Der Katzenauge-Nebelfleck (NGC 6543, Caldwell 6) ist ein planetarischer Nebelfleck in der Konstellation von Draco. Strukturell ist es einer der kompliziertsten Nebelflecke bekannt mit hochauflösenden Hubble Raumfernrohr-Beobachtungen, die bemerkenswerte Strukturen wie Knoten, Strahlen, Luftblasen und sehnige einem Kreisbogen ähnliche Eigenschaften offenbaren. Im Zentrum des Katzenauges gibt es einen hellen und heißen Stern; vor ungefähr 1000 Jahren hat dieser Stern seinen Außenumschlag verloren, den Nebelfleck erzeugend.

Es wurde von William Herschel am 15. Februar 1786 entdeckt, und war der erste planetarische Nebelfleck, dessen Spektrum vom englischen Amateurastronomen William Huggins 1864 untersucht wurde. Die Ergebnisse der letzten Untersuchung haben zum ersten Mal demonstriert, dass planetarische Nebelflecke aus heißem Benzin, aber nicht Sternen bestehen. Zurzeit ist der Nebelfleck über das volle elektromagnetische Spektrum von weit-infrarot bis Röntgenstrahlen beobachtet worden.

Moderne Studien offenbaren mehrere Mysterien. Die Kompliziertheit der Struktur kann teilweise durch das Material verursacht werden, das aus einem binären Hauptstern, aber bis jetzt vertrieben ist, es gibt keinen unmittelbaren Beweis, dass der Hauptstern einen Begleiter hat. Außerdem offenbaren Maße des chemischen Überflusses eine große Diskrepanz zwischen Maßen, die durch zwei verschiedene Methoden getan sind, von denen die Ursache unsicher ist. Hubble Fernrohr-Beobachtungen haben mehrere schwache Ringe um das Auge offenbart, die kugelförmige Schalen sind, die durch den Hauptstern in der entfernten Vergangenheit vertrieben sind. Der genaue Mechanismus jener Ausweisungen ist jedoch unklar.

Allgemeine Information

NGC 6543 ist ein gut studierter planetarischer Nebelfleck. Es ist am Umfang 8.1 relativ hell, und hat auch eine hohe Oberflächenhelligkeit. Es ist an der richtigen Besteigung und Neigung +66°37'59  gelegen. Seine hohe Neigung bedeutet, dass es von der Nordhemisphäre leicht erkennbar ist, wo historisch größte Fernrohre gelegen gewesen sind. NGC 6543 ist fast genau in der Richtung auf den Ekliptischen Nordpol gelegen.

Während der helle innere Nebelfleck ziemlich klein ist — ist die Hauptachse der inneren Ellipse 16.1 arcseconds, während die Entfernung zwischen den Kondensationen 24.7 arcseconds ist — hat es einen verlängerten Ring der Sache, die der Ahn-Stern während seiner roten riesigen Phase vertrieben hat. Dieser Ring streckt sich über ein Diameter von ungefähr 300 arcseconds (5 arcminutes) aus.

Katzenauge-Nebelfleck liegt dreitausend Lichtjahre von der Erde.

Beobachtungen zeigen, dass der Hauptkörper des Nebelflecks eine Dichte von ungefähr 5,000 Partikeln/Cm ³ und eine Temperatur von ungefähr 7.000-9.000 K hat. Der Außenring hat eine höhere Temperatur von ungefähr 15,000 K und eine viel niedrigere Dichte.

Der Hauptstern von NGC 6543 ist ein O7 + [WR] - Typ-Stern mit einer Temperatur von etwa 80,000 K. Es ist etwa 10,000mal so leuchtend wie die Sonne, und sein Radius ist ungefähr 0.65mal der Sonnenwert. Spektroskopische Analyse zeigt, dass der Stern zurzeit Masse in einem schnellen Sternwind an einer Rate ungefähr 3.2×10 Sonnenmassen pro Jahr — ungefähr 20 Trillionen Tonnen pro Sekunde verliert. Die Geschwindigkeit dieses Winds ist ungefähr 1900 km/s. Berechnungen zeigen an, dass der Hauptstern zurzeit gerade über eine Sonnenmasse wiegt, aber theoretische Entwicklungsberechnungen deuten an, dass es eine anfängliche Masse von ungefähr 5 Sonnenmassen hatte.

1994 hat Hubble zuerst die überraschend komplizierten Strukturen von NGC 6543, einschließlich konzentrischer Gasschalen, Strahlen von Hochleistungsbenzin und ungewöhnlicher Stoß-veranlasster Knoten Benzin offenbart.

Beobachtungen

Der Nebelfleck wurde von William Herschel am 15. Februar 1786 entdeckt, der sein Äußeres mit einer planetarischen Platte verglichen hat. Katzenauge war der erste planetarische mit einem Spektroskop zu beobachtende Nebelfleck. Es wurde vom Pionier spectroscopist William Huggins am 29. August 1864 getan. Die Beobachtungen von Huggins, die offenbart haben, dass das Spektrum des Nebelflecks unterbrochen und aus einigen hellen Linien gemacht war, waren die erste Anzeige, dass planetarische Nebelflecke aus äußerst rarefied Benzin bestehen. Seit jenen frühen Beobachtungen ist NGC 6543 direkt über das elektromagnetische Spektrum beobachtet worden.

Infrarotbeobachtungen

Beobachtungen von NGC 6543 an Weit-Infrarotwellenlängen (ungefähr 60 μm) offenbaren die Anwesenheit von Sternstaub bei niedrigen Temperaturen. Wie man glaubt, hat sich der Staub während der letzten Phasen des Ahn-Sternlebens geformt. Es absorbiert Licht vom Hauptstern und strahlt es an Infrarotwellenlängen wiederaus. Das Spektrum der Infrarotstaub-Emission deutet an, dass die Staub-Temperatur ungefähr 85 K ist, während die Masse des Staubs auf 6.4 Sonnenmassen geschätzt wird.

Infrarotemission offenbart auch die Anwesenheit des gewerkschaftlich organisierten Materials wie molekularer Wasserstoff (H) und Argon. In vielen planetarischen Nebelflecken ist molekulare Emission an größeren Entfernungen vom Stern am größten, wo mehr Material gewerkschaftlich organisiert wird, aber die molekulare Wasserstoffemission in NGC 6543 scheint, am inneren Rand seines Außenrings hell zu sein. Das kann erwartet sein, Welle-Aufregen zu erschüttern, die H als ejecta, sich mit verschiedenen Geschwindigkeiten bewegend, kollidieren. Das gesamte Äußere des Katzenauge-Nebelflecks in infrarot (Wellenlängen 2-8 μm) ist im sichtbaren Licht ähnlich.

Optische und ultraviolette Beobachtungen

NGC 6543 ist an ultravioletten und optischen Wellenlängen umfassend beobachtet worden. Spektroskopische Beobachtungen an diesen Wellenlängen werden in Hülle und Fülle Entschlüsse verwendet, während Images an diesen Wellenlängen verwendet worden sind, um die komplizierte Struktur des Nebelflecks zu offenbaren.

Das Hubble Raumfernrohr-Image erzeugt hier ist in der falschen Farbe, entworfen, um Gebiete der hohen und niedrigen Ionisierung hervorzuheben. Drei Images wurden in Filtern genommen, die das Licht isolieren, das durch einzeln ionisierten Wasserstoff an 656.3 nm, einzeln ionisierten Stickstoff an 658.4 nm und doppelt ionisierten Sauerstoff an 500.7 nm ausgestrahlt ist. Die Images wurden als rote, grüne und blaue Kanäle beziehungsweise verbunden, obwohl ihre wahren Farben rot, rot und grün sind. Das Image offenbart zwei 'Kappen' des weniger ionisierten Materials am Rand des Nebelflecks.

Röntgenstrahl-Beobachtungen

Neue Beobachtungen an Röntgenstrahl-Wellenlängen durch die Chandra Röntgenstrahl-Sternwarte haben die Anwesenheit äußerst heißen Benzins innerhalb von NGC 6543 mit der Temperatur von 1.7 K offenbart. Das Image an der Oberseite von diesem Artikel ist eine Kombination von optischen Images vom Hubble Raumfernrohr mit den Chandra Röntgenstrahl-Images. Es wird gedacht, dass sich das sehr heiße Benzin aus der gewaltsamen Wechselwirkung eines schnellen Sternwinds mit dem vorher vertriebenen Material ergibt. Diese Wechselwirkung hat die innere Luftblase des Nebelflecks ausgehöhlt.

Beobachtungen von Chandra haben auch an der Position des Hauptsterns offenbart. Das Spektrum dieser Quelle streckt sich bis zu den harten Teil des Röntgenstrahl-Spektrums zu 0.5-1.0 keV aus. Wie man erwarten würde, strahlte der Stern mit der photohimmlischen Temperatur von ungefähr 100,000 K stark in harten Röntgenstrahlen nicht aus, und so ist ihre Anwesenheit etwas eines Mysteriums. Es kann die Anwesenheit einer hohen Temperaturakkretionsplatte innerhalb eines binären Sternsystems andeuten.

Entfernung

Ein langjähriges Problem in der Studie von planetarischen Nebelflecken besteht darin, dass ihre Entfernungen allgemein nicht weithin bekannt sind. Viele Methoden, um Entfernungen zu planetarischen Nebelflecken zu schätzen, verlassen sich auf das Bilden allgemeiner Annahmen, die für den betroffenen Gegenstand sehr ungenau sein können.

In den letzten Jahren, jedoch, hat das gemachte Verwenden von Beobachtungen des Hubble Raumfernrohrs einer neuen Methode erlaubt, Entfernungen zu bestimmen. Alle planetarischen Nebelflecke breiten sich, und mehrere Jahre entfernt Beobachtungen und mit hoch genug aus winkelige Entschlossenheit wird das Wachstum des Nebelflecks im Flugzeug des Himmels offenbaren. Das ist — nur einige milliarcseconds pro Jahr oder weniger normalerweise sehr klein. Spektroskopische Beobachtungen können die Geschwindigkeit der Vergrößerung des Nebelflecks entlang der Gesichtslinie mit der Wirkung von Doppler offenbaren. Dann, die winkelige Vergrößerung mit der bekannten Vergrößerungsgeschwindigkeit vergleichend, kann die Entfernung zum Nebelfleck berechnet werden.

Hubble Raumfernrohr-Beobachtungen von NGC 6543 mehrere Jahre entfernt sind verwendet worden, um seine Entfernung zu berechnen. Seine winkelige Wachstumsrate ist 3.457 milliarcseconds pro Jahr, während, wie man gefunden hat, seine Vergrößerungsgeschwindigkeit entlang der Gesichtslinie 16.4 km/s gewesen ist. Das Kombinieren dieser zwei Ergebnisse deutet an, dass NGC 6543 (3×10 m), oder ungefähr 3300 Lichtjahre weg von der Erde ist.

Alter

Die winkelige Vergrößerung des Nebelflecks kann auch verwendet werden, um sein Alter zu schätzen. Wenn es sich an einer unveränderlichen Rate von 10 milliarcseconds pro Jahr ausgebreitet hat, dann würde es nehmen, um ein Diameter von 20 arcseconds zu erreichen. Das kann eine obere Grenze zum Alter sein, weil vertriebenes Material verlangsamt wird, weil es auf Material stößt, das aus dem Stern in früheren Stufen seiner Evolution, sowie dem interstellaren Medium vertrieben ist.

Zusammensetzung

Wie die meisten astronomischen Gegenstände besteht NGC 6543 größtenteils aus Wasserstoff und Helium mit der schwereren Element-Gegenwart in kleinen Mengen. Die genaue Zusammensetzung kann durch spektroskopische Studien bestimmt werden. Überfluss wird allgemein hinsichtlich Wasserstoffs, des reichlichsten Elements ausgedrückt.

Verschiedene Studien finden allgemein unterschiedliche Werte für den elementaren Überfluss. Das ist häufig, weil Fernrohren beigefügte Spektrographen das ganze Licht von Gegenständen nicht sammeln, die stattdessen beobachten werden, Licht von einem Schlitz oder kleiner Öffnung sammelnd. Deshalb können verschiedene Beobachtungen verschiedene Beispielteile des Nebelflecks.

Jedoch geben Ergebnisse für NGC 6543 weit gehend zu, dass, hinsichtlich Wasserstoffs, der Helium-Überfluss ungefähr 0.12 ist, sind Kohlenstoff und Stickstoff-Überfluss sowohl über 3×10, als auch der Sauerstoff-Überfluss ist über 7×10. Das ist ziemlich typischer Überfluss für planetarische Nebelflecke, mit dem Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff-Überfluss alle, die größer sind als die Werte, die für die Sonne, wegen der Effekten von nucleosynthesis das Anreichern der Atmosphäre des Sterns in schweren Elementen gefunden sind, bevor es als ein planetarischer Nebelfleck vertrieben wird.

Tief kann die spektroskopische Analyse von NGC 6543 anzeigen, dass der Nebelfleck einen kleinen Betrag des Materials enthält, das in schweren Elementen hoch bereichert wird; das wird unten besprochen.

Kinematics und Morphologie

Der Katzenauge-Nebelfleck ist strukturell ein sehr komplizierter Nebelfleck, und der Mechanismus oder die Mechanismen, die seine komplizierte Morphologie verursacht haben, werden nicht gut verstanden. Der helle Hauptteil des nebular besteht aus der inneren verlängerten Luftblase (innere Ellipse) gefüllt mit heißem Benzin. Es wird der Reihe nach in ein Paar von größeren kugelförmigen Luftblasen vereinigt zusammen entlang ihrer Taille verschachtelt. Die Taille wird als die zweite größere Ellipse beobachtet, die Senkrechte zur Luftblase mit heißem Benzin liegt.

Die Struktur des hellen Teils des Nebelflecks wird in erster Linie durch die Wechselwirkung eines schnellen Sternwinds verursacht, der durch den Hauptstern mit dem während der Bildung des Nebelflecks vertriebenen Material wird ausstrahlt. Diese Wechselwirkung verursacht die Emission von Röntgenstrahlen, die oben besprochen sind. Der Sternwind, mit der Geschwindigkeit nicht weniger als 1900 km/s blasend, hat die innere Luftblase des Nebelflecks 'ausgehöhlt' und scheint, die Luftblase an beiden Enden gesprengt zu haben.

Es wird auch vermutet, dass der Hauptstern des Nebelflecks ein binärer Stern sein kann. Die Existenz einer Akkretionsplatte, die durch die Massenübertragung zwischen den zwei Bestandteilen des Systems verursacht ist, kann polare Strahlen verursachen, die mit vorher vertriebenem Material aufeinander wirken würden. Mit der Zeit würde sich die Richtung der polaren Strahlen wegen der Vorzession ändern.

Außerhalb des hellen inneren Teils des Nebelflecks gibt es eine Reihe von konzentrischen Ringen, vorgehabt, vor der Bildung des planetarischen Nebelflecks vertrieben worden zu sein, während der Stern auf dem asymptotischen riesigen Zweig des Diagramms von Hertzsprung-Russell war. Diese Ringe sind sehr gleichmäßig unter Drogeneinfluss, darauf hinweisend, dass der für ihre Bildung verantwortliche Mechanismus sie an sehr regelmäßigen Zwischenräumen und mit sehr ähnlichen Geschwindigkeiten vertrieben hat. Die Gesamtmasse der Ringe ist ungefähr 0.1 Sonnenmassen. Die Herzschläge, die die Ringe wahrscheinlich gebildet haben, haben vor 15,000 Jahren angefangen und haben vor ungefähr 1,000 Jahren aufgehört, als die Bildung des hellen Hauptteils begonnen hat (sieh oben).

Weiter streckt sich ein großer schwacher Ring bis zu große Entfernungen vom Stern aus. Der Ring datiert wieder die Bildung des Hauptnebelflecks zurück. Die Masse des Rings wird als 0.26-0.92 Sonnenmassen geschätzt.

Geöffnete Fragen

Trotz der intensiven Studie hält der Katzenauge-Nebelfleck noch viele Mysterien. Die konzentrischen Ringe, die den inneren Nebelfleck umgeben, scheinen, an Zwischenräumen von einiger hundert bis einige tausend Jahre, eine Zeitskala vertrieben worden zu sein, die ziemlich schwierig ist zu erklären. Wie man glaubt, finden Thermalherzschläge, die Bildung von planetarischen Nebelflecken verursachen, an Zwischenräumen von Zehntausenden von Jahren statt, während, wie man denkt, kleinere Oberflächenherzschläge an Zwischenräumen von Jahren zu Jahrzehnten vorkommen. Ein Mechanismus, der Material über die Zeitskalen vertreiben würde, die erforderlich sind, die konzentrischen Ringe im Katzenauge-Nebelfleck zu bilden, ist noch nicht bekannt.

Die Spektren von planetarischen Nebelflecken bestehen aus auf einem Kontinuum überlagerten Emissionslinien. Die Emissionslinien können entweder durch die collisional Erregung von Ionen im Nebelfleck, oder durch die Wiederkombination von Elektronen mit Ionen gebildet werden. Aufgeregte Linien von Collisionally sind allgemein viel stärker als Wiederkombinationslinien, und so sind historisch verwendet worden, um Überfluss zu bestimmen. Jedoch haben neue Studien gefunden, dass Überfluss auf Wiederkombinationslinien zurückzuführen gewesen ist, die im Spektrum von NGC 6543 gesehen sind, sind ungefähr dreimal höher, als diejenigen, die aus collisionally abgeleitet sind, Linien erregt haben. Die Ursache dieser Diskrepanz ist wahrscheinlich mit Raumtemperaturschwankungen innerhalb des Nebelflecks verbunden.

Referenzen

Zitierte Quellen

Links

• Katzenauge-Nebelfleck-Ausgabe an ESA/Hubble
• Katzenauge-Nebelfleck-Images an ESA/Hubble
• Chandra Röntgenstrahl-Sternwarte-Foto-Album: NGC 6543
• Astronomie-Bild des Tages
• Der Katzenauge-Nebelfleck am 31. Oktober 1999
• Ring des Katzenauges 2010 am 9. Mai
• Untersuchungen von Hubble die Komplizierte Geschichte eines Artikels Dying Star — HubbleSite über den Katzenauge-Nebelfleck.
• NGC6543 der Katze-Augennebelfleck
• Der Farbenwerkzeugkasten von Hubble: Katzenauge-Nebelfleck — Artikel, Bildzusammensetzungsprozess zeigend, hat gepflegt, ein Image des Nebelflecks zu erzeugen