اسم الكائن: مسييه 97
التعيينات البديلة: M97 ، NGC 3587 ، سديم البومة
نوع الكائن: اكتب 3a سديم كوكبي
كوكبة: Ursa Major
الصعود الصحيح: 11: 14.8 (ساعة: دقيقة)
انحراف: +55: 01 (درجة: م)
مسافة: 2.6 (كلي)
السطوع البصري: 9.9 (ماج)
البعد الظاهري: 3.4 × 3.3 (الحد الأدنى للقوس)
تحديد موقع مسير 97: تحديد موقع Messier 97 سهل إلى حد ما. ستجده ثلث المسافة في خط عقلي مرسوم بين بيتا وغاما أورسا ماجوريس وجنوبًا قليلاً من ذلك الخط باتجاه نجم خافت. أجل. المشكلة هي عدم العثور على سديم البومة ... إنها تراه! على الرغم من حجمها المجمع الذي تم دفع فاتورته البالغ 9.9 ، فإن هذا هو كائن سطوع منخفض واحد ويتطلب رؤية السماء البكر بمتوسط 4 ″ منظار. تساعد مرشحات السديم والتلوث الضوئي ، لكن ظروف السماء تملي حقًا. (لقد شاهده هذا المؤلف في مناظير 16X65 ، ولكن من موقع السماء المظلمة الخاضع للحراسة.) ما تبحث عنه هو نفس القطر الذي سيكون عليه المشتري في العدسة المعينة التي تستخدمها ، وسيظهر تحت سماء متوسطة فقط كأضعف. تغيير التباين. تعمل الفتحات الكبيرة ذات المقابس البؤرية السريعة على تحسين فرصك بشكل هامشي.
ما الذي تبحث عنه: Messier 97 هو سديم كوكبي غير عادي وديناميكي للغاية يمكن اعتبار شكله عبارة عن قذيفة حلقية أسطوانية تظهر على المائل. ما نراه فوتوغرافيًا (وأحيانًا ماديًا) على أنه "عيون البومة" قد يكون النهايات المسقطة فقيرة للمادة الشكل الأسطواني ، في حين أن الرأس يمكن أن يكون قذيفة تأين منخفضة. داخل هذا القارب ليلا الذي يبلغ عمره 6000 عام ، هناك نجم يحتضر الآن ، ويبلغ قوته 16 درجة مع أكثر بقليل من نصف كتلة شمسنا. النجم - الغريب - يمكن أن يلمح في بعض الأحيان أسهل من السديم نفسه!
لماذا ا؟ ربما الكثافة؟ "نحن قادرون على تقييم الاختلاف في الإثارة وكثافة الإلكترونات على الغلاف المتوقع للمصدر. نقترح أن يتكون سديم البومة من أربع قذائف أساسية: مكون داخلي مائل يشبه البرميل مسؤول عن انبعاث إثارة أعلى ؛ هيكلان أكثر تماثلًا بكثير ، متماثلان كرويًا ، CSCI و CSCII. وأخيرًا ، هذه مغلفة بكثافة أقل بكثير ، وهالة إثارة أقل ، يطلق عليها اسم CSCIII. يبدو أن نسبة كبيرة من انبعاث الإثارة المنخفضة ترتبط بأطراف CSCI ، ومن الممكن أن يكون هذا ، من الناحية الفيزيائية ، بنية رقيقة نسبيًا. " يقول L. Cuesta (وآخرون). "يبدو أن تعيين الكثافة [S II] يشير إلى أنه يتم تحسين ne بشكل تفضيلي نحو المحيط الشمالي للقشرة ، في نظام يتم فيه تعزيز قوة خط الإثارة المنخفضة أيضًا بشكل تفضيلي. نقترح أن هذه الاتجاهات قد تنشأ من خلال الصدمة الشمالية للقشرة CSC. "
فماذا يعطي مع الثقوب التي نسميها العيون؟ دعونا نسأل R. L. M. Corradi (وآخرون): "تم تصنيف الهالات وفقًا لتنبؤات المحاكاة الهيدروديناميكية الإشعاعية الحديثة التي تصف تكوين وتطور الأصداف والهالات المتعددة المتأينة حول PNe. وفقًا للنماذج ، تم تقسيم الهالات الملحوظة إلى المجموعات التالية: (i) هالات دائرية أو بيضاوية الشكل مقاربة قليلاً (AGB) ، والتي تحتوي على توقيع آخر نبضة حرارية على AGB ؛ (ii) هالات AGB غير متماثلة إلى حد كبير ؛ (3) هالات إعادة التركيب المرشحة ، أي الأصداف الممتدة المضاءة بالأطراف والتي من المتوقع أن يتم إنتاجها عن طريق إعادة التركيب أثناء التطور المتأخر لما بعد AGB ، عندما ينخفض لمعان النجم المركزي بسرعة بواسطة عامل مهم ؛ (4) حالات غير مؤكدة تستحق مزيدًا من الدراسة لتصنيف موثوق ؛ (5) عدم الاكتشافات ، أي PNe حيث لا توجد هالة عند مستوى 10-10 درجة سطوع ذروة السطح للسدم الداخلية. "
وماذا يحدث مع النجم المركزي؟ "رصد آينشتاين وإكوسات وروزات للأشعة السينية للسدم الكوكبية انبعاث الأشعة السينية الضوئية الناعمة من نجومها المركزية ، ولكن لا يمكن حل انبعاثات الأشعة السينية المنتشرة من الرياح النجمية السريعة المذهلة في تصميماتها الداخلية بشكل لا لبس فيه. لقد حل الجيل الجديد من مراصد الأشعة السينية ، شاندرا و XMM-Newton ، أخيرًا انبعاثات الأشعة السينية المنتشرة من الرياح السريعة المذهلة في السديم الداخلي للكواكب. " يقول Mart؟ n A. Guerrero. علاوة على ذلك ، اكتشفت هذه المراصد انبعاث الأشعة السينية المنتشر من صدمات القوس للتدفقات المتقاربة بسرعة التي تؤثر على الأظرف السديم ، ومصادر الأشعة السينية غير المتوقعة المرتبطة بالنجوم المركزية للسدم الكوكبية. أستعرض هنا نتائج هذه الملاحظات الجديدة بالأشعة السينية للسدم الكوكبية وأناقش وعد الملاحظات المستقبلية. "
هل من الممكن أن تكون هذه فقاعة واحدة فقط للسديم الكوكبي؟ وفقًا لآدم فرانك وجاريلت ميليما: "لقد قدمنا محاكاة إشعاعية لغازية ديناميكية لتطور السديم الكوكبي الكروي (PN). تم إنشاء هذه المحاكاة باستخدام سيناريو الرياح النجمية المتفاعلة المعممة حيث يتدفق تدفق سريع ضعيف من النجم المركزي إلى ظرف حلقي بطيء كثيف حلقي. لقد أثبتنا أن نموذج GISW يمكن أن ينتج أنماط تدفق لا كروية. على وجه الخصوص ، لقد أظهرنا أنه من خلال تغيير المعلمات الأولية الرئيسية ، يمكننا إنتاج مجموعة متنوعة من تكوينات الصدمة البيضاوية والقطبية الأمامية. يتوافق اعتماد مورفولوجيا الصدمة على المعلمات الأولية مع توقعات النماذج التحليلية (Icke 1988). لقد أثبتنا أن تضمين النقل الإشعاعي ، والتأين ، والتدفئة والإشعاع والتبريد لا يغيران بشكل كبير الأشكال العالمية. يعمل التبريد الإشعاعي على إبطاء تطور الصدمة الأمامية عن طريق إزالة الطاقة من الفقاعة الساخنة. إن تطور تكوين الصدمة الأمامية مستقل عن تأين الرياح البطيئة غير المضطربة. كما أن تسخين وتبريد الإشعاع يغير هيكل درجة حرارة مادة الرياح البطيئة الصدمة المضغوطة في القشرة الكثيفة. "
التاريخ: تم اكتشاف M97 بواسطة بيار مشين ذو عين النسر في 16 فبراير 1781. (كان ذلك في اليوم الذي كنت تشكو فيه من التلوث الضوئي الذي طلبت من جارك "إطفاء الشمعة فيه"). بقلم تشارلز ميسيير في 24 مارس 1781 حيث يلاحظ: "السديم في الدب العظيم [أورسا ميجور] ، بالقرب من بيتا: من الصعب رؤيته ، حسب م. بدون نجمة. رآه مشين أول مرة في 16 فبراير 1781 ، والموقف هو الذي أعطاه ".
وقد أشار السير ويليام هيرشل في وقت لاحق في رحلاته السماوية الخاصة به على النحو التالي: "إن الحجج القائلة بأن المادة الغامضة غير شفافة إلى حد ما والتي ترد في المقالة الخامسة والعشرين ، ستلقى دعمًا كبيرًا من ظهور السدم التالية ؛ لأنهم ليسوا دائريين فقط ، أي أن المادة الغامضة التي تتكون منها يتم جمعها في بوصلة كروية ، ولكنها أيضًا ذات ضوء يكاد يكون من شدة موحدة باستثناء الحدود فقط. أعطي هذه السدم في مجموعتين (بما في ذلك M97). الرقم 97 من الكونجو هو "سديم دائري ساطع للغاية يبلغ قطره حوالي 3؛. إنه تقريبًا متساوٍ من الضوء طوال الوقت ، بهامش غير محدد بدقة إلى حد كبير ".
أعلى رصيد صورة M97 ، مرصد Palomar مجاملة من Caltech ، M97 2MASS Image ، M97 IR (NOAO) ، Owl Nebula - SEDS ، "Owl Nebula" - Karen Kwitter (Williams College) ، Ron Downes (STScI) ، You-Hua Chu (جامعة إلينوي) و NOAO / AURA / NSF و M97 (AANDA) و M97 صور مجاملة من NOAO / AURA / NSF.
