Katoognewel

in Wikipedia, die vrye ensiklopedie
Spring na: navigasie, soek
Katoognewel
'n Saamgestelde beeld wat op optiese foto's van die Hubble-ruimteteleskoop en x-straaldata van die Chandra-X-straalsterrewag berus
'n Saamgestelde beeld wat op optiese foto's van die Hubble-ruimteteleskoop en x-straaldata van die Chandra-X-straalsterrewag berus
Soort newel Planetêre newel
Sterrebeeld Draak
Waarnemingsdata (Epog J2000)
Deklinasie +22º 43' 16"
Skynmagnitude (m) 9,8
Absolute magnitude (M) −0.2+0.8−0.6
Besonderhede
Afstand (ligjaar) 3300 ± 900 (1000 ± 300 parsec)[1]
Ouderdom (jaar) 1000 ± 260[2]
Skynbare grootte >300 boogsekondes
Besonderse kenmerke Baie komplekse struktuur
Ander name
NGC 6543,[3] Slaknewel,[3] Sonneblomnewel,[3] (sluit IC 4677 in),[3] Caldwell 6
Portaal  Portaalicoon   Sterrekunde

Die Katoognewel of NGC 6543, is 'n planetêre newel in die sterrebeeld van die Draak. Struktuurgewys is dit een van die mees komplekse newels bekend, met hoëresolusiefoto's van die Hubble-ruimteteleskoop wat ongelooflike strukture soos knope, strale, borrels en seningrige boogagtige kenmerke onthul het. In die middel van die newel is daar 'n warm en helder ster; ongeveer 'n duisend jaar gelede het die ster die buitenste laag afgestoot, om die newel te vorm.

Ontdek deur William Herschel op die 15de Februarie 1786, was dit die eerste planetêre newel wie se spektrum ondersoek was deur die amateur sterrekundige William Huggins in 1864. Die resultate van die ondersoek het vir die eerste keer getoon dat planetêre newels uit warm gasse, en nie sterre nie, bestaan. Die newel is oor die volle elektromagnetiese spektrum beskou, vanaf diep-infrarooi tot by x-strale.

Moderne studies het verskeie raaisels opgelewer. Die ingewikkeldheid van die struktuur kan moontlik deels toegeskryf word aan materiaal wat vanaf 'n sentrale binêre ster uitgewerp is, maar daar is nog geen aanduiding dat die sentrale ster 'n metgesel het nie. Metings van chemiese komponente het ook 'n groot verskil tussen metings van twee verskillende metodes aangetoon, met die oorsake van die verskil steeds onseker. Waarnemings vanaf die Hubble-ruimteteleskoop het 'n paar dowwe ringe rondom die newel getoon. Dit is sferiese skille wat lank gelede deur die sentrale ster uitgewerp is. Hoe dit gebeur het bly egter onduidelik.

Algemene inligting[wysig | wysig bron]

NGC 6543 is 'n bekende planetêre newel. Dit is redelik helder met 'n skynbare magnitude van 8.1, gekoppel met 'n hoë oppervlakte-helderheid.[4] Dit is geleë by regte klimming 17h 58 m 33.4 s en deklinasie +66°37'59″.[5] Die hoë deklinasie beteken dat dit maklik sigbaar is vanaf die noordelike halfrond, waar meeste groot teleskope geleë is.[4]

Toevallig is NGC 6543 amper presies by die skynbare posisie van die noordelike ekliptiese pool geleë binne 1,5° vanaf die as van die onveranderlike platvlak van die Sonnestelsel, sodat dit nuttig is as 'n 'baken' vir die pool se posisie, soortgelyk aan die Suiderkruis vir die Suidpool.

In 1994 het Hubble vir die eerste keer ooit NGC 6543 se verbasend ingewikkelde strukure onthul, insluitende konsentriese gasskille, hoëspoed-gasstrale en ongewone skok-veroorsaakte gasknope.

Die helder binneste newel is redelik klein – die groot as van die binneste ellips is 16.1 boogsekondes, terwyl die afstand tussen die kondensasies 24.7 boogsekondes[6] is. Dit het egter 'n uitgespreide stralekrans van materie wat deur die sentrale ster uitgewerp is tydens die rooireus-fase. Hierdie stralekrans het 'n diameter van meer as 300 boogsekondes (5 boogminute.[5] Die Katoognewel lê ongeveer 3 000 ligjaar vanaf die Aarde.[7]

Waarnemings toon dat die hoofnewel 'n digtheid van ongeveer 5 000 deeltjies/cm³ en 'n temperatuur tussen 7 000–9 000 K.[8] Die buitenste stralekrans het 'n hoër temperatuur van ongeveer 15,000 K en 'n baie laer digtheid.[9]

'n Optiese beeld van die Katoognewel se omliggende stralekrans

Die sentrale ster van NGC 6543 is 'n O7 + [WR]-tipe ster, met 'n temperatuur van ongeveer 80 000 K.[8] Dit is ongeveer 10 000 keer helderder as die son, en dit het 'n radius van 0,65 keer die van die son. Spektroskopiese analise wys dat die ster massa verloor deur 'n vinnige sterwind teen 'n tempo van ongeveer 3.2×10−7 sonmassas per jaar – omtrent 20 miljoen ton per sekond.[8] Hierdie sterwind het 'n spoed van amper 1 900 km/s. Berekeninge toon dat die sentrale ster tans net meer as een sonmassa materie bevat, maar teoretiese evolusionêre berekeninge impliseer dat dit oorspronklik om en by 5 sonmassas bevat het.[10]

Waarnemings[wysig | wysig bron]

Die newel is ontdek deur William Herschel op 15 Februarie 1786, en is beskryf as 'n planeetagtige skyf. Die Katoognewel is die eerste planetêre newel wat met 'n spektroskoop ontleed is, en naamlik deur die pionerende William Huggins op 29 Augustus 1864.[11] Huggins se waarnemings het getoon dat die newel se spektrum diskontinu is en 'n paar helder lyne het. Dit was die eerste aanduiding dat planetêre newels uit ylverspreide gasse bestaan. Sedert daardie vroeë waarnemings, is NGC 6543 regoor die elektromagnetiese spektrum waargeneem.

Infrarooiwaarnemings[wysig | wysig bron]

Waarnemings van NGC 6543 by diep-infrarooi golflengtes (omtrent 60 μm) het die teenwoordigheid van stofdeeltjies met lae temperature uitgewys. Hierdie stof is waarskynlik gevorm gedurende die laaste fases van die bronster se lewe. Die stof absorbeer lig van die sentrale ster, en straal dit weer as infrarooistrale uit. Die spektrum van die uitgestraalde infrarooistrale dui daarop dat die stof se temperatuur om en by 85 K is. Die stof se massa word geskat op 6.4 × 10−4 sonmassas.[12]

Infrarooi straling het ook die teenwoordigheid van ongeïoniseerde materiaal soos molekulêre waterstof en argon. In baie planetêre newels is molekulêre straling helderder verder van die ster af, maar by NGC 6543 is die molekulêre waterstof-straling die helderste aan die binneste rand van die stralekrans. Dit mag te danke wees aan die H2 wat opgewek word deur skokgolwe wat ontstaan wanneer uitgeworpe materiaal van verskillende snelhede met mekaar bots. NGC 6543 vertoon oorwegend dieselde in infrarooi en sigbare lig.[13]

Sigbare en ultravioletwaarnemings[wysig | wysig bron]

NGC 6543 is intensief ondersoek by ultraviolet en sigbare golflengtes. Meeste spektroskopiese waarnemings word by hierdie golflengtes gedoen,[14] en foto's by hierdie golflengtes vertoon die ingewikkelde struktuur van die newel.[15]

Die Hubble-ruimteteleskoop foto (die hooffoto bo) is 'n valskleurfoto. Dit is ontwerp om areas van hoë en lae ionisasie uit te wys. Drie beelde is verkry, elkeen met 'n filter wat lig van 'n spesifieke golflengte isoleer. Eerstens enkelgeïoniseerde waterstof teen 656.3 nm, dan enkelgeïoniseerde stikstof teen 658.4 nm en dubbelgeïoniseerde suurstof teen 500.7 nm. Hierdie beelde is gekombineer as rooi, groen en blou, alhoewel die ware kleure rooi, (weereens) rooi en groen is. Die saamgestelde foto wys twee 'kappies' van minder geïoniseerde materie op die rand van die newel.[16]

X-straalwaarnemings[wysig | wysig bron]

X-straalfoto van die newel

In 2001, het waarnemings by x-straal golflengtes deur die Chandra-X-straalsterrewag die teenwoordigheid van besonder warm gas met 'n temperatuur van 1,7×106 K in NGC 6543 uitgewys.[17] Die foto heelbo in die artikel is saamgestel uit die Hubble-ruimteteleskoop en die Chandra-X-straalsterrewag se beelde. Daar word vermoed dat die baie warm gas sy oorsprong het in die gewelddadige interaksie tussen 'n vinnige sterwind en uitgeworpe materiaal. Hierdie interaksie het die binneste borrel van die newel so te sê geledig.[15] Waarnemings vanaf Chandra het ook 'n puntbron van x-strale by die sentrale ster getoon. Hierdie bron se spektrum strek deur tot by die harde (hoë frekwensie) x-strale, nl. die x-strale met energieë van 0.5 na 1.0 KeV. 'n Ster met 'n fotosfeer-temperatuur van 100 000 K, word nie verwag om harde x-strale uit te straal nie, en gevolglik is hulle teenwoordigheid 'n raaisel. Dit kan moontlik toegeskryf word aan die teenwoordigheid van 'n warm akkresieskyf in 'n dubbelster.[18] Die harde x-strale bly meer as 10 jaar later steeds 'n raaisel. Die newel was deel van 'n 2012-studie deur die Chandra-x-straalsterrewag van 21 sentrale sterre van planetêre newels. Die studie het bevind dat by een uitsondering al die bronne hoër frekwensie x-strale oplewer as wat by sterre met 100 000 K fotosfere verwag sou word. Dit is moontlik toeskryfbaar aan 'n hoë persentasie dubbelsterre as sentrale sterre.[19]

Afstand[wysig | wysig bron]

Die afstande van planetêre newels was nog altyd 'n probleem tydens die studie daarvan. Baie metodes berus op aannames, wat baie onakkuraat kan wees vir die voorwerp wat bestudeer word.[20]

Daar is egter onlangs 'n nuwe metode ontwikkel wat op waarnemings vanaf die Hubble-ruimteteleskoop berus. Alle planetêre newels is besig om uit te dy. Waarnemings 'n paar jaar uitmekaar met 'n voldoende sterk teleskoop sal die visuele uitsetting van die newel uitwys. Dit is gewoonlik min, selde meer as 'n paar milliboogsekondes per jaar. Met behulp van spektroskopie en die Doppler-effek kan die snelheid van die uitsetting bepaal word, spesifiek die uitsetting parallel met die gesigsveld van die waarnemer. Deur die visuele uitsetting te vergelyk met die berekende snelheid kan die afstand na die newel bereken word.[20]

Hubble-ruimteteleskoop waarnemings van NGC 6543 'n paar jaar uitmekaar uit is gebruik om die afstand na die newel te bepaal. Die visuele uitsetting is 3.457 milliboogsekondes per jaar, terwyl die newel teen 16.4 km·s-1 uitdy. Deur hierdie twee resultate te kombineer is daar bepaal dat die newel 1 001 ± 269 parsec (3×1019 m), of omtrent 3 300 ligjare ver is.[2]

Ouderdom[wysig | wysig bron]

Die visuele uitsetting van die newel kan ook gebruik word om die ouderdom van die newel te skat. As dit teen 'n konstante tempo van 10 milliboogsekondes per jaar uitgedy het, dan sou dit 1000 ± 260 jare geneem het om 'n diameter van 20 boogsekondes te bereik. Hierdie figuur mag 'n maksimum wees, siende dat uitgeworpe materiaal vertraag word as dit bots met ouer materiaal wat vroeër uitgewerp is, benewens wanneer dit bots met die interstellêre medium.[2]

Samestelling[wysig | wysig bron]

Blougroenskyf met 'n komplekse, sirkelvormige struktuur in die middel. 'n Bruin, s-vormige band strek oor die skyf.
'n Beeld van NGC 6543 wat so verwerk is dat die konsentriese kringe rondom die binnekant sigbaar is. Lineêre strukture is ook sigbaar, wat moontlik deur strale vanaf 'n sentrale dubbelster veroorsaak word.

Soos meeste sterrekundige voorwerpe bestaan NGC 6543 meestal uit waterstof en helium, met 'n klein hoeveelheid swaarder elemente. Die presiese samestelling word deur spektroskopie bepaal. Gewoonlik word verskillende elemente se hoeveelhede verskaf relatief tot die van waterstof, die volopste element.[9]

Verskillende studies verkry gewoonlik wisselende waardes vir elemente se voorkoms. Dit gebeur meestal omdat spektrometers wat aan teleskope gekoppel is, selde al die lig vanaf die voorwerp onder beskouing gebruik. Gewoonlik word die lig deur 'n gleuf opgevang, sodat verskillende studies lig vanaf verskillende dele van die newel selekteer.

Die resultate vir NGC 6543 is egter redelik eenvormig. Relatief tot waterstof, is helium 0,12 keer so volop, koolstof en stikstof is 3×10−4 en suurstof is 7×10−4 so volop.[14] Hierdie waardes is tipiese waardes vir planetêre newels, met meer koolstof, stikstof en suurstof as die son. Dit is te danke aan versmelting van atome in 'n ou ster, wat die ster se atmosfeer verryk met swaarmetale, voor dit afgeskilfer word as 'n planetêre newel.[21]

Spektroskopiese analise van NGC 6543 dui moontlik daarop dat 'n deel van die newel baie verryk is met swaarmetale.[14]

Notas[wysig | wysig bron]

Deels vertaal vanuit die Engelse artikel en:Cat's Eye Nebula

Verwysings[wysig | wysig bron]

  1. (Reed et al. 1999)
  2. 2,0 2,1 2,2 (Reed et al. 1999, pp. 2433–2438)
  3. 3,0 3,1 3,2 3,3 (SIMBAD 2006)
  4. 4,0 4,1 (Moore 2007)
  5. 5,0 5,1 (Balick, Wilson & Hajian 2001, p. 354)
  6. (Reed et al. 1999, p. 2433)
  7. Nemiroff, Robert. “The Cat's Eye Nebula From Hubble”. NASA. URL besoek op October 26, 2011.
  8. 8,0 8,1 8,2 (Wesson & Liu 2004, pp. 1026, 1028)
  9. 9,0 9,1 (Wesson & Liu 2004, p. 1029)
  10. (Bianchi, Cerrato & Grewing 1986)
  11. (kwok 2000, p. 1)
  12. (Klaas et al. 2006, p. 523)
  13. (Hora et al. 2004, p. 299)
  14. 14,0 14,1 14,2 (Wesson & Liu 2004, pp. 1026–1027, 1040–1041)
  15. 15,0 15,1 (Balick & Preston 1987, pp. 958, 961–963)
  16. (Wesson & Liu 2004, pp. 1027–1031)
  17. (Chu et al. 2001)
  18. (Guerrero et al. 2001)
  19. (Kastner et al. 2012)
  20. 20,0 20,1 (Reed et al. 1999, p. 2430)
  21. (Hyung et al. 2000)

Aangehaalde bronne[wysig | wysig bron]

Eksterne skakels[wysig | wysig bron]