좌표: 1758hm 33.423s, +66° 37' 59.52

고양이눈 성운

Cat's Eye Nebula
고양이눈 성운
방출 성운
행성상 성운
An object resembling a red eye, with a blue pupil, red-blue iris and a green brow. Another green "brow" is placed under the eye, symmetrically versus the pupil.
HST의 광학 영상과 Chandra X선 Observatory의 X선 데이터를 사용한 합성 영상입니다.
관측자료: J2000 epoch
적승17h 58m 33.423s[1]
데클로네이션+66° 37' 59.[1]52
거리3.3±0.9 kly (1.0±0.3 kpc)[2] ly
겉보기크기(V)9.8B[1]
겉보기 치수(V)코어 : [2]20
별자리드레이코
물리적 특성
반지름코어 : 0.2ly[note 1]
절대크기(V)−0.2+0.8
−0.6B[note 2]
주목할 만한 특징복잡한 구조
지명NGC 6543,[1] 달팽이 성운,[1] 해바라기 성운,[1] (IC 4677 포함),[1] 콜드웰 6
참고 항목: 성운 목록

고양이 눈 성운(NGC 6543, Caldwell 6)은 드레이코 북쪽 방향에 있는 행성상 성운으로, 1786년 2월 15일 윌리엄 허셜이 발견했습니다. 이 성운은 영국 아마추어 천문학자 윌리엄 허긴스에 의해 스펙트럼이 조사된 최초의 행성상 성운으로, 행성상 성운은 가스 상태이며 본질적으로 별이 아님을 보여줍니다. 구조적으로 이 물체는 허블 우주 망원경에 의해 중앙의 뜨거운 행성상 성운 핵(PNN)에 의해 조명되는 매듭, 제트, 기포 및 복잡한 아크를 나타내는 고해상도 이미지를 가지고 있습니다.[3] 라디오에서 X선 파장까지 관측된 잘 연구된 물체입니다.

일반정보

NGC 6543은 높은 북쪽 방향의 깊은 하늘에 있는 천체입니다. 총 크기는 8.1이며 표면 밝기가 높습니다. 이 성운의 작고 밝은 내부 성운은 평균 16.1 arcsec를 계승하며, 외부의 두드러진 응축은 약 25 arcsec입니다.[4] 깊은 이미지는 적색거성 단계에서 중앙의 시조별에 의해 한때 분출되었던 300 arcsec 또는 5 arcmin의 길이로 확장된 후광을 보여줍니다.[5]

NGC 6543은 북극점의 현재 위치에서 4.4분 거리에 있으며, 이보다 작습니다. 1 극점과 지구의 북쪽 회전축의 현재 위치 사이의 45 arc분 중 1 ⁄10. 천구 북극이 자전하는 지구 황도의 자전축에 대한 편리하고 정확한 표지입니다. 그것은 또한 모든 행성의 북극과 모든 행성의 궤도의 북극이 하늘에서 만드는 원의 중심인 태양계의 가까운 "불변의" 축을 나타내는 좋은 표식이기도 합니다. 황도극의 하늘에서의 운동은 지구의 북극의 운동에 비해 매우 느리기 때문에, 황도극 역마커로서의 위치는 수천 년마다 바뀌는 극성과는 달리 인류 역사의 시간적 규모에서 본질적으로 영구적입니다.

관측에 따르면 밝은 성운의 온도는 7000에서 9000K 사이이며 밀도는 입방 센티미터당 평균 약 5000개의 입자를 가지고 있습니다.[6] 그것의 외부 후광은 15,000 K 정도로 온도가 더 높지만 밀도는 훨씬 낮습니다.[7] 빠른 항성풍의 속도는 약 1900 km/s이며, 여기서 분광 분석은 현재 질량 감소 속도가 매년 평균 3.2×10 태양질량이며−7, 이는 초당 20조 톤(20 Eg/s)에 해당합니다.[6]

성운의 주변 후광 광학 이미지

중앙 PNN의 표면 온도는 약 80,000 K로 태양의 10,000 배나 밝습니다. 항성 분류는 O7 + [WR]형 항성입니다.[6] 계산에 따르면 PNN은 이론적으로 초기 5 태양 질량에서 1 태양 질량 이상입니다.[8] 중심 울프-레이에 별의 반지름은 0.65입니다. R☉ (452,000km).[9] 일부 출처에서 제시된 고양이 눈 성운은 지구에서 약 3천 광년 떨어져 있습니다.[10]

관측치

고양이의 눈은 1864년 8월 29일 윌리엄 허긴스에 의해 분광기로 관측된 최초의 행성상 성운이었습니다.[11][12] 허긴스의 관측에 따르면 성운의 스펙트럼은 연속적이지 않고 몇 개의 밝은 방출선으로 구성되어 있으며, 이는 행성상 성운이 약한 이온화 가스로 구성되어 있음을 처음으로 나타냅니다. 이러한 파장에서의 분광 관측은 풍부도 측정에 사용되는 반면,[13] 이러한 파장에서의 이미지는 성운의 복잡한 구조를 밝히는 데 사용되었습니다.[14]

적외선 관측

원적외선 파장(약 60μm)에서 NGC 6543을 관측한 결과 낮은 온도에서 항성 먼지가 존재하는 것으로 나타났습니다. 이 먼지는 시조별의 생애 마지막 단계에서 형성된 것으로 추정됩니다. 중심별의 빛을 흡수하여 적외선 파장으로 재방사합니다. 적외선 먼지 방출의 스펙트럼은 먼지 온도가 약 85K인 반면 먼지의 질량은 6.4×10−4 태양 질량으로 추정된다는 것을 의미합니다.[15]

적외선 방출은 또한 분자 수소(H2)와 아르곤과 같은 이온화되지 않은 물질의 존재를 드러냅니다. 많은 행성상 성운에서 분자 방출은 더 많은 물질이 이온화되지 않은 별에서 더 먼 거리에서 가장 크지만 NGC 6543의 분자 수소 방출은 외부 후광의 내부 가장자리에서 밝은 것으로 보입니다. 이는 서로2 다른 속도로 움직이는 Has ejecta를 자극하는 충격파가 충돌하기 때문일 수 있습니다. 적외선(파장 2~8μm)에서 고양이 눈 성운의 전체적인 모습은 가시광선과 비슷합니다.[16]

광학 및 자외선 관측

여기서 제작된 허블 우주 망원경 이미지는 이온화가 높은 영역과 낮은 영역을 강조하기 위해 제작된 거짓 색상입니다. 656.3 nm에서 단일 이온화된 수소에 의해 방출되는 빛을 분리하는 필터, 658.4 nm에서 단일 이온화된 질소, 500.7 nm에서 이중 이온화된 산소의 세 가지 이미지가 촬영되었습니다. 이미지는 각각 빨간색, 녹색 및 파란색 채널로 조합되었지만 실제 색상은 빨간색, 빨간색 및 녹색입니다. 이 이미지는 성운의 가장자리에 이온화가 덜 된 물질로 된 두 개의 "캡"을 보여줍니다.[17]

X선 관측.

성운의 X선 사진입니다.

2001년 찬드라 X선 관측소에서 X선 파장을 관측한 결과 NGC 6543 내에 온도 1.7×106 K의 매우 뜨거운 가스가 존재하는 것으로 나타났습니다.[18] 매우 뜨거운 가스는 빠른 항성풍과 이전에 분출된 물질의 격렬한 상호작용에서 비롯된 것으로 생각됩니다. 이 상호작용으로 성운의 내부 거품이 움푹 들어갔습니다.[14] 찬드라 관측을 통해 중심별의 위치에 있는 점원도 밝혀졌습니다. 이 소스의 스펙트럼은 X선 스펙트럼의 단단한 부분, 즉 0.5–1.0 keV까지 확장됩니다. 광구 온도가 약 10만 K인 별은 딱딱한 X선에서 강력하게 방출될 것으로 예상되지 않을 것이고, 따라서 그들의 존재는 미스터리입니다. 쌍성계 내에 고온 강착 원반이 존재한다는 것을 암시할 수 있습니다.[19] 10년 이상이 지난 지금도 딱딱한 엑스선 데이터는 여전히 흥미롭습니다. 고양이 눈은 2012년 찬드라가 태양 근처 행성상성운(CSPNe)의 중심별 21개를 조사한 결과 다음과 같이 나타났습니다. "CSPNe에서 검출된 엑스선 점 소스 중 하나를 제외한 모든 것은 뜨거운 곳에서 예상보다 어려운 엑스선 스펙트럼을 보여줍니다. (~100,000 K) 중심 항성 광구로, CSPNe에 대한 쌍성 동반성의 빈도가 높음을 나타낼 가능성이 있습니다. 다른 잠재적인 설명으로는 자기 충격적인 바람이나 PN 질량 추락 등이 있습니다."[20]

거리

NGC 6543과 같은 행성상 성운 거리는 일반적으로 매우 부정확하고 잘 알려져 있지 않습니다.[21] NGC 6543에 대한 최근 몇 년 간격으로 관측된 허블 우주 망원경은 NGC 6543의 각도 확장 속도가 1년에 3.457 밀리초인 것과의 거리를 결정합니다. 시야 확대 속도를 16.4 km/s로−1 가정했을 때, 이것은 NGC 6543의 거리가 지구로부터 1001±269 파섹(3×1019 k 또는 3300 광년) 떨어져 있다는 것을 의미합니다.[22] Stanghelini, L. 등에 기반한 2014년 SIMBAD에 인용된 것과 같은 다른 여러 거리 참조. (2008)은 거리가 1623 파섹(5300 광년)임을 시사합니다.[23]

나이

성운의 각 팽창은 성운의 나이를 추정하는 데 사용될 수도 있습니다. 만약 그것이 1년에 10밀리초의 일정한 속도로 팽창해왔다면, 지름이 20아크초가 되는 데 1000±260년이 걸릴 것입니다. 분출된 물질이 진화의 초기 단계에서 별에서 분출된 물질과 성간 매질을 만나면 속도가 느려지기 때문에 이것은 나이의 상한일 수 있습니다.[22]

구성.

Blue-green diffuse disk with complex circular structure in its center. The disk is crossed by s-shaped brown curve.
내부 핵을 둘러싸고 있는 동심원 고리를 드러내기 위해 처리된 NGC 6543의 이미지. 또한 선형 구조도 볼 수 있는데, 이는 쌍성 중심 항성계에서 분출되는 것에 의해 발생할 수 있습니다.

대부분의 천문학적 천체들과 마찬가지로, NGC 6543은 대부분 수소와 헬륨으로 구성되어 있으며, 더 무거운 원소들은 소량 존재합니다. 정확한 구성은 분광학적 연구에 의해 결정될 수 있습니다. 풍부함은 일반적으로 가장 풍부한 원소인 수소를 기준으로 표현됩니다.[7]

다양한 연구는 일반적으로 원소 존재비에 대한 다양한 값을 찾습니다. 이것은 종종 망원경에 부착된 분광기가 관찰되는 물체의 모든 빛을 모으는 것이 아니라 슬릿이나 작은 구멍에서 빛을 모으는 것이기 때문입니다. 따라서 관측 결과에 따라 성운의 다른 부분을 샘플링할 수 있습니다.

그러나 NGC 6543의 결과는 수소에 비해 헬륨의 존재비는 약 0.12, 탄소와 질소의 존재비는 모두 약 3−4×10, 산소의 존재비는 약 7×10이라는−4 것에 대체로 동의합니다.[13] 이것들은 행성상성운에 대한 꽤 전형적인 존재비이며, 행성상성운으로 분출되기 전에 무거운 원소에서 별의 대기를 풍부하게 하는 핵합성의 효과로 인해 태양에 대해 발견된 값보다 탄소, 질소 및 산소 존재비가 모두 더 큽니다.[24]

NGC 6543에 대한 심층 분광 분석은 성운에 무거운 원소가 고농축된 소량의 물질이 포함되어 있음을 나타낼 수 있습니다. 이에 대해서는 아래에서 설명합니다.[13]

운동학과 형태학

고양이 눈 성운은 구조적으로 매우 복잡한 성운으로 복잡한 형태를 갖게 된 메커니즘이나 메커니즘이 잘 알려져 있지 않습니다.[14] 성운의 중앙 밝은 부분은 뜨거운 가스로 채워진 내부 길쭉한 거품(내부 타원형)으로 이루어져 있습니다. 차례로, 그것은 그들의 허리를 따라 결합된 한 쌍의 더 큰 구형 거품으로 둥지를 틀게 됩니다. 허리는 뜨거운 가스와 함께 거품에 수직으로 누워 있는 두 번째로 큰 타원으로 관찰됩니다.[25]

성운의 밝은 부분의 구조는 주로 중심 PNN에 의해 방출되는 빠른 항성풍과 성운이 형성되는 동안 분출되는 가시적인 물질의 상호작용에 의해 발생합니다. 이 상호작용은 위에서 논의한 X선 방출을 유발합니다. 초속 1900km에 달하는 속도로 부는 항성풍은 성운 내부의 거품을 '구멍으로' 흘려보냈고, 양쪽 끝의 거품을 터뜨린 것으로 보입니다.[14]

또한 성운의 중심 WR:+O7 분광형 PNN 별 HD 164963 / BD +66 1066 / PPM 20679가[1] 쌍성에 의해 생성되었을 가능성도 의심됩니다.[1] 계의 두 구성 요소 간의 물질 이동으로 인한 강착 원반의 존재는 이전에 분출된 물질과 상호 작용하는 극 제트를 발생시킬 수 있습니다. 시간이 지남에 따라, 극 제트의 방향은 세차 운동으로 인해 달라질 것입니다.[26]

항성은 헤르츠스프룽-러셀 도표의 점근성 거대 가지에 있는 반면, 성운의 밝은 안쪽 부분 바깥쪽에는 행성상 성운이 형성되기 전에 분출된 것으로 생각되는 일련의 동심원 고리들이 있습니다. 이 고리들은 매우 균일한 간격을 가지며, 이는 고리의 형성을 담당하는 메커니즘이 매우 규칙적인 간격과 매우 유사한 속도로 고리들을 방출했음을 시사합니다.[5] 고리의 총 질량은 약 0.1 태양 질량입니다.[27] 고리를 형성하는 맥동은 아마도 15,000년 전에 시작되어 밝은 중심부가 형성되기 시작한 약 1,000년 전에 중단되었을 것입니다(위 참조).[28]

게다가, 희미한 큰 후광은 별에서 먼 거리까지 뻗어 있습니다. 헤일로는 다시 주 성운이 형성되기 전에 생성됩니다. 헤일로의 질량은 0.26~0.92 태양질량으로 추정됩니다.[27]

참고 항목

메모들

  1. ^ 거리 × sin(diameter_각도 / 2) = 0.2ly. 반지름
  2. ^ 겉보기 등급 9.8B – 5x{log(1.0 ± 0.3kpc 거리) - 1} = -0.2+0.8-0.6B 절대 등급

참고문헌

  1. ^ a b c d e f g h i (SIMBAD 2006)
  2. ^ a b (Reed et al. 1999)
  3. ^ Shaw, R. A. (1985). "The evolution of Planetary Nebula Nuclei (PNN)". Ph.D. Thesis, Illinois Univ., Urbana-Champaign. Bibcode:1985PhDT........13S.
  4. ^ (리드 외 1999, 페이지 2433)
  5. ^ a b (Balick, Wilson & Hajian 2001, 페이지 354)
  6. ^ a b c (Wesson & Liu 2004, pp. 1026, 1028)
  7. ^ a b (Wesson & Liu 2004, 1029쪽)
  8. ^ (Bianchi, Cerato & Growing 1986)
  9. ^ 별자리 가이드
  10. ^ Nemiroff, R.; Bonnell, J., eds. (13 May 2007). "The Cat's Eye Nebula From Hubble". Astronomy Picture of the Day. NASA. Retrieved October 26, 2011.
  11. ^ Huggins, William; Miller, W.A. (1864). "On the spectra of some of the nebulae". Philosophical Transactions of the Royal Society of London. 154: 437–444. Bibcode:1864RSPT..154..437H. doi:10.1098/rstl.1864.0013. See p. 438, "No. 4373".
  12. ^ (Kwok 2000, 페이지 1)
  13. ^ a b c (Wesson & Liu 2004, pp. 1026–1027, 1040–1041)
  14. ^ a b c d (Balick & Preston 1987, 페이지 958, 961–963)
  15. ^ (Klaas et al. 2006, p. 523)
  16. ^ (호라 외. 2004, 페이지 299)
  17. ^ (Wesson & Liu 2004, 1027-1031쪽)
  18. ^ (추 외 2001)
  19. ^ (Guerrero et al. 2001)
  20. ^ (Kastner et al. 2012)
  21. ^ (Reed et al. 1999, p. 2430)
  22. ^ a b (Reed et al. 1999, pp. 2433–2438)
  23. ^ Stanghellini, L; Shaw, RA; Villaver, E (2008). "The Magellanic Cloud Calibration of the Galactic Planetary Nebula Distance Scale". The Astrophysical Journal. 689 (1): 194–202. arXiv:0807.1129. Bibcode:2008ApJ...689..194S. doi:10.1086/592395. S2CID 119257242.
  24. ^ (형 외. 2000)
  25. ^ (Reed et al. 1999, pp. 2438–2440)
  26. ^ (미란다 & 솔프 1992)
  27. ^ a b (Balick, Wilson & Hajian 2001, 페이지 358)
  28. ^ (Balick, Wilson & Hajian 2001, 페이지 359–360)

인용 출처

외부 링크

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