Mačacie oko (hmlovina)

Mačacie oko alebo NGC 6543 je planetárna hmlovina v súhvezdí Drak. Má vysokú plošnú jasnosť a jej relatívna jasnosť je 8,1 mag. Z hľadiska štruktúry je to najzložitejšia známa hmlovina. Vo vysokom rozlíšení Hubblovho vesmírneho ďalekohľadu v nej možno pozorovať nevšedné štruktúry – chumáče, výtrysky, vlákna a akoby oblúkové rysy.
Hmlovinu objavil 15. februára 1786 William Herschel. V roku 1864 sa vďaka práci amatérskeho astronóma Williama Hugginsa stala prvou planetárnou hmlovinou s preskúmaným spektrom.
Mačacie oko je veľmi dobre preštudovaná planetárna hmlovina. Leží takmer presne v smere severného pólu ekliptiky. Vďaka vysokej deklinácii je ľahko pozorovateľná zo severnej pologule, na ktorej sa z historických dôvodov nachádza viac veľkých ďalekohľadov. 
Zatiaľ čo svetlá vnútorná hmlovina je dosť malá, má iba 20 uhlových sekúnd, jej halo, ktoré materská hviezda vyvrhla počas fázy červeného obra, je pomerne rozsiahle. Toto halo dosahuje v priemere asi 386 uhlových sekúnd (6,4 uhlových minút). Pozorovania ukazujú, že hlavná masa hmloviny má hustotu asi 5 000 častíc/cm³ a teplotu asi 8 000 K. Vonkajšie halo má teplotu asi 15 000 K a je omnoho redšie.
Moderné štúdie narazili na niekoľko tajomstiev. Komplikovanosť štruktúry môže byť spôsobená čiastočne materiálom vyvrhovaným z binárnej centrálnej hviezdy, aj keď doteraz neexistuje žiadny priamy dôkaz, že by centrálna hviezda mala sprievodcu. Pri snahe zistiť relatívne zastúpenie chemických prvkov vedci narazili na veľký nesúlad medzi výsledkami dvoch odlišných metód merania. Príčina rozdielu však nie je jasná.
Centrálna hviezda.
Centrálna hviezda hmloviny Mačacie oko je typu O s teplotou približne 80 000 K. Je asi 10 000× žiarivejšia ako Slnko a jej priemer je 0,65 priemeru Slnka. Spektroskopická analýza ukazuje, že hviezda stráca hmotu hviezdnym vetrom s rýchlosťou okolo 3,2×10−7 M☉ za rok, čo je zhruba 20 biliónov ton za sekundu. Rýchlosť tohto vetra je približne /s. Výpočty nasvedčujú tomu, že centrálna hviezda teraz váži o niečo viac ako Slnko, teoretické modely vývoja predpokladajú jej počiatočnú hmotnosť asi 5 Sĺnk.
Pozorovania.
Hmlovinu objavil 15. februára 1786 William Herschel a v roku 1864 sa stala, vďaka Williamovi Hugginsovi, prvou planetárnou hmlovinou pozorovanou spektroskopom. Hugginsove pozorovania po prvýkrát naznačili, že sa planetárne hmloviny skladajú z extrémne zriedených plynov. Od tej doby bola NGC 6543 pozorovaná vo všetkých oblastiach elektromagnetického spektra.
Infračervené pozorovania.
Pozorovanie Mačacieho oka v infračervenom žiarení odhalilo prítomnosť hviezdneho prachu s nízkymi teplotami. Predpokladá sa, že prach vznikol počas posledných fáz predchádzajúceho života hviezdy. Absorbuje svetlo centrálnej hviezdy a znovu ho vyžaruje na infračervených vlnových dĺžkach. Zo spektra jeho infračervených emisií vyplýva, že teplota prachu je asi 70 K.
Infračervené emisie odhalili tiež prítomnosť neionizovaného materiálu ako je napr. molekulárny vodík (H2). V mnohých planetárnych hmlovinách sú molekulárne emisie rozsiahlejšie vo väčších vzdialenostiach od hviezdy, kde je viac materiálu v neionizovanom stave, ale molekulárny vodík u NGC 6543 sa zdá byť jasný až vo vnútornom okraji jej vonkajšieho hala. To môže byť spôsobené rázovými vlnami, ktoré pri kolízii vypudzujú H2 zo stredu hmloviny rôznymi rýchlosťami.
Optické a ultrafialové pozorovania.
NGC 6543 bola široko pozorovaná v ultrafialových a optických vlnových dĺžkach. Spektroskopické pozorovania na týchto dĺžkach sa používajú na mnohé výpočty, zatiaľ čo snímky v týchto dĺžkach slúžia na odhaľovanie komplikovanej štruktúry hmloviny.
Tu zobrazená snímka z Hubblovho vesmírneho ďalekohľadu je v nepravých farbách, ktoré boli použité na odlíšenie oblastí s vysokou a nízkou ionizáciou. Vznikla z troch fotografií s filtrami izolujúcimi svetlo emitované raz ionizovaným vodíkom na 656,3 nm, raz ionizovaným dusíkom na 658,4 nm a dvakrát ionizovaným kyslíkom na 500,7 nm. Snímky boli v uvedenom poradí kombinované ako červený, zelený a modrý kanál, aj keď ich pravé farby boli červená, červená a zelená. Výsledný obrázok odhalil dve 'čapice' menej ionizovaného materiálu na okrajoch hmloviny.
Pozorovania v röntgenovej oblasti.
Posledné pozorovania v röntgenových dĺžkach z röntgenového observatória Chandra ukázali vo vnútri NGC 6543 prítomnosť extrémne horúceho plynu. Obrázok na začiatku tohto článku je kombináciou optických snímok z Hubblovho vesmírneho ďalekohľadu s röntgenovými snímkami z Chandry. Predpokladá sa, že veľmi horúci plyn pochádza z prudkých interakcií rýchleho hviezdneho vetra s materiálom vyvrhnutým už skôr. Tieto interakcie vyfúkli vnútornú bublinu hmloviny.
Pozorovanie Chandry odkrylo tiež bodový zdroj na mieste centrálnej hviezdy. Neočakávalo sa, že hviezda bude silným zdrojom röntgenového žiarenia, takže jeho prítomnosť je záhadou. Môže naznačovať výskyt vysoko zahriateho akrečného disku vo vnútri binárneho hviezdneho systému.
Vzdialenosť.
Dlhotrvajúcim problémom štúdia planetárnych hmlovín je, že ich vzdialenosť nie je zvyčajne dobre známa. Veľa metód pre odhad vzdialeností planetárnych hmlovín závisí na vytvorených všeobecných predpokladov, ktoré môžu byť pre uvažovaný objekt veľmi nepresné.
V posledných rokoch však pozorovania vykonané Hubblovým vesmírnym ďalekohľadom umožnili novú metódu určovania vzdialeností. Všetky planetárne hmloviny expandujú a priebežné pozorovania počas niekoľkých rokov spolu s dosť vysokým uhlovým rozlíšením umožňuje zistiť rast hmloviny na pozadí oblohy. Je typicky veľmi malý – iba niekoľko uhlových milisekúnd za rok alebo aj menej. Spektroskopickým pozorovaním možno získať rýchlosť expanzie hmloviny pozdĺž smeru pohľadu použitím Dopplerovho posunu. Potom možno porovnaním uhlovej expanzie oproti známej expanznej rýchlosti dopočítať vzdialenosť hmloviny.
Pozorovanie NGC 6543 pomocou Hubblovho vesmírneho ďalekohľadu počas niekoľkých posledných rokov bolo použité na určenie vzdialenosti hmloviny. Jej uhlová expanzná rýchlosť je približne 10 uhlových milisekúnd za rok, zatiaľ čo jej expanzná rýchlosť pozdĺž uhla pohľadu je /s. Z týchto dvoch výsledkov vyplýva, že NGC 6543 je vzdialená od Zeme asi 1 000 parsekov (3×1019 m).
Vek.
Uhlovú expanziu hmloviny možno tiež využiť na odhad jej veku. Pokiaľ expanduje konštantnou rýchlosťou, potom naplniť priemer 20 uhlových sekúnd rýchlosťou 10 uhlových milisekúnd za rok by malo zabrať asi 1 000 rokov. To môžeme považovať za horný odhad jej veku, pretože vyvrhnutý materiál musel byť spomaľovaný vo chvíli, keď sa stretával s materiálom vyvrhnutým v skorších štádiách vývoja hviezdy alebo s medzihviezdnou hmotou.
Zloženie.
NGC 6543 je, rovnako ako väčšina astronomických objektov, zložená väčšinou z vodíka a hélia s prímesou ťažších prvkov v malých množstvách. Presné zloženie možno zistiť spektroskopickými štúdiami. Množstvo sa vo všeobecnosti vyjadruje relatívne vzhľadom na vodík, najhojnejší prvok.
Rôzne štúdie dávajú rôzne hodnoty početnosti jednotlivých prvkov. Je to často preto, že spektrografy pripojené k ďalekohľadu nedostali všetko svetlo z pozorovaných objektov, ale získavali ho z výrezu alebo malej apertúry. Rôzne pozorovania teda často vzorkovali rôzne časti hmloviny.
Všeobecne však výsledky široko potvrdzujú, že relatívne zastúpenie vzhľadom na vodík je pre NGC 6543 u hélia asi 0,12, a u uhlíka a dusíka 3×10−4. Pre planetárnu hmlovinu ide o celkom typické hodnoty – zastúpenie uhlíka, dusíka a kyslíka je väčšie ako u Slnka, vďaka procesom nukleosyntézy obohacujúcim atmosféru hviezdy ťažšími prvkami skôr, ako je odvrhnutá do planetárnej hmloviny.
Hlbšia spektroskopická analýza NGC 6543 naznačuje, že hmlovina obsahuje malé množstvo materiálu, ktorý je veľmi vysoko obohatený ťažkými prvkami.
Kinematika a morfológia.
NGC 6543 je štruktúrou veľmi zložitá hmlovina a mechanizmu alebo mechanizmom, ktoré dali vzniknúť jej komplikovanej morfológii, doteraz príliš nerozumieme.
Štruktúra svetlej časti hmloviny je primárne daná interakciou rýchleho hviezdneho vetra emitovaného z centrálnej hviezdy s materiálom vyvrhnutým počas formovania hmloviny. Pri tejto interakcii sa emituje röntgenového žiarenie, ako bolo spomenuté vyššie. Hviezdny vietor „vyfúkol“ vnútornú bublinu hmloviny a, ako sa zdá, na oboch koncoch ju prerazil.
Rovnako sa očakáva, že centrálna hviezda hmloviny je pravdepodobne binárnou hviezdou (dvojhviezdou). Existencia akréčneho disku vytvoreného presunmi hmoty medzi oboma komponentami takého systému by spôsobovala polárne výtrysky, ktoré by tiež interagovali so skôr vyvrhnutým materiálom. V priebehu času by sa smer polárnych výtryskov menil kvôli precesii.
Mimo žiarivú vnútornú časť hmloviny je séria sústredných prstencov, o ktorých sa usudzuje, že boli vyvrhnuté pred formovaním planetárnej hmloviny, keď bola na asymptotickej vetve obrov na Hertzsprungovom-Russellovom diagrame. Tieto prstence sú väčšmi rovnomerne rozložené, čo značí, že mechanizmus zodpovedný za ich vytvorenie ich vyvrhoval vo veľmi pravidelných intervaloch s veľmi podobnými rýchlosťami.
Ešte ďalej je rozsiahle slabé halo rozprestierajúce sa vo veľkých vzdialenostiach od hviezdy. Vznik tohto hala tiež predchádzal formovaniu hlavnej časti hmloviny.
Otvorené otázky.
Napriek intenzívnemu štúdiu ukrýva hmlovina Mačacie oko stále veľa tajomstiev. Zdá sa, že sústredné prstence obklopujúce vnútornú hmlovinu boli vyvrhované v intervaloch niekoľkých stoviek rokov, v časovom rámci, ktorý je dosť ťažké vysvetliť. Pri tepelnej pulzácii, ktorá je najčastejšou príčinou vzniku planetárnych hmlovín, sa predpokladá, že má interval desiatky tisíc rokov, zatiaľ čo frekvencie menších pulzácií povrchu sa odhadujú na roky alebo dekády. Mechanizmus, ktorý by mohol vyvrhovať materiál v časových rámcoch potrebných na sformovanie sústredných prstencov v hmlovine Mačacie oko, je doteraz neznámy.
Spektrá planetárnych hmlovín sa skladajú z emisných čiar položených na pozadí spektra. Emisné čiary môžu byť spôsobené alebo excitáciou zrážkou iónov v hmlovine, alebo rekombináciou elektrónov s iónmi. Čiary vzniknuté excitačnou zrážkou sú vo všeobecnosti omnoho silnejšie ako rekombinačné čiary, takže boli historicky používané na určovanie relatívnych početností. Posledné štúdie ale určili relatívne početnosti odvodené z rekombinačných čiar v spektre NGC 6543 zhruba trikrát väčšie ako početnosti odvodené z čiar vzniknutých excitáciou zrážkou. Tento nesúlad je predmetom debát – navrhované vysvetlenia zahŕňajú prítomnosť materiálu vysoko obohateného ťažkými prvkami alebo značnú teplotnú fluktuáciu vo vnútri hmloviny.