Location via proxy:   [ UP ]  
[Report a bug]   [Manage cookies]                
Hopp til innhold

Kattøyetåken

Fra Wikipedia, den frie encyklopedi
Kattøyetåken
Sammensatt bilde av NGC 6543 ved å bruke optiske bilder fra Hubble-teleskopet og røntgenbilder fra Chandra-teleskopet.
Observasjonsdata
epoke:J2000.0
Rektascensjon17t 58m 33.423s[1]
Deklinasjon+66° 37′ 59.52″[1]
Avstand3 300 ± 900 ly (1 010 ± 280 pc)[2]
Tilsynelatende størrelsesklasse (V)9.8B[1]
Tilsynelatende dimensjoner (V)kjerne: 20″[2]
StjernebildeDragen
Fysiske kjennetegn
Radiuskjerne: 0,2[a]
Absolutt størrelsesklasse (V)−0.2+0.8
−0.6B[b]
Spesielle trekkKompleks struktur
Andre betegnelserNGC 6543, PK 96+29.1, 2MASX J17583335+6637591, AG+66 812, BD+66 1066, GCRV 10447, GSC2 N1121000443, HD 164963, IRAS 17584+6638A, IRAS F17585+6638, NSV 24075, NVSS J175833+663758, PK 096+29 1, PLX 4128, PLX 4128.00, RAFGL 5429, TYC 4212-508-1, DO 36017, PPM 20679, GB6 J1758+6638, S4 1758+666, WB 1758+6637, [DML87] 459, RX J1758.5+6637, S4 1758+66, LRWR 370, WEB 14862, Gaia DR2 1633325248915154176
 Kattøyetåken på Commons

Kattøyetåken eller NGC 6543, er en planetarisk tåke i stjernebildet Dragen. Strukturelt sett er den en av de mest komplekse tåkene man kjenner, hvor Hubble-teleskopet har bidratt med høyoppløste observasjoner som har avdekket bemerkelsesverdige strukturer slik som knuter, jetstrømmer, bobler og senete buelignende formasjoner. I midten av Katteyetåken ligger det en lyssterk og varm stjerne, som for ca. 1000 år siden mistet sin ytre kappe som igjen ga grunnlaget for denne tåken.

Kattøytåken ble oppdaget av William Herschel 15. februar 1786, og i 1864 ble den den første planetariske tåken hvor spektrum ble undersøkt av den engelske amatørastronomen William Huggins. Resultatene fra denne undersøkelsen viste for første gang at planetariske tåker består av varme gasser, og ikke stjerner. Tåken har blitt observert over hele det elektromagnetiske spekteret – fra fjerninfrarødt til røntgen.

Moderne studier har ført til en rekke mysterier. Den kronglete strukturen kan delvis være forårsaket av material kastet ut fra en sentral dobbeltstjerne, men det finnes ingen beviser for at den sentrale stjernen har en ledsager. Dessuten har målinger av kjemiske konsentrasjoner avslørt en stor forskjell mellom målinger gjort med to ulike metoder. Hva som forårsaker forskjellene i resultat mellom de ulike målemetodene er ikke kjent. Observasjoner av Hubble-teleskopet avslørte en rekke svake ringer rundt øyet, som er sfæriske skall kastet ut av sentralstjernen i fjern fortid. Den eksakte mekanismen bakk disse utkastingene er dog ukjent.

Generell informasjon

[rediger | rediger kilde]

Kattøyetåken er en velstudert planetarisk tåke. Den er relativt lys med en størrelsesklasse på +8,1, og har også en høy overflatelyshet.[3] Den har en rektascensjon på 17 t 58,6 m og en deklinasjon på 66°38'.[4] Den høye deklinasjonen gjør den enkel å observere fra den nordlige halvkulen, hvor de fleste av de store teleskopene finnes.[3] Kattøyetåken ligger nesten nøyaktig på linje med den nordre ekliptiske polen.

Mens den lyse, indre tåken er ganske liten – store halvakse for den indre ellipsen er 16,1 buesekunder, mens avstanden mellom kondensasjonene er 24,7 buesekunder i diameter[5] – har den en utbredt halo av materie som den foregående stjernen kastet ut i løpet av sin røde kjempefase. Haloen strekker seg utover til en diameter på ca. 300 buesekunder (5 bueminutter).[4] Kattøytåken ligger tre tusen lyspår fra jorden.[6]

Observasjoner viser at tåkens hovedlegeme har en tetthet på omtrent 5 000 partikler/cm³ og en temperatur på rundt 7 000–9 000 K (6 730–8 730 °C).[7] Den ytre haloen har en høyere temperatur på ca. 15 000 K og en mye lavere tetthet.[8]

Et optisk bilde av tåkens omliggende halo.

Den sentrale stjernen hos Kattøyetåken er en O7+WR-stjerne og har en temperatur på ca. 80 000 K (79 727 °C).[7] Den har omtrent 10 000 ganger så høy lysstyrke som solen, og radien er omtrent 65 % av solens. Spektroskopiske analyser viser at stjernen gjennom en rask solvind taper masse tilsvarende rundt 3,2×10-7 solmasser per år – det vil si ca. 20 billioner tonn per sekund.[7] Vindens hastighet ligger på rundt 1 900 km/s (6 840 000 km/t). Visse utregninger viser at stjernen bare veier litt mer enn en solmasse, mens andre, teoretiske målinger viser at den har en vekt på ca. 5 solmasser.[9]

I 1994 avslørte Hubble-teleskopet for første gang NGC 6543s overraskende intrikate strukturer, deriblant konsentriske skall av gass, jetstrømmer med gass og uvanlige sjokkinduserte knuter av gass.

Observasjoner

[rediger | rediger kilde]

NGC 6543 ble oppdaget av William Herschel 15. februar 1786, og han koblet utseende til en planetarisk skive. Kattøyetåken ble den første planetariske tåken hvis spektrum ble undersøkt. Det var den engelske amatørastronomen William Huggins som undersøkte tåken 29. august 1864.[10] Siden disse tidlige observasjonene har hele NGC 6543s elektromagnetiske spektrum blitt undersøkt. Huggins observasjoner, som forøvrig avslørte at tåkens spektrum var ikke-kontinuerlig og bestod av noen få lyse linjer, var de første indikasjonene på at planetariske tåker bestod av ekstremt fortynnede gasser.[3] Siden disse tidlige observasjonene, har NGC 6543 blitt observert gjennom hele det elektromagnetiske spekteret.

Infrarøde observasjoner

[rediger | rediger kilde]

Observasjoner gjort av Kattøyetåken i fjerninfrarøde bølgelengder (rundt 60 μm) avslørte tilstedeværelsen av stjernestøv ved lave temperaturer. Støvet antas å ha blitt dannet i løpet av de siste fasene av den progenitore stjernens liv. Støvet absorberer lys fra den sentrale stjerner, og sender det tilbake ved infrarøde bølgelengder. Spekteret til strålingen fra støvet antyder at temperaturen på støvet ligger rundt 85 K (−188 °C), mens massen til støvet er estimert til 6,4×10-4 solmasser.[11]

Den infrarøde strålingen avslører også tilstedeværelsen av ikke-ioniserte materialer slik som molekylært hydrogen (H2) og argon. I mange planetariske tåker er molekylær stråling høyest ved større avstander fra stjerner, hvor mer materiale er ikke-ionisert, men stråling fra molekylært hydrogen i Kattøyetåken synes å være høyest innenfor grensen av den ytre haloen. Dette kan komme fra sjokkbølger som sender ut H2 når utkastet materiale som beveger seg med ulike hastigheter kolliderer. Det helhetlige utseende på Kattøyetåken i det infrarøde spekteret (2–8 μm) er lignende ved synlig lys.[12]

Optiske og ultrafiolette observasjoner

[rediger | rediger kilde]

Kattøyetåken har blitt grundig observert ved ultrafiolette og optiske bølgelengder. Spektroskopiske observasjoner ved disse bølgelengdene brukes i hovedsak til fastsettelser,[13] mens bilder ved disse bølgelengdene har blitt brukt til å avsløre den intrikate strukturen til tåken.[14]

Hubble-bildet som vises her er produsert i falske farger, med det formål å fremheve regioner med høy og lav ionisering. Tre bilder ble tatt, med filtere som isolerer lyset som sendes ut av enkeltionisert hydrogen ved 656,3 nm, enkeltionisert nitrogen ved 658,4 nm og dobbelionisert oksygen ved 500,7 nm. Bildene ble kombinert som henholdsvis røde, grønne og blå kanaler, selv om de sanne fargene er rød, rød og grønn. Bildet viser to 'kapsler' med mindre ionisert materiale ved ytterkanten av tåken.[15]

Røntgenobservasjoner

[rediger | rediger kilde]
Røntgenbilde av Kattøyetåken.

I 2001 avslørte Chandra X-ray Observatorys observasjoner ved røntgenbølgelengder at det fantes ekstremt varm gass, med temperatur opp mot 1 700 000 K.[16] Bildet øverst i denne artikkelen er en kombinasjon av optiske bilder fra Hubble-teleskopet sammen med bilder fra Chandra X-ray Observatory. Det antas den svært varme gassen kommer av voldsomme veselvirkninger mellom en rask stjernevind og materialet som tidligere ble slynget ut. Denne vekselvirkningen har uthulet den indre boblen i tåken.[14] Chandra-observasjoner har også avslørt punktkilder ved posisjonen til sentralstjernen.

Fotnoter og litteraturhenvisninger

[rediger | rediger kilde]
Fotnoter
  1. ^ Avstand × sin(diameter_vinkel / 2 ) = 0.2 ly. radius.
  2. ^ 9.8B tilsynelatende størrelsesklasse – 5×{log(1.0 ± 0.3 kpc avstand) − 1} = −0.2+0.8
    −0.6    B absolutt størrelsesklasse.
Litteraturhenvisninger
  1. ^ a b c d e f g SIMBAD 2006.
  2. ^ a b Reed et al. 1999, s. 2430–2441.
  3. ^ a b c Moore 2007.
  4. ^ a b Balick, Wilson & Hajian 2001, s. 354.
  5. ^ Reed et al. 1999, s. 2433.
  6. ^ Nemiroff 2013.
  7. ^ a b c Wesson & Liu 2004, s. 1026, 1028.
  8. ^ Wesson & Liu 2004, s. 1029.
  9. ^ Bianchi, Cerrato & Grewing 1986, s. 227.
  10. ^ Kwok 2000, s. 1.
  11. ^ Klaas et al. 2006, s. 523.
  12. ^ Hora et al. 2004, s. 299.
  13. ^ Wesson & Liu 2004, s. 1026–1027, 1040–1041.
  14. ^ a b Balick & Preston 1987, s. 958, 961–963.
  15. ^ Wesson & Liu 2004, s. 1027–1031.
  16. ^ Chu et al. 2001, s. L69–L72.

Litteratur

[rediger | rediger kilde]
Trykt litteratur
Litteratur på nett

Eksterne lenker

[rediger | rediger kilde]
PortalikonPortal:Astronomi


Autoritetsdata
Hentet fra «https://no.wikipedia.org/w/index.php?title=Kattøyetåken&oldid=24633644»