Nome oggetto: Messier 97
Denominazioni alternative: M97, NGC 3587, Nebulosa gufo
Tipo di oggetto: Nebulosa planetaria di tipo 3a
Costellazione: Orsa Maggiore
Ascensione retta: 11: 14.8 (h: m)
Declinazione: +55: 01 (deg: m)
Distanza: 2.6 (kly)
Luminosità visiva: 9.9 (mag)
Dimensione apparente: 3,4 × 3,3 (arco minimo)
Individuazione di Messier 97: Individuare Messier 97 è abbastanza semplice. Lo troverai un terzo della distanza in una linea mentale tracciata tra Beta e Gamma Ursa Majoris e appena leggermente a sud di quella linea verso una stella fioca. Sì. Il problema non è trovare la Nebulosa Civetta ... Lo sta vedendo! Nonostante la sua intensità combinata fatturata di 9,9, questo è un oggetto a bassa luminosità superficiale e richiede che i cieli incontaminati siano visti con un telescopio medio da 4 ″. Nebulosa e filtri per l'inquinamento luminoso aiutano, ma le condizioni del cielo dettano davvero. (Questo autore l'ha visto nel binocolo 16X65, ma da un sito di cielo scuro custodito.) Quello che stai cercando è dello stesso diametro di Giove nell'oculare che stai usando e sotto un cielo medio apparirà solo come il più debole cambiamento di contrasto. I telescopi a grande apertura e con rapporto focale rapido migliorano le tue possibilità marginalmente.
Quello che stai guardando: Messier 97 è una nebulosa planetaria molto insolita e dinamica la cui forma può essere considerata quella di un guscio cilindrico di toro visto sull'obliquo. Ciò che vediamo fotograficamente (e talvolta fisicamente) come "Occhi di gufo" potrebbe essere l'estremità proiettata povera di materia della forma cilindrica, mentre la testa potrebbe essere un guscio a bassa ionizzazione. All'interno di questo abitante della notte di 6000 anni fa c'è una stella morente, ormai 16a magnitudine, con poco più della metà della massa del nostro Sole. Una stella che - stranamente - a volte può essere vista più facilmente della nebulosa stessa!
Perché? Forse la densità? “Siamo in grado di valutare la variazione dell'eccitazione e la densità dell'elettrone rispetto all'inviluppo proiettato della sorgente. Proponiamo che la Nebulosa Gufo sia composta da quattro gusci primari: un componente interno, inclinato, simile a un barile responsabile di una maggiore emissione di eccitazione; due strutture molto più uniformi e sfericamente simmetriche, CSCI e CSCII. Questi, infine, sono avvolti da un'intensità molto più bassa, un alone di eccitazione inferiore, soprannominato CSCIII. Una grande parte dell'emissione a bassa eccitazione sembra essere associata alla periferia di CSCI, ed è ipotizzabile che questa sia, fisicamente parlando, una struttura a guscio relativamente sottile. ” dice L. Cuesta (et al). “La mappatura della densità [S II] sembra indicare che il ne è preferibilmente potenziato verso la periferia settentrionale del guscio, in un regime in cui anche i punti di forza della linea a bassa eccitazione sono preferibilmente migliorati. Suggeriamo che tali tendenze possano derivare da shock nordici della shell CSC. ”
Quindi cosa ci dà i buchi che chiamiamo occhi? Chiediamo a R. L. M. Corradi (et al): "Gli aloni sono stati classificati in base alle previsioni delle moderne simulazioni radiazioni-idrodinamiche che descrivono la formazione e l'evoluzione di gusci multipli e aloni ionizzati attorno a PNe. Secondo i modelli, le aloni osservate sono state suddivise nei seguenti gruppi: (i) aloni circolari o leggermente ellittiche a rami giganti asintotici (AGB), che contengono la firma dell'ultimo impulso termico sull'AGB; (ii) aloni AGB altamente asimmetrici; (iii) aloni di ricombinazione candidati, ovvero gusci estesi illuminati agli arti che si prevede saranno prodotti dalla ricombinazione durante l'evoluzione tardiva post-AGB, quando la luminosità della stella centrale diminuisce rapidamente di un fattore significativo; (iv) casi incerti che meritano ulteriori studi per una classificazione attendibile; (v) mancate rilevazioni, cioè PNe in cui non viene trovata alogena a un livello di? 10? 3 la luminosità superficiale di picco delle nebulose interne. ”
E cosa sta succedendo con la stella centrale? “Le osservazioni a raggi X di Einstein, EXOSAT e ROSAT sulle nebulose planetarie hanno rilevato una leggera emissione di raggi X fotosferica dalle loro stelle centrali, ma l'emissione di raggi X diffusa dal vento veloce stellare colpito all'interno non è stata inequivocabilmente risolta. La nuova generazione di osservatori di raggi X, Chandra e XMM-Newton, hanno finalmente risolto l'emissione diffusa di raggi X da venti veloci sconvolti negli interni di nebulose planetarie. " dice Mart? n A. Guerrero. “Inoltre, questi osservatori hanno rilevato emissioni di raggi X diffuse da shock di prua di deflussi collimati rapidi che incidono sugli involucri nebulari e da sorgenti di punti a raggi X inaspettate associate alle stelle centrali delle nebulose planetarie. Qui rivedo i risultati di queste nuove osservazioni ai raggi X delle nebulose planetarie e discuto la promessa di osservazioni future. "
È possibile che questa sia solo una grande bolla di nebulosa planetaria? Secondo Adam Frank e Garrelt Mellema: “Abbiamo presentato simulazioni radiazione-gasdinamiche dell'evoluzione asferica della nebulosa planetaria (PN). Queste simulazioni sono state costruite utilizzando lo scenario Venti stellari ad interazione generalizzata in cui un deflusso rapido e tenue dalla stella centrale si espande in un inviluppo circostellare toroidale, lento e denso. Abbiamo dimostrato che il modello GISW può produrre schemi di flusso asferici. In particolare abbiamo dimostrato che variando i parametri iniziali chiave possiamo produrre una varietà di configurazioni di shock in avanti ellittiche e bipolari. La dipendenza della morfologia da shock dai parametri iniziali è conforme alle aspettative dei modelli analitici (Icke 1988). Abbiamo dimostrato che includere il trasferimento di radiazioni, la ionizzazione e il riscaldamento e il raffreddamento radiativi non altera drasticamente le morfologie globali. Il raffreddamento radiativo rallenta l'evoluzione dello shock in avanti rimuovendo energia dalla bolla calda. L'evoluzione della configurazione degli shock in avanti è indipendente dalla ionizzazione del vento lento indisturbato. Inoltre, il riscaldamento e il raffreddamento per irraggiamento cambiano la struttura della temperatura del materiale a vento lento colpito che viene compresso nel guscio denso. "
Storia: M97 è stato scoperto da Pierre Mechain dagli occhi d'aquila il 16 febbraio 1781. (Era il giorno in cui se ti lamentavi dell'inquinamento luminoso che chiedevi al tuo vicino di "spegnere la candela".) Fu registrato di Charles Messier il 24 marzo 1781 dove nota: "Nebulosa nel grande orso [Ursa Major], vicino alla Beta: è difficile da vedere, riferisce M. Mechain, specialmente quando si illuminano i fili micrometrici: la sua luce è debole, senza una stella. Mechain lo vide per la prima volta il 16 febbraio 1781, e la posizione è quella da lui indicata. "
In seguito fu notato da Sir William Herschel nei suoi stessi vagabondaggi celesti come: “Le argomentazioni secondo cui la materia nebulosa è in una certa misura opaca, data nel 25 ° articolo, riceveranno un notevole sostegno dall'apparizione delle nebulose seguenti; poiché non sono solo rotondi, vale a dire la materia nebulosa di cui sono composti viene raccolta in una bussola globulare, ma sono anche di una luce che ha quasi un'intensità uniforme, tranne che sui bordi. Do queste nebulose in due assortimenti (incl. M97). Il numero 97 del Connoissance è “Una nebulosa rotonda molto luminosa di circa 3 ′ di diametro; è quasi della stessa luce in tutto, con un margine mal definito di non grande entità. "
Credito di immagine M97 superiore, Osservatorio Palomar per gentile concessione di Caltech, Immagine M97 2MASS, M97 IR (NOAO), Nebulosa civetta - SEDS, “Nebulosa civetta” - Karen Kwitter (Williams College), Ron Downes (STScI), You-Hua Chu (Università dell'Illinois) e NOAO / AURA / NSF, M97 (AANDA) e M97 per gentile concessione di NOAO / AURA / NSF.
