Objectnaam: Messier 97
Alternatieve benamingen: M97, NGC 3587, Owl Nebula
Object type: Type 3a Planetaire nevel
Sterrenbeeld: De Grote Beer
Right Ascension: 11: 14,8 (u: m)
Declinatie: +55: 01 (graden: m)
Afstand: 2.6 (kly)
Visuele helderheid: 9,9 (mag)
Schijnbare dimensie: 3,4 × 3,3 (boog min)
Locatie van Messier 97: Het lokaliseren van Messier 97 is vrij eenvoudig. Je vindt het een derde van de afstand in een mentale lijn tussen Beta en Gamma Ursa Majoris en net iets ten zuiden van die lijn naar een vage ster. Ja. Het probleem is niet het vinden van de Uilennevel ... Het ziet het! Ondanks zijn gefactureerde gecombineerde magnitude van 9,9, is dit een object met een lage helderheid en vereist een zuivere hemel om gezien te worden met een gemiddelde 4 ″ telescoop. Nevel- en lichtvervuilingsfilters helpen wel, maar de luchtomstandigheden dicteren echt. (Deze auteur heeft het in een verrekijker van 16 x 65 gezien, maar dan vanaf een bewaakte donkere hemel.) Wat u zoekt, is ongeveer dezelfde diameter die Jupiter zou hebben in het gegeven oculair dat u gebruikt en onder gemiddelde luchten zal het er alleen als de zwakste uitzien contrast verandering. Telescopen met een groot diafragma en snelle brandpuntsafstand verbeteren uw kansen marginaal.
Waar je naar kijkt: Messier 97 is een zeer ongebruikelijke en dynamische planetaire nevel waarvan de vorm kan worden beschouwd als die van een cilindrische torusschaal gezien op de schuine zijde. Wat we fotografisch (en soms fysiek) zien als de 'Owl's Eyes', kunnen de geprojecteerde materie-arme uiteinden van de cilindrische vorm zijn, terwijl het hoofd een laag-ionisatiemantel zou kunnen zijn. In deze 6000 jaar oude nachtbewoner is een stervende, nu 16e magnitude ster met iets meer dan de helft van de massa van onze eigen zon. Een ster die - vreemd genoeg - soms makkelijker te zien is dan de nevel zelf!
Waarom? Misschien dichtheid? “We kunnen de variatie van excitatie en elektronendichtheid over de geprojecteerde envelop van de bron evalueren. We stellen voor dat de Uilennevel uit vier primaire schalen bestaat: een interne, gekantelde, tonvormige component die verantwoordelijk is voor een hogere excitatie-emissie; twee veel meer uniforme, sferisch symmetrische structuren, CSCI en CSCII. Deze worden tenslotte omgeven door een veel lagere intensiteit, lagere excitatiehalo, genaamd CSCIII. Een groot deel van de emissie met lage excitatie lijkt verband te houden met de periferie van CSCI, en het is denkbaar dat dit fysiek gezien een relatief dunwandige structuur is. ” zegt L. Cuesta (et al). “[S II] dichtheidsmapping lijkt erop te wijzen dat ne bij voorkeur wordt versterkt richting de noordelijke periferie van de schaal, in een regime waar lijnsterktes met lage excitatie ook bij voorkeur worden verbeterd. We suggereren dat dergelijke trends kunnen ontstaan door noordelijke schokken van de shell CSC. ”
Dus wat geeft met de gaten die we ogen noemen? Laten we het aan R. L. M. Corradi (et al) vragen: 'De halo's zijn geclassificeerd volgens de voorspellingen van moderne straling-hydrodynamische simulaties die de vorming en evolutie van geïoniseerde meervoudige schalen en halo's rond PNe beschrijven. Volgens de modellen zijn de waargenomen halo's verdeeld in de volgende groepen: (i) cirkelvormige of licht elliptische asymptotische reuzentak (AGB) halo's, die de handtekening bevatten van de laatste thermische puls op de AGB; (ii) zeer asymmetrische AGB-halo's; (iii) kandidaat-recombinatiehalo's, d.w.z. opgehelderde ledematen die naar verwachting zullen worden geproduceerd door recombinatie tijdens de late post-AGB-evolutie, wanneer de helderheid van de centrale ster snel daalt met een significante factor; (iv) onzekere gevallen die nader onderzoek verdienen voor een betrouwbare classificatie; (v) niet-detecties, d.w.z. PNe waarin geen halo wordt gevonden tot een niveau van? 10? 3 de maximale oppervlaktehelderheid van de binnenste nevels. "
En wat is er aan de hand met de centrale ster? “Röntgenobservaties van Einstein, EXOSAT en ROSAT van planetaire nevels ontdekten zachte fotosferische röntgenstraling van hun centrale sterren, maar de diffuse röntgenstraling van de geschokte snelle sterrenwind in hun interieur kon niet eenduidig worden opgelost. De nieuwe generatie röntgenobservatoria, Chandra en XMM-Newton, hebben eindelijk de diffuse röntgenemissie van geschokte snelle winden in planetaire nevelinterieurs opgelost. " zegt Mart? n A. Guerrero. “Bovendien hebben deze observatoria diffuse röntgenemissie gedetecteerd door boogschokken van snelle gecollimeerde uitstromen die op de nevelomhulsels botsen, en onverwachte harde röntgenpuntbronnen geassocieerd met de centrale sterren van planetaire nevels. Hier bekijk ik de resultaten van deze nieuwe röntgenobservaties van planetaire nevels en bespreek ik de belofte van toekomstige waarnemingen. ”
Is het mogelijk dat dit slechts één grote planetaire nevelbel is? Adam Frank en Garrelt Mellema: “We hebben stralings-gasdynamische simulaties van asferische planetaire nevelevolutie (PN) gepresenteerd. Deze simulaties zijn geconstrueerd met behulp van het Generalized Interacting Stellar Winds-scenario waarbij een snelle, ijle uitstroom van de centrale ster zich uitbreidt tot een ringkern, langzame, dichte circumstellaire omhulling. We hebben aangetoond dat het GISW-model asferische stromingspatronen kan produceren. We hebben met name aangetoond dat we door het variëren van de belangrijkste beginparameters een verscheidenheid aan elliptische en bipolaire voorwaartse schokconfiguraties kunnen produceren. De afhankelijkheid van de shockmorfologie van de initiële parameters komt overeen met de verwachtingen van analytische modellen (Icke 1988). We hebben aangetoond dat het opnemen van straling, ionisatie en stralingsverwarming en -koeling de globale morfologieën niet drastisch verandert. Door stralingskoeling wordt de evolutie van de voorwaartse schok vertraagd door energie uit de hete bel te verwijderen. De evolutie van de voorwaartse schokconfiguratie is onafhankelijk van de ionisatie van de ongestoorde langzame wind. Bovendien verandert verwarming en koeling door straling de temperatuurstructuur van het geschokte materiaal met langzame wind dat in de dichte schaal is samengedrukt. "
Geschiedenis: M97 werd ontdekt door Pierre Mechain met de arendsogen op 16 februari 1781. (Dat was in de tijd dat je, als je klaagde over lichtvervuiling, je buurman vroeg om 'hun kaars uit te doen'.) Het werd geregistreerd door Charles Messier op 24 maart 1781, waar hij opmerkt: “Nevel in de grote beer [Ursa Major], nabij Beta: het is moeilijk te zien, meldt M. Mechain, vooral wanneer men de micrometerdraden verlicht: zijn licht is zwak, zonder ster. Mechain zag het de eerste keer op 16 februari 1781 en de positie is die van hem. '
Sir William Herschel merkte later in zijn eigen hemelse omzwervingen op dat: “De argumenten dat de vage materie tot op zekere hoogte ondoorzichtig is en die in het 25e artikel wordt gegeven, zullen aanzienlijke steun krijgen bij het verschijnen van de volgende nevels; want ze zijn niet alleen rond, dat wil zeggen de vage stof waaruit ze zijn samengesteld, wordt verzameld in een bolvormig kompas, maar ze zijn ook van een licht dat bijna een uniforme intensiteit heeft, behalve alleen aan de grenzen. Ik geef deze nevels in twee assortimenten (incl. M97). Nummer 97 van de Connoissance is “Een zeer heldere, ronde nevel met een diameter van ongeveer 3 ′; het is bijna overal even licht, met een slecht gedefinieerde marge van niet al te grote mate. ”
Top M97 image credit, Palomar Observatory met dank aan Caltech, M97 2MASS Image, M97 IR (NOAO), Owl Nebula - SEDS, "Owl Nebula" - Karen Kwitter (Williams College), Ron Downes (STScI), You-Hua Chu (University of Illinois) en NOAO / AURA / NSF, M97 (AANDA) en M97 afbeeldingen met dank aan NOAO / AURA / NSF.
