Kočičí oko (mlhovina)

Mlhovina Kočičí oko(NGC 6543, také známá jakoCaldwell6) jeplanetární mlhovinav souhvězdíDraka. Z hlediska struktury je to jedna z nejsložitějších známých mlhovin. Ve vysokém rozlišeníHubbleova vesmírného dalekohleduv ní lze pozorovat nevšední struktury – chomáče, výtrysky, vlákna a „obloukové rysy“.
Mlhovinu objevil 15. února 1786William Herschel. Roku 1864 se díky práci amatérského astronomaWilliama Hugginsestala první planetární mlhovinou s prozkoumanýmspektrem.
Moderní studie narazily na několik tajemství. Komplikovanost struktury může být způsobena částečně materiálem vyvrhovaným zbinárnícentrální hvězdy, i když dosud neexistuje žádný přímý důkaz, že by centrální hvězda měla průvodce. Snaha zjistit relativní zastoupení chemických prvků narazila na velký nesoulad mezi výsledky dvou odlišných metod měření, příčina však není jasná.
NGC 6543 je velmi dobře prostudovaná planetární mlhovina. Její zdánlivá jasnost je 8,1magnitudy(zkr. mag) a má rovněž vysokouplošnou jasnost. Nachází se vrektascenzi17h 58,6m adeklinaci+66°38'. Díky vysoké deklinaci je snadno pozorovatelná zeseverní polokoule, na které se z historických důvodů nachází více velkýchdalekohledů. NGC 6543 se nachází téměř přesně ve směru severníhopólu ekliptiky.
Zatímco světlá vnitřní mlhovina je dost malá, pouze 20úhlových vteřin, jejíhalo, které mateřská hvězda vyvrhla během fázerudého obra, je poměrně rozsáhlé. Toto halo dosahuje v průměru asi 386 úhlových vteřin (6,4úhlových minut). Nejjasnější část hala západně od středu objevilEdward Emerson Barnard24. dubna 1900 a dostala označeníIC4677.
Pozorování ukazují, že hlavní masa mlhoviny má hustotu asi 5 000 částic/cm³ a teplotu asi 8 000K.Vnější halo má o něco vyšší teplotu asi 15 000 K a je mnohem řidší.
Centrální hvězda NGC 6543 jetypu Os teplotou přibližně 80 000 K. Je asi 10 000× zářivější nežSluncea její průměr činí 0,65 průměru slunečního kotouče.Spektroskopická analýzaukazuje, že hvězda ztrácí hmotuhvězdným větremo rychlosti kolem 3.2×10M☉za rok, což je zhruba 20 biliónůtunza sekundu. Rychlost tohoto větru je přibližně 1 900 km/s. Výpočty nasvědčují tomu, že centrální hvězda nyní váží něco přes jednusluneční hmotnost, teoretické modely vývoje předpokládají její počáteční hmotnost asi 5 slunečních hmotností.
Mlhovinu objevil 15. února 1786William Herschela v roce 1864 se stala, díkyWilliamu Hugginsovi, první planetární mlhovinou pozorovanouspektroskopem.Hugginsova pozorování poprvé naznačila, že se planetární mlhoviny skládají z extrémnězředěnýchplynů. Od té doby byla NGC 6543 pozorována ve všech částechelektromagnetického spektra.
Pozorování NGC 6543 vinfračerveném zářeníodhalilo přítomnosthvězdného prachuo nízkých teplotách. Věří se, že prach vznikl během posledních fází předchozího života hvězdy. Absorbuje světlo centrální hvězdy a znovu jej vyzařuje na infračervených délkách. Ze spektra jeho infračervených emisí vyplývá, že teplota prachu je asi 70 K.
Infračervené emise odhalily také přítomnostneionizovanéhomateriálu, jako je např. molekulárnívodík(H2). V mnoha planetárních mlhovinách jsou molekulární emise rozsáhlejší ve větších vzdálenostech od hvězdy, kde je více materiálu v neionizovaném stavu, ale molekulární vodík u NGC 6543 se zdá být jasný až ve vnitřním okraji jejího vnějšího hala. To může být způsobenorázovými vlnami, které vznikají při srážce molekul H2vyvrhovaných různými rychlostmi.
NGC 6543 byla široce pozorována vultrafialovýchaoptickýchvlnových délkách. Spektroskopická pozorování na těchto délkách se používají k řadě výpočtů, zatímco snímky v těchto délkách slouží k odhalování komplikované struktury mlhoviny.
Zde zobrazený snímek z Hubbleova vesmírného dalekohledu je ve falešných barvách, konstruovaný k odlišení oblastí s vysokou a nízkouionizací. Vznikl ze třech fotografií s filtry izolující světlo emitované jednou ionizovanýmvodíkemna 656,3nm, jednou ionizovanýmdusíkemna 658,4 nm a dvakrát ionizovanýmkyslíkemna 500,7 nm. Snímky byly v uvedeném pořadí kombinovány jako červený, zelený a modrý kanál, ačkoliv jejich pravé barvy byly červená, červená a zelená. Výsledný obrázek odhalil dvě „čepice“ méně ionizovaného materiálu na okrajích mlhoviny.
Poslední pozorování vrentgenovýchdélkách zRentgenové observatoře Chandraukázalo uvnitř NGC 6543 přítomnost extrémně horkého plynu. Obrázek na začátku tohoto článku je kombinací optických snímků z Hubbleova vesmírného dalekohledu s rentgenovými snímky z Chandry. Má se zato, že velmi horký plyn pochází z prudkých interakcí rychlého hvězdného větru s materiálem vyvrženým již dříve. Tyto interakce vyfoukly vnitřní bublinu mlhoviny.
Pozorování Chandry odkrylo takébodový zdrojna místě centrální hvězdy. Neočekávalo se, že hvězda bude silným zdrojem rentgenového záření, takže jeho přítomnost je záhadou. Může naznačovat výskyt vysoce zahřátéhoakrečního diskuuvnitřbinárního hvězdného systému.
Dlouhotrvajícím problémem studia planetárních mlhovin je, že jejich vzdálenost není obvykle dobře známa. Mnoho metod pro odhad vzdáleností planetárních mlhovin závisí na vytváření obecných předpokladů, což může být pro uvažovaný objekt velmi nepřesné.
V posledních letech však pozorování učiněná Hubbleovým vesmírným dalekohledem umožnily novou metodu určování vzdáleností. Všechny planetární mlhoviny expandují a průběžné pozorování po několik let spolu s dost vysokýmúhlovým rozlišenímumožňuje zjistit růst mlhoviny na pozadí oblohy. Je typicky velmi malý – jen několik úhlových milivteřin za rok nebo méně.Spektroskopickýmpozorováním lze získat rychlost expanze mlhoviny podél směru pohledu užitímDopplerova posuvu. Poté lze porovnáním úhlové expanze proti známé expanzní rychlosti dopočítat vzdálenost mlhoviny.
Pozorování NGC 6543 pomocí Hubbleova vesmírného dalekohledu za několik posledních let bylo použito pro určení vzdálenosti mlhoviny. Její úhlová expanzní rychlost je přibližně 10 úhlových milivteřin za rok, zatímco její expanzní rychlost podél úhlu pohledu je 16,4 km/s. Z těchto dvou výsledků vyplývá, že NGC 6543 je vzdálena od Země asi 1000parseků(3×10m).
Úhlovou expanzi mlhoviny lze využít také k odhadu jejího stáří. Pokud expanduje konstantní rychlostí, pak naplnit průměr 20 úhlových vteřin rychlostí 10 úhlových milivteřin za rok by mělo zabrat asi 1 000 let.To lze považovat za horní odhad jejího věku, protože vyvržený materiál musel být zpomalován ve chvíli, kdy se střetával s materiálem vyvrženým v dřívějších stádiích vývoje hvězdy nebo smezihvězdnou hmotou.
NGC 6543 je, stejně jako většina astronomických objektů, složena většinou zvodíkuahélias příměsí těžších prvků v malých množstvích. Přesné složení lze zjistit spektroskopickými studiemi. Množství se obecně vyjadřuje relativně vzhledem k vodíku, nejhojnějšímu prvku.
Různé studie dávají obecně různé hodnoty četnosti jednotlivých prvků. Je to často proto, žespektrografypřipojené k dalekohledu nedostaly všechno světlo z pozorovaných objektů, ale získávaly ho z výřezu nebo maléapertury. Různá pozorování tedy často vzorkovala různé části mlhoviny.
Obecně však výsledky široce potvrzují, že relativní zastoupení vzhledem k vodíku je pro NGC 543 u hélia asi 0,12, a uuhlíkuidusíku3×10. U planetární mlhoviny jde o zcela typické hodnoty – zastoupení uhlíku, dusíku a kyslíku je vesměs větší než uSlunce, díky procesůmnukleosyntézyobohacujícím atmosféru hvězdy těžšími prvky dříve, než je odvržena do planetární mlhoviny.
Hlubší spektroskopická analýza NGC 6543 naznačuje, že mlhovina obsahuje malé množství materiálu, který je velmi vysoce obohacen těžkými prvky, což bude dále rozebíráno.
NGC 6543 je strukturou velmi složitá mlhovina a mechanismu nebo mechanismům, které daly vzniknout její komplikované morfologii, dosud příliš nerozumíme.
Struktura světlé části mlhoviny je primárně dána interakcí rychléhohvězdného větruemitovaného z centrální hvězdy s materiálem vyvrženým během formování mlhoviny. Při této interakci se emituje rentgenové záření, jak bylo zmíněno výše. Hvězdný vítr „vyfoukl“ vnitřní bublinu mlhoviny a jak se zdá, na obou koncích ji prorazil.
Rovněž se očekává, že centrální hvězda mlhoviny je nejspíšbinární hvězdou. Existenceakrečního diskuvytvořeného přesuny hmoty mezi oběma komponentami takového systému by způsobovala polárnívýtrysky plazmatu, které by také interagovaly s dříve vyvrženým materiálem. V průběhu času by se směr polárních výtrysků měnil kvůliprecesi.
Mimo zářivou vnitřní část mlhoviny je série soustředných prstenců, o kterých se soudí, že byly vyvrženy před formováním planetární mlhoviny, když byla naasymptotické větvi obrůnaHertzsprungově–Russellově diagramu. Tyto prstence jsou velmi stejnoměrně rozloženy, což značí, že mechanismus zodpovědný za jejich vytvoření je vyvrhoval ve velmi pravidelných intervalech s velmi podobnými rychlostmi.
Ještě dále je rozsáhlé slabé halo rozprostírající se ve velkých vzdálenostech od hvězdy. Vznik tohoto hala také předcházel formování hlavní části mlhoviny.
Navzdory intenzívnímu studiu ukrývá mlhovina Kočičí oko stále mnoho tajemství. Zdá se, že soustředné prstence obklopující vnitřní mlhovinu byly vyvrhovány v intervalech několika stovek let, v časovém rámci, který je dost obtížné vysvětlit. U tepelné pulzace, která především způsobuje vznik planetárních mlhovin, se věří, že má interval desítek tisíc let, zatímco frekvence menších pulzací povrchu se odhadují na roky nebo dekády. Mechanismus, který by mohl vyvrhovat materiál v časových rámcích potřebných ke zformování soustředných prstenců v mlhovině Kočičího oka, dosud není znám.
Spektra planetárních mlhovin se skládají zemisních čarvystupujících ze souvislého spektrálního pozadí. Emisní čáry mohou být způsobeny buďtoexcitacísrážkouiontův mlhovině, neborekombinacíelektronůs ionty. Čáry vzniklé excitační srážkou jsou obecně mnohem silnější než rekombinační čáry, takže byly historicky užívány k určování relativních četností. Nicméně poslední studie shledaly relativní četnosti odvozené z rekombinačních čar ve spektru NGC 6543 zhruba třikrát větší než četnosti odvozené z čar vzniklých excitací srážkou.Tento nesoulad je předmětem debat – navrhovaná vysvětlení zahrnují přítomnost materiálu vysoce obohaceného těžkými prvky nebo značné teplotnífluktuaceuvnitř mlhoviny.
V tomto článku byl použitpřekladtextu z článkuCat's Eye Nebulana anglické Wikipedii.