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梅西耶天體目錄/M57

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環狀星雲
M57，環狀星雲。
版權：w:NASA/w:STScI/w:AURA
觀測資料
(曆元 w:J2000)
赤經18h 53m 35.079s[1]
赤緯+33° 01′ 45.03″[1]
距離2.3+1.5−0.7 千光年 (700+450−200 秒差距)[2][3]
視星等 (V)9[4]
視尺寸 (V)230″ × 230″[2]
星座w:天琴座
物理特性
半徑1.3+0.8−0.4 光年a
絕對星等 (V)-0.2+0.7−1.8b
顯著特徵-
其他名稱M 57,[1] NGC 6720[1]

著名的 "環狀星雲" 位於北部的 w:星座 w:天琴座，也被編錄為 梅西耶 57，M57 或 NGC 6720。它是深空天體中最突出的例子之一，被稱為 w:行星狀星雲 (單數，行星狀星雲)，天文學家通常簡稱為 行星狀星雲 或 PN。

觀測

M57 在天琴座中的位置。

M57 位於 w:天琴座，位於其最亮的恆星 w:織女星 的南邊。 w:織女星 是 w:夏季大三角 三顆恆星中的東北角。M57 位於距離 β 天琴座 到 γ 天琴座 的角距離約 40% 的位置。[5]

M57 最好透過至少 20 釐米 (8 英寸) 的 w:望遠鏡 來觀察，但即使是 7.5 釐米 (3 英寸) 的望遠鏡也能看到環。[5] 更大的儀器將顯示環的東側和西側的一些較暗區域，以及磁碟內部的一些微弱星雲。

這個星雲是由 w:安託萬·達基耶·德·佩萊普瓦 於 1779 年 1 月發現的，他報告說它 "...和木星一樣大，看起來像一顆正在變暗的行星。" 就在同月的晚些時候， w:查爾斯·梅西耶 在尋找 w:彗星 時獨立地發現了同一個星雲。它後來被列入他的目錄，作為第 57 個天體。梅西耶和 w:威廉·赫歇爾 也推測，這個星雲是由多個暗淡的恆星形成的，而這些恆星在他的望遠鏡中無法分辨出來。[6][7]

1800 年，伯爵 w:弗里德里希·馮·哈恩 發現了星雲中心的微弱中心恆星。1864 年， w:威廉·哈金斯 檢查了多個星雲的光譜，發現其中一些天體，包括 M57，顯示出 w:發射線 的光譜，這是熒光發光氣體的特徵。哈金斯得出結論，大多數行星狀星雲不是由無法分辨的恆星組成的，如先前所懷疑的那樣，而是星雲。[8][9]

行星狀星雲的演化

行星狀星雲是在中等或低質量的恆星（如太陽）耗盡其核心中的氫燃料後形成的。此時，恆星的結構發生變化，因此它可以實現新的平衡條件，以便繼續燃燒；恆星的外層膨脹，併成為 w:紅巨星。從核聚變反應中產生進一步的內部溫度不穩定性，導致恆星的外層大氣被熱超風以連續或多個高能脈衝的形式丟擲。這個膨脹的氣體殼形成了球形的星雲，被中心恆星的 w:紫外線 能量強烈照亮。[10]

性質

環狀星雲的紅外影像。

這個星雲位於距離 w:地球 0.7 千秒差距 (2,300 w:光年) 的地方。它有一個 視星等 為 8.8v，w:攝影星等 為 9.7p。在攝影中，在 50 年的期間內，[11] 星雲膨脹的速度大約是每 w:世紀 1 w:角秒，這對應於光譜觀測中 20–30 km-1)。M57 被一箇中心 w:白矮星 或行星狀星雲核 (PNN) 照亮，其視星等為 15.75v，[12] 質量約為 1.2 MΘ（以 w:太陽質量 計）。

這個星雲的所有內部部分都呈現藍綠色，這是由於 w:氧 在 495.7 和 500.7 奈米 處的雙電離 w:發射線 造成的。這些被稱為 "w:禁線" 的觀測結果只發生在密度非常低的條件下，每立方 w:釐米 只有幾個原子。在環的外側區域，部分紅色調是由 w:氫 在 656.3 奈米處的發射造成的，形成了 w:巴耳末系 線的一部分。電離 w:氮 或 [N II] 的禁線在 654.8 和 658.3 奈米處對紅色調做出了貢獻。[11]

星雲結構

M57 是行星狀星雲中被稱為 雙極 星雲的一類星雲的例子，其厚厚的赤道環在可見結構上沿著其主要對稱軸延伸。它似乎是一個 w:長橢球體，其物質在 w:赤道 上高度集中。從地球上看，對稱軸的視角約為 30°。總的來說，目前估計觀測到的星雲已經膨脹了大約 1,610±240 年。

結構研究發現，這個行星狀星雲表現出以良好對稱性為特徵的結。然而，這些只是在星雲赤道環的背景發射中可見的輪廓。M57 可能包括位於結點朝向 PNN 的尖端處的內部 w:N II 發射線；然而，大多數這些結都是中性的，只出現在消光線中。它們的存在表明它們可能只是位於電離前沿附近，而不是位於 狼座 星雲 w:IC 4406 中的那些。一些結確實表現出發達的尾部，這些尾部通常在視覺光譜中的光學厚度中是可檢測的。[13][2]

行星狀星雲核 (PNN)

中央 PNN 於 1886 年 9 月 1 日由匈牙利天文學家 Jenő Gothard 在他位於 Szombathely 附近的 Herény 天文臺（現為 Szombathely 的一部分）拍攝的影像中發現。在過去的 2000 年裡，環狀星雲的中心恆星已離開w:漸近巨星支，因為它已經耗盡了w:氫燃料。因此它不再透過w:核聚變產生能量，從演化角度來看，它現在正成為一顆緻密的w:白矮星。

PNN 現在主要由w:碳和w:氧組成，外部有一層薄薄的由較輕元素組成的外殼。它的質量約為 0.61-0.62w:太陽質量，表面溫度為 125,000±5,000 K。目前它的光度是w:太陽的 200 倍，但它的w:視星等只有 +15.75。[12]

註釋

^a 半徑 = 距離 × sin(角大小 / 2) = 2.3+1.5−0.7 kly * sin(230″ / 2) = 1.3+0.8−0.4 ly
^b 9 視星等 - 5 * (log10(700+450−200 pc 距離) - 1) = -0.2+0.7−1.8 絕對星等

參考文獻

  1. ↑ a b c d "SIMBAD 天文資料庫". 關於梅西耶 57 的結果. 檢索於 2006-12-19.
  2. ↑ a b c O'Dell, C. R.; Balick, B.; Hajian, A. R.; Henney, W. J.; Burkert, A. (2002). "附近行星狀星雲中的結點". 天文學雜誌. 123 (6): 3329–3347. doi:10.1086/340726.{{cite journal}}: CS1 維護: 多個名稱: 作者列表 (連結)
  3. ↑ Harris, Hugh C.; Dahn, Conard C.; Canzian, Blaise; Guetter, Harry H.; Leggett, S. K.; Levine, Stephen E.; Luginbuhl, Christian B.; Monet, Alice K. B.; Monet, David G.; Pier, Jeffrey R.; Stone, Ronald C.; Tilleman, Trudy; Vrba, Frederick J.; Walker, Richard L. (2007 年 2 月). "行星狀星雲中心星的三角視差". 天文學雜誌. 133 (2): 631–638. doi:10.1086/510348.{{cite journal}}: CS1 維護: 日期和年份 (連結) CS1 維護: 多個名稱: 作者列表 (連結)
  4. ↑ Murdin, P. (2000). "環狀星雲 (M57, NGC 6720)". 天文學和天體物理學百科全書，由 Paul Murdin 編輯，第 5323 條。布里斯托爾：物理學研究所出版社，2001 年。 Http://eaa.iop.org/abstract/0333750888/5323. doi:10.1888/0333750888/5323. {{cite journal}}: 外部連結在 |journal= 中 (幫助)
  5. ↑ a b Crossen, Craig (2004). 天空景觀：雙筒望遠鏡和富星野望遠鏡的天文學. 施普林格. ISBN 3211008519. OCLC 52424007. {{cite book}}: 未知引數 |coauthors= 被忽略 (|author= 建議) (幫助)
  6. ↑ Garfinkle, Robert A. (1997). 星跳：觀測宇宙的簽證. 劍橋大學出版社. ISBN 0521598893. OCLC 37355269.
  7. ↑ Messier, Charles (1780). 星雲和星團目錄，1783 年時間知識. pp. 225–249.
  8. ↑ Frommert, Hartmut. "威廉·哈金斯 (1824 年 2 月 7 日 - 1910 年 5 月 12 日)". 空間探索與發展學生. 存檔於 原文 於 2008-04-21. 檢索於 2008-04-11. {{cite web}}: 未知引數 |coauthors= 被忽略 (|author= 建議) (幫助)
  9. ↑ Huggins, W. (1863–1864). "On the Spectra of Some of the Nebulae. And On the Spectra of Some of the Fixed Stars". Proceedings of the Royal Society of London. 13: 491–493. doi:10.1098/rspl.1863.0094. Retrieved 2007-02-04. {{cite journal}}: Check date values in: |year= (help); Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
  10. ↑ De Loore, C. W. H. (1992). Structure and Evolution of Single and Binary Stars. Springer. ISBN 0792317688. OCLC 25711985. {{cite book}}: Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
  11. ↑ a b Karttunen, Hannu (2003). Fundamental Astronomy. Springer. p. 314. ISBN 3540001794.
  12. ↑ a b O'Dell, C. R. (2007). "The Three-Dimensional Ionization Structure and Evolution of NGC 6720, The Ring Nebula". The Astronomical Journal. 134 (4): 1679–1692. doi:10.1086/521823. Retrieved 2008-03-31. {{cite journal}}: Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
  13. ↑ O'dell, C. R.; Balick, B.; Hajian, A. R.; Henney, W. J.; Burkert, A. (2003). "Knots in Planetary Nebulae". Winds, Bubbles, and Explosions: a conference to honor John Dyson, Pátzcuaro, Michoacán, México, September 9-13, 2002 (Eds. S. J. Arthur & W. J. Henney) Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica (Serie de Conferencias) (http://www.astroscu.unam.mx/~rmaa/). 15: 29–33. {{cite journal}}: External link in |journal= (help)CS1 maint: multiple names: authors list (link)
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