MESSIER 76 - TINH VâN HàNH TINH NGC 650/651

Send

Chào mừng trở lại với Thứ Hai Messier! Hôm nay, chúng ta tiếp tục tưởng nhớ người bạn thân yêu của mình, Tammy Plotner, bằng cách nhìn vào chính quả tạ nhỏ bé, một tinh vân hành tinh được gọi là Messier 76!

Trong thế kỷ 18, nhà thiên văn học nổi tiếng người Pháp Charles Messier đã chú ý đến sự hiện diện của một số vật thể mơ hồ của người Hồi giáo trong khi khảo sát bầu trời đêm. Ban đầu nhầm những vật thể này với sao chổi, anh bắt đầu phân loại chúng để những người khác không mắc phải sai lầm tương tự. Ngày nay, danh sách kết quả (được gọi là Danh mục Messier) bao gồm hơn 100 đối tượng và là một trong những danh mục có ảnh hưởng nhất của Đối tượng Không gian Sâu.

Một trong những vật thể này là Messier 76 (hay còn gọi là Tinh vân Dumbbell nhỏ, Tinh vân Barbell hay Tinh vân Cork) một tinh vân hành tinh nằm cách Chòm sao Perseus khoảng 2.500 năm ánh sáng. Mặc dù rất dễ tìm thấy vì sự gần gũi của nó với Chòm sao Cassiopeia (nằm ở phía nam của nó), sự mờ nhạt của tinh vân này khiến nó trở thành một trong những Vật thể Messier khó quan sát hơn.

Sự miêu tả:

Nằm cách Trái đất khoảng 2.500 năm ánh sáng, vỏ của ngôi sao sắp chết này mở rộng ra ngoài không gian trong khoảng cách khoảng 1,23 năm ánh sáng - nhưng quầng sáng xung quanh nó vẫn tiếp tục ở gần 12. Một bên trong là một ngôi sao trung tâm 16,6 độ, đang cháy dần ở nhiệt độ khoảng 60.000 K!

Một ngày nào đó, có lẽ trong 30 tỷ năm nữa, nó sẽ hạ nhiệt một chút, trở thành một ngôi sao lùn trắng. Nhưng chỉ những gì làm cho hình dạng của nó - hình dạng của nó? Như Toshiya Ueta thuộc Trung tâm nghiên cứu Ames của NASA đã nói trong một nghiên cứu năm 2006:

Chúng tôi trình bày các bản đồ hồng ngoại xa (IR) của một tinh vân hành tinh lưỡng cực (PN), NGC 650, ở 24, 70 và 160 [nanomet], được chụp bằng Máy quang kế đa ảnh cho Spitzer (MIPS) trên tàu Spitzer Kính thiên văn. Trong khi cấu trúc phát xạ hai đỉnh được thấy trong tất cả các dải MIPS cho thấy sự hiện diện của một hình xuyến bụi gần cạnh, cấu trúc phát xạ riêng biệt cho thấy sự hiện diện của hai thành phần phát xạ riêng biệt trong hình xuyến trung tâm. Dựa trên mối tương quan không gian của hai thành phần phát xạ hồng ngoại xa này đối với sự phát xạ đường quang khác nhau, chúng tôi kết luận rằng sự phát xạ phần lớn là do dòng [O IV] phát sinh từ các vùng bị ion hóa cao phía sau mặt trước ion hóa, trong khi các phát xạ khác là do bụi liên tục phát sinh từ bụi nhiệt độ thấp trong vỏ gió khổng lồ không triệu chứng (AGB) còn sót lại. Cấu trúc tinh vân IR xa cũng cho thấy rằng sự tăng cường tổn thất khối lượng ở cuối pha AGB đã xảy ra về mặt đẳng hướng, nhưng chỉ xảy ra ở các hướng xích đạo trong khi dừng ở các hướng cực. Các dữ liệu hiện tại cũng cho thấy bằng chứng cho sự phân bố vật chất hình cầu prolate trong PN lưỡng cực này. Do đó, lịch sử tổn thất khối lượng AGB được xây dựng lại trong PN này phù hợp với những gì đã được đề xuất trước đây dựa trên các khảo sát hình ảnh quang học và trung hồng ngoại trước đây của đạn pháo sau AGB.

Vì vậy, nó có hai cực - chỉ là một tinh vân hành tinh điên rồ khác. Nhưng nó có thể được thổi bong bóng? Theo một số nhà nghiên cứu, nó có thể. Chúng bao gồm M. Bryce (et al), người đã chỉ ra những điều sau đây trong một nghiên cứu năm 1996:

Các quan sát độ phân giải không gian và quang phổ cao của các cấu hình đường phát xạ H?, [N II] 6584A và [O III] 5007A từ tinh vân hành tinh NGC 650-1 đã thu được bằng kính thiên văn Isaac Newton và William Herschel bằng máy quang phổ kế Manchester . Những quan sát này và các hình ảnh dải hẹp bổ sung thu được bằng kính viễn vọng San Pedro Martir, được so sánh với các hình ảnh và quang phổ tổng hợp dựa trên các mô hình gió sao tương tác tổng quát (GISW) (liên quan đến gió chậm tập trung mạnh vào mặt phẳng xích đạo) và tốt sự tương ứng được tìm thấy, xác nhận NGC 650-1 là một bong bóng điều khiển gió lưỡng cực được định hướng ở độ nghiêng ~ 75deg với thùy NW hướng về phía người quan sát. Có một vòng trung tâm sáng với hai thùy (bên trong) kèm theo, cho thấy vận tốc mở rộng điển hình lần lượt là ~ 43km / s và ~ 60km / s. Bên ngoài các thùy bên trong là các thùy ngoài mờ hơn được quan sát thấy có tốc độ giãn nở rất thấp (~ 5km / s) và có một bên (SE) một nắp cực cho thấy vận tốc cao hơn một lần nữa (~ 20km / s). Bản chất của các thùy ngoài này vẫn chưa rõ ràng.

Lịch sử quan sát:

Một điều rất rõ ràng - lớp vỏ mờ này được Pierre Mechain phát hiện vào đêm ngày 5 tháng 9 năm 1780. Sau đó, ông đưa nó cho Charles Messier, người đã quan sát nó, xác định vị trí của nó và thêm nó vào danh mục của mình như là đối tượng # 76 vào tháng 10 Ngày 21, 1780.

Tinh vân bên phải của Andromeda, được nhìn thấy bởi M. Mechain vào ngày 5 tháng 9 năm 1780 và ông báo cáo: Tinh vân này không có ngôi sao; nó nhỏ và mờ nhạt. Vào ngày 21 tháng 10 sau đó, M. Messier đã tìm kiếm nó bằng kính viễn vọng sắc nét của mình và dường như nó không có gì ngoài những ngôi sao nhỏ, chứa tinh vân và ánh sáng ít nhất được sử dụng để chiếu sáng dây micromet khiến nó biến mất: vị trí của nó được xác định từ ngôi sao Phi Andromedae, có độ lớn thứ tư.

Năm 1787, Sir William Herschel sẽ nghiên cứu riêng về Mechain, và là người đầu tiên nhìn thấy một dạng kép: Tinh vân Hai tinh vân gần nhau. Cả hai rất sáng. Khoảng cách 2. Một là phía nam trước và phía bắc khác. Một là 76 của Connoashing. Kể từ thời điểm đó, hầu hết các nhà quan sát nhận thức hai khu vực riêng biệt và có lẽ nhiều hơn? Chỉ cần hỏi nhà thiên văn học lịch sử, Đô đốc Smyth:

Một tinh vân hình bầu dục màu trắng hình bầu dục, gần một nửa giữa Gamma Andromedae và Delta Cassiopeiae; gần với ngón chân của Andromeda, mặc dù được tìm thấy trong các khu vực của Perseus. Nó có xu hướng về phía bắc và phía nam, với hai ngôi sao trước 11 và 50, và hai ngôi sao gần như song song, vào những năm 19 và 36; và chỉ np của nó là ngôi sao đôi ở trên đã đăng ký, trong đó A là 9 độ, màu trắng; và B 14, sẫm. Khi lần đầu tiên được phát hiện, Mechain coi đó là một khối lượng tinh vân; nhưng Messier nghĩ rằng đó là một cụm nén; và William Herschel rằng đó là một tinh vân kép không thể phá hủy. Nó có một vùng lân cận cực kỳ phong phú, và với những người bạn đồng hành của nó, được theo dõi chặt chẽ trong đài quan sát của tôi, như một thước đo ánh sáng, trong nhật thực toàn phần của mặt trăng, vào ngày 13 tháng 10 năm 1837, được nhìn thấy rõ trong bóng tối, và dần dần mờ dần khi mặt trăng nổi lên. Vào năm 1842, tôi đã tham khảo ý kiến của ông Challis về định nghĩa của tinh vân này ở vùng xích đạo vĩ đại Northumberland, và ông trả lời: Tôi đã nhìn vào tinh vân, như bạn muốn, và nghĩ rằng nó có hình dạng kỳ lạ. Nghị quyết, tuy nhiên, rất đáng nghi ngờ.

Định vị Messier 76:

Bởi vì tinh vân hành tinh này nhỏ và mờ nhạt, nó không phải là mục tiêu hai mắt tốt và sẽ cần bầu trời tối ngay cả đối với kính viễn vọng. Cách dễ nhất để tìm M76 là bắt đầu từ ngôi sao 3,5 độ 51 51 Andromedae và di chuyển theo chiều rộng ngón tay (2 độ) theo hướng bắc-đông bắc cho đến khi bạn đến Phi Persei, một ngôi sao biến thiên. Từ đây nhắm kính viễn vọng của bạn dưới một độ tây bắc của ngôi sao, và bạn sẽ có M76 trong trường quan sát thị kính.

Trong một chiếc kính thiên văn nhỏ, bạn sẽ thấy một ánh sáng đặc biệt, có hình dạng kỳ lạ sẽ có cấu trúc và hình dạng nhiều hơn khi khẩu độ tăng. Các kính viễn vọng rất lớn sẽ không chỉ nhìn thấy cấu trúc thùy đôi, mà còn có thêm vòng hào quang mờ. Không cho bầu trời ô nhiễm ánh sáng hoặc đêm trăng!

Tên của môn học: Messier 76
Chỉ định thay thế: M76, NGC 650/651, Hành tinh Little Dumbbell, Tinh vân Cork, Tinh vân Bướm và Tinh vân Barbell
Loại đối tượng: Tinh vân hành tinh
Chòm sao: Perseus
Quyền thăng thiên: 01: 42,4 (h: m)
Sự suy giảm: +51: 34 (độ: m)
Khoảng cách: 3,4 (kly)
Độ sáng thị giác: 10.1 (mag)
Kích thước rõ ràng: 2,7 × 1,8 (cung tối thiểu)

Chúng tôi đã viết nhiều bài viết thú vị về các đối tượng Messier và các cụm cầu ở đây tại Tạp chí Vũ trụ. Ở đây Giới thiệu về Tammy Plotner về Giới thiệu về các vật thể Messier, M1 - Tinh vân Con cua, Điểm sáng quan sát - Bất cứ điều gì đã xảy ra với Messier 71?, Và các bài viết của David Dickison về Cuộc đua Messier 2013 và 2014.

Hãy chắc chắn kiểm tra Danh mục Messier hoàn chỉnh của chúng tôi. Và để biết thêm thông tin, hãy xem Cơ sở dữ liệu SEDS Messier.

Nguồn: