Kočičí oko (mlhovina)

Z Multimediaexpo.cz

Nemáte oprávnění „upravit tuto stránku“. Důvod:

Můžete si prohlédnout a zkopírovat zdrojový kód této stránky:

[[Soubor:Catseye-big.jpg|thumb|right|220px|Mlhovina Kočičí oko (NGC 6543)]] {{Infobox mlhovina | název = Kočičí oko | typ = [[planetární mlhovina]] | foto = Image:NGC6543.jpg | foto_popis = Mlhovina Kočičí oko: obrázek složený z optických snímků z [[Hubbleův vesmírný dalekohled|Hubbleova vesmírného dalekohledu]] a rentgenových dat z [[Rentgenová observatoř Chandra|Rentgenové observatoře Chandra]] | rektascenze = {{RA|17|58|33,42}} | deklinace = +66° 37' 59,52" | zd.magnituda = +8,1 | souhvězdí = [[Souhvězdí Draka|Drak]] | souhvězdí_lat = Draco | vzdálenost_ly = 3600 | úh.velikost = 0,3[[úhlová minuta|′]]; 5,8′ | poloměr = | abs.magnituda = | označení = NGC 6543 }} '''Mlhovina Kočičí oko''' ('''NGC 6543''') je [[planetární mlhovina]] v souhvězdí [[Souhvězdí Draka|Draka]]. Z hlediska struktury je to nejsložitější známá mlhovina. Ve vysokém rozlišení [[Hubbleův vesmírný dalekohled|Hubbleova vesmírného dalekohledu]] v ní lze pozorovat nevšední struktury – chomáče, výtrysky, vlákna a jakoby obloukové rysy. Mlhovinu objevil [[15. únor]]a 1786 William Herschel. Roku 1864 se díky práci [[amatérský astronom|amatérského astronoma]] Williama Hugginse stala první planetární mlhovinou s prozkoumaným [[spektroskopie|spektrem]]. Moderní studie narazily na několik tajemství. Komplikovanost struktury může být způsobena částečně materiálem vyvrhovaným z&nbsp;[[binární hvězda|binární]] centrální hvězdy, i když dosud neexistuje žádný přímý důkaz, že by centrální hvězda měla průvodce. Snaha zjistit relativní zastoupení chemických prvků narazila na velký nesoulad mezi výsledky dvou odlišných metod měření, příčina však není jasná. == Obecné informace == NGC 6543 je velmi dobře prostudovaná planetární mlhovina. Její relativní jasnost je 8,1 [[Hvězdná velikost|mag]] a má rovněž vysokou [[povrchová jasnost|povrchovou jasnost]]. Nachází se v [[rektascenze|rektascenzi]] 17h 58,6m a [[deklinace|deklinaci]] +66°38'. Díky vysoké deklinaci je snadno pozorovatelná ze [[severní polokoule]], na&nbsp;které se z historických důvodů nachází více velkých [[dalekohled]]ů. NGC 6543 se nachází téměř přesně ve směru severního [[pól ekliptiky|pólu ekliptiky]]. Zatímco světlá vnitřní mlhovina je dost malá, pouze 20 [[úhlová vteřina|úhlových vteřin]], její [[halo]], které mateřská hvězda vyvrhla během fáze [[rudý obr|rudého obra]], je poměrně rozsáhlé. Toto halo dosahuje v průměru asi 386 úhlových vteřin (6,4 [[úhlová minuta|úhlových minut]]). Pozorování ukazují, že hlavní masa mlhoviny má hustotu asi 5&nbsp;000 částic/cm³ a teplotu asi 8&nbsp;000 [[Kelvin|K]].<ref name="wessonliu">Wesson R., Liu X.-W. (2004), ''Physical conditions in the planetary nebula NGC 6543'', ''Monthly Notices of the Royal Astronomical Society'', vol. 351, p.1026</ref> Vnější halo má o něco vyšší teplotu asi 15&nbsp;000 K a je mnohem řidší. Centrální hvězda NGC 6543 je [[spektrální klasifikace|typu O]] s teplotou přibližně 80&nbsp;000 K. Je asi 10&nbsp;000× zářivější než [[Slunce]] a její průměr činí 0,65&nbsp;průměru slunečního kotouče. [[Spektroskopie|Spektroskopická analýza]] ukazuje, že hvězda ztrácí hmotu [[hvězdný vítr|hvězdným větrem]] o rychlosti kolem 3.2×10⁻⁷ [[sluneční hmotnost|M_☉]] za rok, což je zhruba 20 biliónů [[tuna|tun]] za sekundu. Rychlost tohoto větru je přibližně 1900 km/s. Výpočty nasvědčují tomu, že centrální hvězda nyní váží něco přes jednu [[sluneční hmotnost]], teoretické modely vývoje předpokládají její iniciální hmotnost asi 5 slunečních hmotností.<ref>Bianchi L., Cerrato S., Grewing M. (1986), ''Mass loss from central stars of planetary nebulae - The nucleus of NGC 6543'', ''Astronomy and Astrophysics'', vol. 169, p.227</ref> == Pozorování == Mlhovinu objevil [[15. únor]]a 1786 William Herschel a v roce 1864 se stala, díky [[William Huggins|Williamu Hugginsovi]], první planetární mlhovinou pozorovanou [[spektroskop]]em. Hugginsova pozorování poprvé naznačila, že se planetární mlhoviny skládají z extrémně [[hustota|zředěných]] plynů. Od té doby byla NGC 6543 pozorována ve všech částech [[elekktromagnetické spektrum|elektromagnetického spektra]]. === Infračervená pozorování === Pozorování NGC 6543 v [[infračervené záření|infračerveném záření]] odhalilo přítomnost [[mezihvězdné mračno|hvězdného prachu]] o nízkých teplotách. Věří se, že prach vznikl během posledních fází předchozího života hvězdy. Absorbuje světlo centrální hvězdy a znovu jej vyzařuje na infračervených délkách. Ze spektra jeho infračervených emisí vyplývá, že teplota prachu je asi 70 K. Infračervené emise odhalily také přítomnost [[Ion|neionizovaného]] materiálu jako je např. [[molekulární vodík]] (H₂). V mnoha planetárních mlhovinách jsou molekulární emise rozsáhlejší ve větších vzdálenostech od hvězdy, kde je více materiálu v neionizovaném stavu, ale molekulární vodík u NGC 6543 se zdá být jasný až ve vnitřním okraji jejího vnějšího hala. To může být způsobeno [[rázová vlna|rázovými vlnami]], které při kolizi štvou H₂ různými rychlostmi.<ref>Hora J.L., Latter W.B., Allen L.E. ''et al'' (2004), ''Infrared Array Camera (IRAC) Observations of Planetary Nebulae'', ''Astrophysical Journal Supplement Series'', vol. 154, p.296</ref> === Optická a ultrafialová pozorování === NGC 6543 byla široce pozorována v [[ultrafialové záření|ultrafialových]] a [[viditelné světlo|optických]] [[vlnová délka|vlnových délkách]]. Spektroskopická pozorování na těchto délkách se používají k řadě výpočů, zatímco snímky v těchto délkách slouží k odhalování komplikované struktury mlhoviny. Zde zobrazený snímek z Hubbleova vesmírného dalekohledu je ve falešných barvách, konstruovaný k odlišení oblastí s vysokou a nízkou [[Ion|ionizací]]. Vznikl ze třech fotografií s filtry izolující světlo emitované jednou ionizovaným [[vodík]]em na 656,3 [[nanometr|nm]], jednou ionizovaným [[dusík]]em na 658,4 nm a dvakrát ionizovaným [[kyslík]]em na 500,7 nm. Snímky byly v uvedeném pořadí kombinovány jako červený, zelený a modrý kanál, ačkoliv jejich pravé barvy byly červená, červená a zelená. Výsledný obrázek odhalil dvě 'čepice' méně ionizovaného materiálu na okrajích mlhoviny. === Pozorování v rentgenovém oboru === Poslední pozorování v [[rentgenové záření|rentgenových]] délkách z [[Rentgenová observatoř Chandra|Rentgenové observatoře Chandra]] ukázalo uvnitř NGC 6543 přítomnost extrémně horkého plynu. Obrázek na začátku tohoto článku je kombinací optických snímků z Hubbleova vesmírného dalekohledu s rentgenovými snímky z Chandry. Má se zato, že velmi horký plyn pochází z prudkých interakcí rychlého hvězdného větru s materiálem vyvrženým již dříve. Tyto interakce vyfoukly vnitřní bublinu mlhoviny. Pozorování Chandry odkrylo také [[bodový zdroj]] na místě centrální hvězdy. Neočekávalo se, že hvězda bude silným zdrojem rengenového záření, takže jeho přítomnost je záhadou. Může naznačovat výskyt vysoce zahřátého [[akreační disk|akreačního disku]] uvnitř [[binární hvězda|binárního hvězdného systému]].<ref>Guerrero M.A., Chu Y-H., Gruendl R.A., (2001), ''The Enigmatic X-Ray Point Sources at the Central Stars of NGC 6543 and NGC 7293'', ''Astrophysical Journal'', vol. 553, p.55</ref> == Vzdálenost == Dlouhotrvajícím problémem studia planetárních mlhovin je, že jejich vzdálenost není obvykle dobře známa. Mnoho metod pro odhad vzdáleností planetárních mlhovin závisí na vytváření obecných předpokladů, což může být pro uvažovaný objekt velmi nepřesné. V posledních letech však pozorování učiněná Hubblovým vesmírným dalekohledem umožnily novou metodu určování vzdáleností. Všechny planetární mlhoviny expandují a průběžné pozorování po několik let spolu s dost vysokým [[úhlové rozlišení|úhlovým rozlišením]] umožňuje zjistit růst mlhoviny na pozadí oblohy. Je typicky velmi malý — jen několik úhlových milivteřin za rok nebo méně. [[Astronomická spektroskopie|Spektroskopickým]] pozorováním lze získat rychlost expanze mlhoviny podél směru pohledu užitím [[Dopplerův posuv|Dopplerova posuvu]]. Poté lze porovnáním úhlové expanze proti známé expanzní rychlosti dopočítat vzdálenost mlhoviny. Pozorování NGC 6543 pomocí Hubbleova vesmírného dalekohledu za několik posledních let bylo použito pro určení vzdálenosti mlhoviny. Její úhlová expanzní rychlost je přibližně 10&nbsp;úhlových milivteřin za rok, zatímco její expanzní rychlost podél úhlu pohledu je 16,4&nbsp;km/s. Z těchto dvou výsledků vyplývá, že NGC 6543 je vzdálena od Země asi 1000&nbsp;[[parsek]]ů (3×10¹⁹&nbsp;m).<ref name="reed">Reed D.S., Balick B., Hajian A.R. ''et al'' (1999), ''Hubble Space Telescope Measurements of the Expansion of NGC 6543: Parallax Distance and Nebular Evolution''. ''Astronomical Journal'', vol. 118, p.2430</ref> == Věk == Úhlovou expanzi mlhoviny lze využít také k odhadu jejího stáří. Pokud expanduje konstatní rychlostí, pak naplnit průměr 20 úhlových vteřin rychlostí 10 úhlových milivteřin za rok by mělo zabrat asi 1000 let.<ref name="reed"/> To lze považovat za horní odhad jejího věku, protože vyvržený materiál musel být zpomalován ve chvíli, kdy se střetával s materiálem vyvrženým v dřívějších stádiích vývoje hvězdy nebo s [[mezihvězdná hmota|mezihvězdnou hmotou]]. == Složení == NGC 6543 je, stejně jako většina astronomických objektů, složena většinou z [[vodík]]u a [[Helium|hélia]] s příměsí těžších prvků v malých množstvích. Přesné složení lze zjistit spektroskopickými studiemi. Množství se obecně vyjadřuje relativně vzhledem k vodíku, nejhojnějšímu prvku. Různé studie dávají obecně různé hodnoty četnosti jednotlivých prvků. Je to často proto, že [[spektrograf]]y připojené k dalekohledu nedostaly všechno světlo z pozorovaných objektů, ale&nbsp;získávaly ho z výřezu nebo malé [[apertura|apertury]]. Různá pozorování tedy často vzorkovala různé části mlhoviny. Obecně však výsledky široce potvrzují, že relativní zastoupení vzhledem k vodíku je pro NGC 6543 u hélia asi 0,12, a u [[uhlík]]u i [[dusík]]u 3×10⁻⁴. U planetární mlhoviny jde o zcela typické hodnoty – zastoupení uhlíku, dusíku a kyslíku je vesměs větší než u [[Slunce]], díky procesům [[nukleosyntéza|nukleosyntézy]] obohacujícím atmosféru hvězdy těžšími prvky dříve, než je odvržena do&nbsp;planetární mlhoviny.<ref name="wessonliu"/><ref>Hyung S., Aller L.H., Feibelman W.A. ''et al'' (2000), ''The optical spectrum of the planetary nebula NGC 6543'', ''Monthly Notices of the Royal Astronomical Society'', vol. 318, p.77</ref> Hlubší spektroskopická analýza NGC 6543 naznačuje, že mlhovina obsahuje malé množství materiálu, který je velmi vysoce obohacen těžkými prvky; což bude diskutováno dále. == Kinematika a morfologie == NGC 6543 je strukturou velmi složitá mlhovina a mechanismu nebo mechanismům, které daly vzniknout její komplikované morfologii, dosud příliš nerozumíme. Struktura světlé části mlhoviny je primárně dána interakcí rychlého [[hvězdný vítr|hvězdného větru]] emitovaného z centrální hvězdy s materiálem vyvrženým během formování mlhoviny. Při této interakci se&nbsp;emituje rentgenového záření, jak bylo zmíněno výše. Hvězdný vítr „vyfoukl“ vnitřní bublinu mlhoviny a, jak se zdá, na obou koncích ji prorazil.<ref>Balick B., Preston H.L. (1987), ''A wind-blown bubble model for NGC 6543''. ''Astronomical Journal'', vol. 94, p.958</ref> Rovněž se očekává, že centrální hvězda mlhoviny je nejspíš [[binární hvězda|binární hvězdou]]. Existence [[akreační disk|akreačního disku]] vytvořeného přesuny hmoty mezi oběma komponentami takového systému by&nbsp;způsobovala [[polární výtrysk]]y, které by také interagovaly s dříve vyvrženým materiálem. V průběhu času by se směr polárních výtrysků měnil kvůli [[precese|precesi]].<ref>Miranda L.F., Solf J. (1992), ''Long-slit spectroscopy of the planetary nebula NGC 6543 - Collimated bipolar ejections from a precessing central source?''. ''Astronomy and Astrophysics'', vol. 260, p.397</ref> Mimo zářivou vnitřní část mlhoviny je série soustředných prstenců, o kterých se soudí, že byly vyvrženy před formováním planetární mlhoviny, když byla na [[asymptotická větev obrů|asymptotické větvi obrů]] na&nbsp;[[Hertzsprungův-Russellův diagram|Hertzsprungově-Russellově diagramu]]. Tyto prstence jsou velmi stejnoměrně rozloženy, což značí, že mechanismus zodpovědný za jejich vytvoření je vyvrhoval ve velmi pravidelných intervalech s velmi podobnými rychlostmi.<ref>Balick B., Wilson J., Hajian A.R. (2001), ''NGC 6543: The Rings Around the Cat's Eye'', ''Astronomical Journal'', vol. 121, p.354</ref> Ještě dále je rozsáhlé slabé halo rozprostírající se ve velkých vzdálenostech od hvězdy. Vznik tohoto hala také předcházel formování hlavní části mlhoviny. == Otevřené otázky == Navzdory intenzívnímu studiu ukrývá mlhovina Kočičí oko stále mnoho tajemství. Zdá se, že soustředné prstence obklopující vnitřní mlhovinu byly vyvrhovány v intervalech několika stovek let, v časovém rámci, který je dost obtížné vysvětlit. U tepelné pulzace, která především způsobuje vznik planetárních mlhovin, se věří, že má interval desítek tisíc let, zatímco frekvence menších pulzací povrchu se odhadují na roky nebo dekády. Mechanismus, který by mohl vyvrhovat materiál v časových rámcích potřebných ke zformování soustředných prstenců v&nbsp;mlhovině Kočičího oka, dosud není znám. Spektra planetárních mlhovin se skládají z [[emisní čára|emisních čar]] položených na pozadí spektra. Emisní čáry mohou být způsobeny buďto [[excitace srážkou|excitací srážkou]] [[Ion|iontů]] v mlhovině, nebo [[rekombinace|rekombinací]] [[elektronů]] s ionty. Čáry vzniklé excitační srážkou jsou obecně mnohem silnější než rekombinační čáry, takže byly historicky užívány k určování relativních četností. Nicméně poslední studie shledaly relativní četnosti odvozené z rekombinačních čar ve spektru NGC 6543 zhruba třikrát větší než četnosti odvozené z čar vzniklých excitací srážkou.<ref name="wessonliu"/> Tento nesoulad je předmětem debat — navrhovaná vysvětlení zahrnují přítomnost materiálu vysoce obohaceného těžkými prvky nebo značné teplotní [[fluktuace]] uvnitř mlhoviny. == Reference == <references/> == Externí odkazy == * [http://chandra.harvard.edu/photo/2001/1220/index.html Fotoalbum Rentgenové observatoře Chandra: NGC 6543 (mlhovina Kočičí oko)] (anglicky) * [http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap991031.html NASA APOD - 31. října 1999: mlhovina Kočičí oko] (anglicky) * [http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/1995/01/ Hubble zkoumá složitou historii umírající hvězdy] - článek o mlhovině Kočičí oko. (anglicky) * [http://hubblesite.org/sci.d.tech/behind_the_pictures/meaning_of_color/catseye.shtml Hubble's Color Toolbox: Cat's Eye Nebula] - článek ukazující proces vytváření obrázků užívaný vědci k vytváření obrázku mlhoviny Kočičí oko. (anglicky) {{Commons|Cat's Eye Nebula}}{{Článek z Wikipedie}} [[Kategorie:NGC objekty|6543]] [[Kategorie:Planetární mlhoviny]] [[Kategorie:Souhvězdí Draka]]

Návrat na stránku „Kočičí oko (mlhovina)“.