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| 散光星雲 | |
|---|---|
| 惑星状星雲 | |
 HSTの光学画像とチャンドラ X 線観測衛星の X 線データを使用した合成画像。 | |
| 観測データ: J2000 エポック | |
| 赤経 | 17時間58分33.423秒[1] |
| 偏角 | +66° 37′ 59.52″ [1] |
| 距離 | 3.3 ± 0.9 キロライ（1.0 ± 0.3 kpc ) [2] 光年 |
| 見かけの等級（V） | 9.8B [1] |
| 見かけの寸法（V） | コア：20インチ[2] |
| 星座 | ドラコ |
| 身体的特徴 | |
| 半径 | コア: 0.2 光年[注 1] 光年 |
| 絶対等級（V） | −0.2+0.8 −0.6B [注2] |
| 注目すべき機能 | 複雑な構造 |
| 指定 | NGC 6543、[1]カタツムリ星雲、[1]ひまわり星雲、[1]（IC 4677を含む）、[1]コールドウェル6 |
キャッツアイ星雲（ NGC 6543、コールドウェル6とも呼ばれる）は、北の星座であるりゅう座にある惑星状星雲で、 1786年2月15日にウィリアム・ハーシェルによって発見されました。イギリスのアマチュア天文学者ウィリアム・ハギンズによってスペクトルが調査された最初の惑星状星雲であり、惑星状星雲は本質的に恒星ではなくガス状であることが実証されました。構造的には、この天体はハッブル宇宙望遠鏡によって高解像度の画像が撮影されており、中心の高温惑星状星雲核（PNN）によって照らされた結び目、ジェット、泡、複雑な弧が明らかになっています。 [3]電波からX線波長まで 観測されてきた、よく研究されている天体です。キャッツアイ星雲の中心には、死にゆくウルフ・ライエ星があり、その星はウェッブ望遠鏡のWR 124の画像に写っています。キャッツアイ星雲の中心星は、等級+11.4 で輝いています。ハッブル宇宙望遠鏡の画像には、中心から外側に向かって広がる同心円状のダーツボードのようなパターンが写っています。
一般情報
NGC 6543 は、北極の赤 緯が高い深宇宙天体です。その総合等級は 8.1 で、表面輝度は高いです。その小さく明るい内側の星雲は平均 16.1秒角を占め、外側の顕著な凝縮部は約 25 秒角です。[4]深宇宙の画像では、直径約 300 秒角または 5分角の拡張ハローが明らかになっています。[5]これは、赤色巨星期に中心の祖星から放出されたものです。
NGC 6543 は、 北黄極の現在の位置から4.4分角のところにあり、これは北極星と地球の北の自転軸の現在の位置との間の45分角の 1/10未満です。これは、天の北極が回転する地球の黄道の自転軸を示す便利で正確なマーカーです。また、太陽系の近くにある「不変の」軸を示すのにも適しています。この軸は、すべての惑星の北極とすべての惑星の軌道の北極が空に描く円の中心です。黄道極の空の動きは地球の北極の動きに比べて非常に遅いため、黄道極ステーションマーカーとしての位置は、数千年ごとに変化する 北極星とは異なり、人類の歴史の時間スケールでは基本的に不変です。
観測によると、明るい星雲の温度は7000と9000 K、密度は平均約1立方センチメートルあたり5000個の粒子が存在する。[6]外側のハローは、15,000 Kだが、密度ははるかに低い。[7]高速恒星風の速度は約1900 km/s、分光分析により現在の質量損失速度が平均して示されています1年間に3.2 × 10−7太陽質量、これは毎秒20兆トン（20Eg/s）に相当する。[6]
中央PNNの表面温度は約80,000 Kで、太陽の10,000倍の明るさです。恒星の分類はO7 + [WR]型です。[6]計算によると、PNNは理論上の初期の5太陽質量から1太陽質量を超えています。 [8]中心のウォルフ・ライエ星の半径は0.65 R ☉ (452,000 km) です。[9]いくつかの情報源によると、キャッツアイ星雲は地球から約3000光年離れています。[10]
観察
キャッツアイは、1864年8月29日にウィリアム・ハギンズが分光器で観測した最初の惑星状星雲でした。 [11] [12]ハギンズの観測により、星雲のスペクトルは非連続的で、いくつかの明るい輝線で構成されていることが明らかになりました。これは、惑星状星雲が希薄な電離ガスで構成されていることを初めて示したものです。これらの波長での分光観測は、存在量の決定に使用され、[13]これらの波長での画像は、星雲の複雑な構造を明らかにするために使用されています。[14]
赤外線観測
NGC 6543 を遠赤外線波長 (約 60 μm)で観測すると、低温の恒星塵が存在することが明らかになりました。この塵は、原始星の寿命の最後の段階で形成されたと考えられています。中心星からの光を吸収し、赤外線波長で再放射します。赤外線塵放射のスペクトルから、塵の温度は約 85 K であることが示唆され、塵の質量は6.4 × 10 −4太陽質量。[15]
赤外線放射は、分子状水素（H 2）やアルゴンなどの非イオン化物質の存在も明らかにする。多くの惑星状星雲では、分子状水素放射は、より多くの物質がイオン化されていない恒星から離れた距離で最大になるが、NGC 6543の分子状水素放射は、その外側のハローの内側の縁で明るく見える。これは、異なる速度で移動する噴出物が衝突する際に、衝撃波がH 2を励起するためである可能性がある。赤外線（波長2～8μm）でのキャッツアイ星雲の全体的な外観は、可視光でも同様である。[16]
光学および紫外線観測
ここで作成されたハッブル宇宙望遠鏡の画像は、高イオン化と低イオン化の領域を強調するように設計された擬似カラーです。3つの画像は、656.3 nmで一価イオン化した水素、658.4 nmで一価イオン化した窒素、500.7 nmで二重イオン化した酸素から放出される光を分離するフィルターで撮影されました。画像はそれぞれ赤、緑、青のチャンネルとして合成されましたが、実際の色は赤、赤、緑です。画像では、星雲の端にあるイオン化の少ない物質の2つの「キャップ」が明らかになっています。[17]
X線観測
2001年、チャンドラX線観測衛星によるX線波長の観測により、NGC 6543内に温度が1.7 × 10 6 K。[18]この非常に高温のガスは、高速恒星風と以前に放出された物質との激しい相互作用によって生じたと考えられています。この相互作用により、星雲の内部の泡が空洞化しました。[14]チャンドラの観測では、中心星の位置に点源があることも明らかになりました。この源のスペクトルは、X線スペクトルの硬い部分、0.5～1.0 keV。光球温度が約100,000 K の高温の星は硬 X 線を強く放射するとは考えられず、そのためその存在は謎に包まれている。これは連星系内に高温の降着円盤が存在することを示唆しているのかもしれない。[19]硬 X 線データは 10 年以上経った今でも興味深いものである。キャッツアイは 2012 年のチャンドラ探査機による太陽系近傍の 21 個の惑星状星雲 (CSPNe) の中心星の調査に含まれており、その調査では「CSPNe で検出された X 線点源のうち 1 つを除いてすべてが、高温 (~100,000 K）の中心星の光球はCSPNeの連星系に高頻度に存在する可能性を示唆している。他の可能性のある説明としては、自己衝撃風やPN質量減少が挙げられる。" [20]
距離
NGC 6543のような惑星状星雲の距離は、一般的に非常に不正確で、よく知られていない。[21]ハッブル宇宙望遠鏡による数年の間隔を置いて行われたNGC 6543の最近の観測では、年間3.457ミリ秒角の角膨張率から距離が決定されている。視線方向の膨張速度を16.4 km·s −1と仮定すると、NGC 6543の距離は1001 ± 269 パーセク(3 × 10 19 kまたは地球から3300 光年離れている。[22] 2014年にSIMBADで引用されたStanghellini, L., et al. (2008)に基づくものなど、他のいくつかの距離に関する参考文献では、距離は1623パーセク（5300光年）。[23]
年
星雲の角度膨張は、その年齢を推定するのにも使えます。もし星雲が1年に10ミリ秒の一定速度で膨張しているとしたら、直径が20秒角に達するには1000 ± 260年かかる。これは年齢の上限かもしれない。なぜなら、放出された物質は、進化の初期段階で恒星から放出された物質や星間物質に遭遇すると減速するからである。[22]
構成
ほとんどの天体と同様に、NGC 6543は主に水素とヘリウムで構成されており、より重い元素が少量含まれています。正確な組成は分光学的研究によって決定されます。存在比は通常、最も豊富な元素である水素に対する相対値で表されます。[7]
一般的に、さまざまな研究によって元素の存在量の値は異なります。これは、望遠鏡に取り付けられた分光器が、観測対象からの光をすべて集めるのではなく、スリットまたは小さな開口部からの光を集めるためです。そのため、観測によって星雲の異なる部分がサンプリングされる可能性があります。
しかし、NGC 6543の結果は、水素と比較してヘリウムの存在度は約0.12、炭素と窒素の存在度はどちらも約3 × 10 −4、酸素濃度は約7 × 10 −4。[13]これらは惑星状星雲の典型的な存在量であり、炭素、窒素、酸素の存在量はすべて太陽の値よりも大きい。これは、惑星状星雲として放出される前に恒星の大気が重元素で富化されるという核合成の影響によるものである。 [24]
NGC 6543の深部分光分析により、この星雲には重元素を多く含む物質が少量含まれていることが示唆されている。これについては後述。[13]
運動学と形態学
キャッツアイ星雲は構造的に非常に複雑な星雲であり、その複雑な形態を生み出したメカニズムはよくわかっていません。[14]星雲の中央の明るい部分は、高温のガスで満たされた内側の細長い泡（内側の楕円）で構成されています。この泡は、腰の部分で結合した2つの大きな球状の泡の中にあります。腰は、高温のガスで満たされた泡に対して垂直に位置する2番目の大きな楕円として観測されます。[25]
星雲の明るい部分の構造は、主に中央のPNNから放出される高速恒星風と、星雲の形成中に放出された可視物質との相互作用によって生じます。この相互作用により、上で述べたX線が放出されます。1900 km/sの速度で星雲の内側の泡を「くり抜き」、両端で泡を破裂させたように見える。[14]
また、星雲の中心にあるWR:+O7スペクトルクラスのPNN星、HD 164963 / BD +66 1066 / PPM 20679 [1]は連星によって生成されたのではないかとも考えられている。[1]システムの2つの構成要素間の質量移動によって生じた降着円盤の存在により、極ジェットが発生し、以前に放出された物質と相互作用する可能性がある。時間の経過とともに、極ジェットの方向は歳差運動によって変化する。[26] [27]
星雲の明るい内側部分の外側には、一連の同心円状のリングがあり、惑星状星雲の形成前に、恒星がヘルツシュプルング・ラッセル図の漸近巨星枝上にあったときに放出されたと考えられています。これらのリングは非常に均等に間隔が空いており、その形成の原因となるメカニズムが非常に一定の間隔で非常に同様の速度でそれらを放出したことを示しています。[5]リングの総質量は約0.1太陽質量です。[28]リングを形成した脈動は、おそらく15,000年前に始まり、約10,000年前に停止しました。1000年前、明るい中心部の形成が始まったとき（上記参照）。[29]
さらに、大きな淡いハローが星から遠くまで広がっています。このハローも主星雲の形成より前に形成されました。ハローの質量は太陽の0.26～0.92倍と推定されています。[28]
参照
注記
- ^ 距離 × sin(直径角度 / 2 ) = 0.2 光年半径
- ^ 9.8B 見かけの等級 – 5×{log(1.0 ± 0.3 kpc の距離) − 1} = −0.2+0.8
−0.6B 絶対等級
参考文献
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外部リンク
ウィキメディア・コモンズには、キャッツアイ星雲に関連するメディアがあります。
- ESA/ハッブル宇宙望遠鏡によるキャッツアイ星雲の公開 2009-03-11ウェイバックマシンにアーカイブ
- ESA/ハッブル宇宙望遠鏡によるキャッツアイ星雲の画像
- チャンドラX線天文台写真アルバム: NGC 6543
- 今日の天文写真
- キャッツアイ星雲 1999年10月31日
- キャッツアイの光輪 2010年5月9日
- キャッツアイ星雲 2016年7月3日
- ハッブルが死にゆく星の複雑な歴史を調査 - キャッツアイ星雲に関する HubbleSite の記事。
- NGC6543 キャッツアイ星雲
- ハッブルのカラーツールボックス: キャッツアイ星雲 - 星雲の画像を生成するために使用された画像合成プロセスを示す記事
- WikiSkyの Cat's Eye 星雲: DSS2、SDSS、GALEX、IRAS、Hydrogen α、X 線、天体写真、天空図、記事と画像
- 星座ガイドのキャッツアイ星雲
- SEDS – NGC 6543
