Objektname: Messier 97
Alternative Bezeichnungen: M97, NGC 3587, Owl Nebula
Objekttyp: Typ 3a Planetarischer Nebel
Konstellation: Ursa Major
Richtiger Aufstieg: 11: 14,8 (h: m)
Deklination: +55: 01 (Grad: m)
Entfernung: 2,6 (kly)
Visuelle Helligkeit: 9,9 (mag)
Scheinbare Dimension: 3,4 × 3,3 (Bogenminute)
Messier finden 97: Das Auffinden von Messier 97 ist ziemlich einfach. Sie finden es ein Drittel der Entfernung in einer mentalen Linie zwischen Beta und Gamma Ursa Majoris und etwas südlich dieser Linie in Richtung eines schwachen Sterns. Ja. Das Problem ist nicht, den Eulennebel zu finden ... es sieht es! Trotz der in Rechnung gestellten kombinierten Größe von 9,9 ist dies ein Objekt mit geringer Oberflächenhelligkeit und erfordert, dass ein makelloser Himmel mit einem durchschnittlichen 4-Zoll-Teleskop gesehen werden kann. Nebel- und Lichtverschmutzungsfilter helfen zwar, aber die Himmelsbedingungen bestimmen dies wirklich. (Dieser Autor hat es in einem 16x65-Fernglas gesehen, aber von einem bewachten Ort mit dunklem Himmel.) Was Sie suchen, hat ungefähr den gleichen Durchmesser wie Jupiter in dem gegebenen Okular, das Sie verwenden, und unter durchschnittlichem Himmel erscheint es nur als das schwächste Kontraständerung. Teleskope mit großer Blende und schnellem Brennweitenverhältnis verbessern Ihre Chancen geringfügig.
Was Sie sehen: Messier 97 ist ein sehr ungewöhnlicher und dynamischer planetarischer Nebel, dessen Form als die einer zylindrischen Torusschale angesehen werden kann. Was wir fotografisch (und manchmal auch physisch) als "Eulenaugen" sehen, können die projizierten, materarmen Enden der zylindrischen Form sein, während der Kopf eine Hülle mit geringer Ionisierung sein könnte. In diesem 6.000 Jahre alten Bewohner der Nacht befindet sich ein sterbender Stern der 16. Größe mit etwas mehr als der Hälfte der Masse unserer eigenen Sonne. Ein Stern, der - seltsamerweise - manchmal leichter zu erkennen ist als der Nebel selbst!
Warum? Vielleicht Dichte? „Wir können die Variation von Anregung und Elektronendichte über die projizierte Hülle der Quelle bewerten. Wir schlagen vor, dass der Eulennebel aus vier Primärschalen besteht: einer inneren, geneigten, tonnenartigen Komponente, die für eine höhere Anregungsemission verantwortlich ist; zwei viel einheitlichere, sphärisch symmetrische Strukturen, CSCI und CSCII. Diese sind schließlich von einem Halo mit viel geringerer Intensität und geringerer Anregung umgeben, der als CSCIII bezeichnet wird. Ein großer Teil der emissionsarmen Emission scheint mit der Peripherie von CSCI verbunden zu sein, und es ist denkbar, dass dies physikalisch gesehen eine relativ dünnschalige Struktur ist. “ sagt L. Cuesta (et al.). „Die [S II] -Dichtekartierung scheint darauf hinzudeuten, dass ne in Richtung der nördlichen Peripherie der Schale bevorzugt verstärkt wird, in einem Regime, in dem auch die Stärke der Linien mit geringer Anregung bevorzugt erhöht wird. Wir schlagen vor, dass solche Trends durch nördliches Schockieren des Shell-CSC entstehen können. “
Was gibt es also mit den Löchern, die wir Augen nennen? Fragen wir R.L.M. Corradi (et al.): „Die Halos wurden nach den Vorhersagen moderner strahlungshydrodynamischer Simulationen klassifiziert, die die Bildung und Entwicklung ionisierter Mehrfachschalen und Halos um PNe beschreiben. Gemäß den Modellen wurden die beobachteten Halos in die folgenden Gruppen unterteilt: (i) kreisförmige oder leicht elliptische asymptotische Riesenasthalos (AGB), die die Signatur des letzten thermischen Impulses auf den AGB enthalten; (ii) stark asymmetrische AGB-Halos; (iii) Kandidaten-Rekombinationshalos, d. h. durch Gliedmaßen aufgehellte verlängerte Schalen, von denen erwartet wird, dass sie durch Rekombination während der späten Post-AGB-Evolution erzeugt werden, wenn die Leuchtkraft des Zentralsterns schnell um einen signifikanten Faktor abfällt; (iv) unsichere Fälle, die eine weitere Untersuchung für eine zuverlässige Klassifizierung verdienen; (v) Nichterfassungen, d. h. PNe, bei denen kein Lichthof bis zu einem Niveau von 10 & supmin; ³ der Spitzenoberflächenhelligkeit der inneren Nebel gefunden wird. "
Und was ist mit dem Zentralstern los? „Einstein-, EXOSAT- und ROSAT-Röntgenbeobachtungen von Planetennebeln ergaben eine weiche photosphärische Röntgenemission ihrer Zentralsterne, aber die diffuse Röntgenemission des schockierten schnellen Sternwinds in ihrem Inneren konnte nicht eindeutig aufgelöst werden. Die neue Generation von Röntgenobservatorien, Chandra und XMM-Newton, hat endlich die diffuse Röntgenemission von schockierten schnellen Winden im Inneren des planetaren Nebels gelöst. “ sagt Mart? n A. Guerrero. „Darüber hinaus haben diese Observatorien diffuse Röntgenemissionen von Bogenschocks schneller kollimierter Abflüsse, die auf die Nebelhüllen treffen, und unerwartete harte Röntgenpunktquellen, die mit den Zentralsternen von Planetennebeln assoziiert sind, festgestellt. Hier überprüfe ich die Ergebnisse dieser neuen Röntgenbeobachtungen von Planetennebeln und diskutiere das Versprechen zukünftiger Beobachtungen. “
Ist es möglich, dass dies nur eine große planetarische Nebelblase ist? Adam Frank und Garrelt Mellema: „Wir haben strahlungsgasdynamische Simulationen der Entwicklung des asphärischen planetarischen Nebels (PN) vorgestellt. Diese Simulationen wurden unter Verwendung des Szenarios "Generalized Interacting Stellar Winds" erstellt, bei dem sich ein schneller, schwacher Abfluss vom Zentralstern zu einer toroidalen, langsamen, dichten zirkumstellaren Hülle ausdehnt. Wir haben gezeigt, dass das GISW-Modell asphärische Strömungsmuster erzeugen kann. Insbesondere haben wir gezeigt, dass wir durch Variation der wichtigsten Anfangsparameter eine Vielzahl von elliptischen und bipolaren Vorwärtsschockkonfigurationen erzeugen können. Die Abhängigkeit der Schockmorphologie von den Anfangsparametern entspricht den Erwartungen analytischer Modelle (Icke 1988). Wir haben gezeigt, dass die Einbeziehung von Strahlungstransfer, Ionisation sowie Strahlungserwärmung und -kühlung die globalen Morphologien nicht drastisch verändert. Strahlungskühlung verlangsamt die Entwicklung des Vorwärtsschocks, indem Energie aus der heißen Blase entfernt wird. Die Entwicklung der Vorwärtsschockkonfiguration ist unabhängig von der Ionisierung des ungestörten langsamen Windes. Durch das Erwärmen und Abkühlen der Strahlung ändert sich auch die Temperaturstruktur des schockierten langsamen Windmaterials, das in die dichte Hülle komprimiert wird. “
Geschichte: M97 wurde am 16. Februar 1781 von Pierre Mechain mit Adleraugen entdeckt. (Damals, als Sie sich über Lichtverschmutzung beschwerten, haben Sie Ihren Nachbarn gebeten, „seine Kerze zu löschen“.) Es wurde protokolliert von Charles Messier am 24. März 1781, wo er bemerkt: „Nebel im großen Bären [Ursa Major] in der Nähe von Beta: Es ist schwer zu sehen, berichtet M. Mechain, besonders wenn man die Mikrometerdrähte beleuchtet: sein Licht ist schwach, ohne Stern. Mechain hat es am 16. Februar 1781 zum ersten Mal gesehen, und die Position ist die von ihm gegebene. “
Sir William Herschel bemerkte später in seinen eigenen Himmelswanderungen: „Die Argumente, dass die nebulöse Materie in gewissem Maße undurchsichtig ist, wie im 25. Artikel angegeben, werden durch das Auftreten der folgenden Nebel beträchtliche Unterstützung erhalten; denn sie sind nicht nur rund, das heißt, die nebulöse Materie, aus der sie bestehen, wird in einem Kugelkompass gesammelt, sondern sie haben auch ein Licht, das außer nur an den Grenzen fast eine einheitliche Intensität hat. Ich gebe diese Nebel in zwei Sortimenten (inkl. M97). Nummer 97 der Connoissance lautet: „Ein sehr heller, runder Nebel mit einem Durchmesser von etwa 3 '; es ist fast durchgehend gleich hell, mit einem schlecht definierten Rand von nicht großem Ausmaß. “
Top M97 Bildnachweis, Palomar Observatory mit freundlicher Genehmigung von Caltech, M97 2MASS Image, M97 IR (NOAO), Eulennebel - SEDS, „Eulennebel“ - Karen Kwitter (Williams College), Ron Downes (STScI), You-Hua Chu (Universität) von Illinois) und NOAO / AURA / NSF, M97 (AANDA) und M97 Bilder mit freundlicher Genehmigung von NOAO / AURA / NSF.
