na půli cesty mezi Gama Andromedae a Delta Cassiopeiae; v blízkosti Andromedovy špičky, ačkoli figuroval v okrskech Perseusu. To trendy na sever a na jih, se dvěma hvězdami předcházející 11s a 50s, a dva následovat téměř na stejné rovnoběžce, 19s a 36s; a právě np z toho je dvojitá hvězda výše registrovaná, jejíž A je 9 magnitud, bílá; a B 14, dusný. Když se poprvé objevil, Mechain to považoval za hromadu mlhovin; ale Messier si myslel, že se jedná o komprimovaný cluster; a William Herschel, že to byla nerozlučná dvojitá mlhovina. Má intenzivně bohaté okolí a se svými společníky byl v mé observatoři pozorně sledován jako měřidlo světla během úplného zatmění Měsíce, 13. října 1837, které bylo pozoruhodně dobře vidět během tmy, a jak se měsíc vynořil, postupně mizel. V roce 1842 jsem konzultoval pana Challise o definici této mlhoviny ve velkém rovníku na Northumberlandu a on odpověděl: „Podíval jsem se na mlhovinu, jak jste si přáli, a domníval se, že to vypadalo spletitě. Usnesení však bylo velmi pochybné. “

Vyhledání aplikace Messier 76:

Protože tato planetární mlhovina je malá a slabá, není to dobrý binokulární cíl a bude vyžadovat tmavou oblohu i pro dalekohled. Nejjednodušší způsob, jak najít M76, je začít od hvězdy Andromedae s hvězdou 51 o velikosti 51 a udělat si cestu kolem šířky prstu (2 stupně) severovýchodně, dokud nepřijdete k proměnné hvězdě Phi Persei o čtvrté velikosti. Odsud zaměřte svůj dalekohled méně než o stupeň severozápadně od hvězdy a budete mít M76 v zorném poli okuláru.

V malém dalekohledu uvidíte výraznou záři ve tvaru lichého tvaru, která se při zvětšení clony získá více struktury a tvaru. Velmi velké dalekohledy uvidí nejen strukturu s dvojitým lalokem, ale také další slabý halo. Ne pro lehce znečištěnou oblohu nebo měsíční noci!

Název objektu: Messier 76
Alternativní označení: M76, NGC 650/651, malá činka planetární, korková mlhovina, motýlová mlhovina a mlhovina Barbell
Typ objektu: Planetární mlhovina
Souhvězdí: Perseus
Správný Vzestup: 01: 42,4 (h: m)
Deklinace: +51: 34 (deg: m)
Vzdálenost: 3,4 (kly)
Vizuální jas: 10,1 (mag)
Zdánlivá dimenze: 2,7 × 1,8 (arc min)

Zde jsme v Space Magazine napsali mnoho zajímavých článků o Messierových objektech a globulárních shlucích. Zde je úvod k Messierovým objektům Tammy Plotnera, M1 - Krabí mlhovina, Pozorování pozornosti - Cokoli se stalo s Messierem 71?

Nezapomeňte si prohlédnout náš kompletní katalog Messier. Další informace najdete v databázi SEDS Messier.

Zdroje: