WikiDer > NGC 6302 - Википедия

NGC 6302 - Wikipedia
Чтобы узнать о других возможностях туманности Бабочка, см. Туманность Бабочка (значения).

Координаты: Карта неба 17час 13м 44.211s, −37° 06′ 15.94″

NGC 6302
Эмиссионная туманность
Планетарная туманность
NGC 6302 Хаббл 2009.full.jpg
Данные наблюдений: J2000 эпоха
Прямое восхождение17час 13м 44.211s[1]
Склонение−37° 06′ 15.94″[1]
Расстояние3.4 ± 0.5 кли (1.04 ± 0.16 кпк)[2] лы
Видимая величина (V)7.1B[1]
Видимые размеры (V)>3′.0[2]
СозвездиеСкорпион
Физические характеристики
Радиус>1.5 ± 0.2 лы[3] лы
Абсолютная величина (V)-3,0 млрд +0.4
−0.3[4]
Примечательные особенностиДвойная химия, горячая центральная звезда
ОбозначенияБиполярная туманность,[1] Ошибка туманности,[1]
ПК 349 + 01 1,[1] Туманность бабочка,[5][6] Шарплесс 6, RCW 124, ГУМ 60, Колдуэлл 69
Смотрите также: Списки туманностей

NGC 6302 (также известный как Ошибка туманности, Туманность бабочка, или же Колдуэлл 69) это биполярный планетарная туманность в созвездии Скорпион. Структура туманности - одна из самых сложных из когда-либо наблюдавшихся в планетарных туманностях. Спектр NGC 6302 показывает, что ее центральная звезда - одна из самых горячих известных звезд с температурой поверхности более 250 000 градусов по Цельсию, что означает, что звезда, из которой она образовалась, должна была быть очень большой.

Центральная звезда, а белый Гном, был идентифицирован в 2009 году с использованием модернизированного Широкоугольная камера 3 на борту Космический телескоп Хаббла.[7] Текущая масса звезды составляет около 0,64. солнечные массы. Он окружен плотным экваториальным диском, состоящим из газа и пыли. Постулируется, что этот плотный диск вызвал истечение звезд, чтобы сформировать биполярную структуру.[8] похожий на песочные часы. Эта биполярная структура имеет такие особенности, как ионизационные стенки, узлы и острые края лепестков.

История наблюдений

Положение NGC 6302

Поскольку он включен в Новый общий каталог, этот объект известен как минимум с 1888 года.[9] Самое раннее известное исследование NGC 6302 выполнено Эдвард Эмерсон Барнард, который нарисовал и описал его в 1907 году.[2]

Туманность изображена на некоторых из первых изображений, опубликованных после последней служебной миссии космического телескопа Хаббл в сентябре 2009 года.[10]

Характеристики

NGC 6302 имеет сложную структуру, которую можно приблизительно представить как биполярную с двумя первичными лепестками, хотя есть свидетельства существования второй пары долей, которая могла принадлежать предыдущей фазе потери массы. Темная полоса проходит через перетяжку туманности, закрывая центральную звезду на всех длинах волн.[11]

Туманность содержит заметную северо-западную долю, которая простирается на 3,0 дюйма от центральной звезды и, по оценкам, образовалась в результате извержения около 1900 лет назад. Он имеет круглую часть, стенки которой расширяются, так что каждая часть имеет скорость, пропорциональную ее расстоянию от центральной звезды. На угловом расстоянии 1,71 ′ от центральной звезды скорость потока в этой доле составляет 263 км / с. На крайней периферии лепестка скорость наружу превышает 600 км / с. Западный край лепестка демонстрирует характеристики, указывающие на столкновение с ранее существовавшими глобулами газа, которые изменили поток в этой области.[2]

Центральная звезда

Центральная звезда, одна из самых горячих известных звезд, не была обнаружена из-за сочетания ее высокой температуры (что означает, что она излучает в основном в ультрафиолете), пыльного тора (который поглощает большую часть света из центральных областей, особенно в ультрафиолете) и яркий фон от звезды. Не было видно в первом Космический телескоп Хаббла изображений;[6] улучшенное разрешение и чувствительность нового Широкоугольная камера 3 того же телескопа позже обнаружил слабую звезду в центре.[12] Указана температура 200 000 Кельвинов и масса 0,64 массы Солнца. Первоначальная масса звезды была намного выше, но большая ее часть была выброшена в результате того, что образовалась планетарная туманность. Яркость и температура звезды указывают на то, что она прекратила ядерное горение и находится на пути к превращению белый Гном, затухание с прогнозируемой скоростью 1% в год.

Химия пыли

Выдающаяся темная полоса, проходящая через центр туманности, имеет необычный состав, свидетельствующий о наличии множества кристаллических силикатов, кристаллического водяного льда и кварц, с другими особенностями, которые были интерпретированы как первое внесолнечное обнаружение карбонатов.[13] Это обнаружение оспаривается из-за трудностей с образованием карбонатов в неводной среде.[14] Спор остается нерешенным.

Одной из характеристик пыли, обнаруженной в NGC 6302, является наличие как кислородсодержащих силикатных молекул, так и углеродсодержащих молекул. полициклические ароматические углеводороды (ПАУ).[13] Звезды обычно богаты кислородом или углеродом, причем переход от первого к второму происходит на поздних этапах эволюции звезды из-за ядерных и химических изменений в атмосфере звезды. NGC 6302 принадлежит к группе объектов, в которых молекулы углеводородов образовались в богатой кислородом среде.[15]

Смотрите также

Примечания

  1. ^ а б c d е ж (SIMBAD 2007)
  2. ^ а б c d (Meaburn et al. 2005 г.)
  3. ^ Радиус = расстояние × sin (угловой размер / 2) = 3,4 ± 0,5 kly * sin (> 3′0 / 2) => 1,5 ± 0,2 ly
  4. ^ 7.1B Видимая величина - 5 * (лог10(Расстояние 1040 ± 160 пк) - 1) = -3,0B +0.4
    −0.3     абсолютная величина
  5. ^ (APoD 1998)
  6. ^ а б (APoD 2004)
  7. ^ (Szyszka et al. 2009 г.)
  8. ^ (Гурзадян 1997 г.)
  9. ^ Многие источники приписывают его открытие Джеймс Данлоп в 1826 году. (1) Вольфганг Штайнике, Nebel und Sternhaufen: Geschichte ihrer Entdeckung, Beobachtung und Katalogisierung- von Herschel bis Dreyers, 2009, с. 429. (2) Вселенная сегодня; (3) Стивен Джеймс О'Мира, Объекты Колдуэлл. Издательство Кембриджского университета, 2002, стр.274..
    (О'Мира утверждает, что Барнард приписал это Данлопу, но, возможно, ошибался.)
  10. ^ Номер пресс-релиза: STScI-2009-25: Хаббл открывает новые глаза на Вселенную [1]
  11. ^ (Мацуура и др. 2005 г.)
  12. ^ (Szyszka et al. 2009 г.)
  13. ^ а б (Кемпер и др. 2002 г.)
  14. ^ (Ферраротти и Гейл 2005)
  15. ^ (Мацуура и др. 2005 г.).

Рекомендации

внешняя ссылка