Mgławica Pierścień

Mgławica Pierścień
Ilustracja
Mgławica Pierścień – zdjęcie wykonane przez Teleskop Hubble’a[a]
Odkrywca

Antoine Darquier de Pellepoix

Data odkrycia

styczeń 1779

Dane obserwacyjne (J2000)
Gwiazdozbiór

Lutnia

Typ

mgławica planetarna, typ 4+3[1]

Rektascensja

18h 53m 35,079s[2]

Deklinacja

+33° 01′ 45,03″[2]

Odległość

2,3 tys. ly[3][4] (700 pc[b])

Jasność pozorna mgławicy

8,8[1][5]m

Rozmiary kątowe

1,4′ × 1,0′[1]

Charakterystyka fizyczna
Wymiary

1,9 × 1,3 ly[c]

Jasność absolutna

−0,3[1]m

Szacowany wiek

6–8 tys. lat[d]

Alternatywne oznaczenia
Messier 57, M57, NGC 6720, PK 063+13 1,
PN G063.1+13.9, BD+32 3246, IRAS 18517+3257, PLX 4377, WD 1851+329, CSI+32-18517,
PN VV’ 466, [LFO93] 1851+32, GCRV 11366,
PN VV 214, GSC2 N0223131306, PK 063+13,
PN ARO 9
Mapa galaktyki
Gwiazdozbiór Lutni

Mgławica Pierścień (znana też jako Messier 57, M57 lub NGC 6720) – jedna z najbardziej znanych mgławic planetarnych. Leży w gwiazdozbiorze Lutni. Znajduje się w naszej Galaktyce.

Odkrycie

Mgławica Pierścień jest drugą, po Mgławicy Hantle (M27), odkrytą mgławicą planetarną. Przyjmuje się, że odkrył ją w styczniu 1779 roku francuski astronom z Tuluzy Antoine Darquier de Pellepoix. Opisał ją jako „niepodobną do żadnej innej znanej mgławicy” i „przypominającą słabnącą planetę”. Kilka dni po nim mgławicę niezależnie odkrył Charles Messier podczas poszukiwania komety[6]. W jego katalogu znalazła się 31 stycznia 1779.

Jednak według najnowszych badań, to Messier jako pierwszy odkrył mgławicę. Darquier mógł ją zaobserwować dopiero w połowie lutego, co sam przyznał w liście do Messiera[7].

Obserwacje Williama Herschela

Porównanie do planety mogło wpłynąć na Williama Herschela, który wprowadził nazwę mgławica planetarna dla obiektów przypominających odkrytego przez niego Urana. Herschel opisał M57 jako „przedziurawioną mgławicę lub pierścień gwiazd”. Była to pierwsza wzmianka o jej kształcie. Herschel nie zaliczył M57 do klasy mgławic planetarnych, lecz opisał ją jako „osobliwość nieba”.

Herschel zidentyfikował również kilka spośród gwiazd leżących w obrębie mgławicy i poprawnie wskazał, że żadna z nich do niej nie należy.

Charakterystyka mgławicy

Na tym zdjęciu z Teleskopu Hubble’a widoczne są szczegóły struktury Mgławicy Pierścień

Obecnie przyjmuje się, że M57 znajduje się w odległości około 2,3 tys. lat świetlnych (ok. 700 parseków) od Ziemi[3][4] i zbliża się z prędkością 19,2 km/s[8]. Według wcześniejszych oszacowań opartych na różnych modelach dystans miał wynosić od około 1[9] do 5[10] tysięcy lat świetlnych.

Wymiary obserwowane mgławicy wynoszą około 1,4 na 1,0 minut kątowych, co odpowiada wymiarom rzeczywistym ok. 1,9 na 1,3 roku świetlnego. Znając aktualne wymiary obserwowane i szybkość ekspansji wiek mgławicy można z grubsza oszacować na około 6-8 tysięcy lat[c]. Prędkość ekspansji mgławicy szacuje się na 20–30 km/s.

Jasność

Jasność wizualna mgławicy wynosi około 8,8m i tak jak w przypadku większości mgławic planetarnych[11] jest znacznie większa niż jasność fotograficzna, wynosząca w tym przypadku 9,7m[1]. Jest to spowodowane tym, że większość światła jest emitowana w postaci kilku pojedynczych linii widmowych.

Jasność absolutna przy założeniu, że mgławica znajduje się w odległości 2,3 tys. lat świetlnych, wynosi wizualnie −0,3m (fotograficznie 0,5m) i jest około 50-100 razy większa niż jasność absolutna Słońca.

Skład

Masę materii tworzącej mgławicę ocenia się na około 0,2 masy Słońca, natomiast jej gęstość na około 10 tysięcy jonów na centymetr sześcienny.

Na każdy atom fluoru (Fl) w M57 przypada 4,25 miliona atomów wodoru (H), 337,5 tysiąca atomów helu (He), 2,5 tys. tlenu (O), 1250 azotu (N), 375 neonu (Ne), 225 siarki (S), 30 argonu (Ar) i 9 chloru (Cl).

Centralny obszar mgławicy wygląda na ciemniejszy, gdyż emituje głównie promieniowanie UV. Wewnętrzne regiony pierścienia mają barwę zieloną pochodzącą od zjonizowanego tlenu, natomiast zewnętrzne, czerwone, zawdzięczają kolor wodorowi.

Halo

Odkryte w 1935 halo[12] M57 rozciąga się na niebie na obszarze o średnicy około 3,5 minut kątowych (niektórzy astronomowie podają 216 sekund kątowych, czyli 3,6 minuty[13]). Składa się ono najprawdopodobniej z cząsteczek wiatru gwiazdowego wyemitowanych przed utworzeniem mgławicy.

Centralna gwiazda

Centralna gwiazda mgławicy, oznaczona jako HD 175353, została odkryta w roku 1800 przez niemieckiego astronoma Friedricha von Hahna przy użyciu teleskopu o ogniskowej długości 20 stóp. Jest ona białym karłem o wielkości planety, o jasności obserwowanej 14,7m[1] i jasności absolutnej ok. 5-6m (niewiele słabsza niż słoneczna). Jest pozostałością podobnej, jednak prawdopodobnie nieco masywniejszej od Słońca gwiazdy, która odrzuciła swoje zewnętrzne warstwy. Stało się to gdy gwiazda była czerwonym olbrzymem podobnym do Miry Ceti. Teraz temperatura gwiazdy sięga 100 tysięcy K, jednak wkrótce zacznie stygnąć, świecąc jako biały karzeł przez kilka miliardów lat, po czym zakończy swój żywot jako czarny karzeł.

Obserwacje amatorskie

Kometa 73P/Schwassmann-Wachmann i Mgławica Pierścień w zakresie promieniowania UV. Zdjęcie wykonane przez satelitę Swift (kolory fałszywe).

Mgławicę łatwo zlokalizować. Leży na niebie pomiędzy gwiazdami β i γ Lyrae, mniej więcej w jednej trzeciej odległości od β Lyr. Nie można jej zaobserwować gołym okiem. Można ją zobaczyć przy użyciu lornetki, jednak jej identyfikacja może być trudna z powodu małych rozmiarów obserwowanych. W małych teleskopach amatorskich pierścień i ciemniejszy środek staje się widoczny przy około stukrotnym powiększeniu. Obserwowana barwa mgławicy jest zielona, gdyż większość światła jest emitowana w postaci kilku zielonych linii widmowych. Nawet w małych teleskopach można zaobserwować lekko eliptyczny kształt mgławicy.

Nawet w przypadku dużych teleskopów centralna gwiazda może zostać dostrzeżona tylko przy wyjątkowo sprzyjających warunkach lub przy pomocy filtrów.

Pobliskie obiekty

Beta Lyrae (Szeliak) jest gwiazdą zmienną zaćmieniową. Jej składniki mają typy widmowe B7 i A8. Jej jasność obserwowana zmienia się od około 3,4 do 4,3m z okresem 12,9 dnia[14]. Gamma Lyrae (Sulafat) jest olbrzymem o typie widmowym B9 III i jasności 3,2m z optyczną towarzyszką o wielkości gwiazdowej 12m oddaloną o ok. 13,8 sekundy kątowej.

W odległości 4 minut od mgławicy przy użyciu większych instrumentów można zaobserwować galaktykę IC 1296 o jasności obserwowanej 14,4m i średnicy kątowej 24".

Zobacz też

Uwagi

  1. ↑ Zdjęcie wykonane 16 października 1998 roku przy użyciu instrumentu WFPC2. Czas naświetlania: 1 godzina [1].
  2. ↑ Odległość w parsekach = odległość w latach świetlnych / 3,26.
  3. ↑ a b Obliczono ze wzoru gdzie – średnica, – odległość, – wymiar kątowy obiektu.
  4. ↑ Przy założeniu stałej prędkości ekspansji wynoszącej około 1 sekundy kątowej na sto lat oraz kulistego kształtu mgławicy co stanowi duże uproszczenie.

Przypisy

  1. ↑ a b c d e f Hartmut Frommert, Christine Kronberg: Messier Object 57. [w:] SEDS Messier Database [on-line]. 2007-08-30. [dostęp 2014-03-26]. (ang.).
  2. ↑ a b F. Kerber, R.P. Mignani, F. Guglielmetti, A. Wicenec. Galactic Planetary Nebulae and their central stars. I. An accurate and homogeneous set of coordinates. „Astronomy and Astrophysics”. 2003. 408 (3). s. 1029–1035. DOI: 10.1051/0004-6361:20031046. 
  3. ↑ a b H.C. Harris, C.C. Dahn, D.G. Monet, J.R. Pier. Trigonometric parallaxes of Planetary Nebulae (Invited Review). „Planetary nebulae, Proceedings of the 180th Symposium of the International Astronomical Union (IAU)”. 1997. s. 40. Bibcode: 1997IAUS..180...40H. 
  4. ↑ a b NASA i zespół Hubble Heritage (STScI/AURA): Looking down a tunnel of gas at a doomed star. [w:] Hubble Heritage [on-line]. 1999-01-06. [dostęp 2007-06-08]. (ang.).
  5. ↑ Sky Catalogue 2000 podaje wartość 9,7m.
  6. ↑ Hartmut Frommert, Christine Kronberg: Charles Messier’s Original Catalog. [w:] SEDS Messier Database [on-line]. 2011-08-12. [dostęp 2014-03-26]. (ang.).
  7. ↑ Kosmiczne Archiwum X. „Wiedza i Życie”, s. 54–55, listopad 2017. ISSN 01378929. 
  8. ↑ SIMBAD query result: M57. [dostęp 2007-06-08]. (ang.).
  9. ↑ Sun Kwok. What Is the Real Shape of the Ring Nebula?. „Sky and Telescope”. 100 (1). s. 32. Bibcode: 2000S&T...100a..32K. 
  10. ↑ Mark R. Chartrand: Skyguide, a field guide for amateur astronomers. Nowy Jork: Golden Press, 1982. ISBN 0-307-13667-1.
  11. ↑ Hartmut Frommert, Christine Kronberg: Planetary Nebulae. [w:] SEDS Messier Database [on-line]. 2014-02-04. [dostęp 2014-03-26]. (ang.).
  12. ↑ J.C. Duncan. A Faint Envelope around the Ring Nebula in Lyra. „Publications of the Astronomical Society of the Pacific”. 10/1935. 47. s. 271–272. 
  13. ↑ M.A. Moreno, J.A. Lopez. Extended filamentary structures in the halo of the Lyra planetary nebula NGC 6720. „Astronomy and Astrophysics”. 178 (1–2), s. 319–321, maj 1987. Bibcode: 1987A&A...178..319M. 
  14. ↑ David B. Williams. Visual and Photoelectric Observations of Beta Lyrae, 1983-87. „The Journal of the American Association of Variable Star Observers”. 17 (1). s. 1–6. Bibcode: 1988JAVSO..17....1W. 

Linki zewnętrzne

Katalog Messiera

Media użyte na tej stronie

Hubble reveals the Ring Nebula’s true shape.jpg
In this composite image, visible-light observations by NASA’s Hubble Space Telescope are combined with infrared data from the ground-based Large Binocular Telescope in Arizona to assemble a dramatic view of the well-known Ring Nebula.
Hubble image of the Ring Nebula (Messier 57).jpg
This new image shows the dramatic shape and colour of the Ring Nebula, otherwise known as Messier 57. From Earth’s perspective, the nebula looks like a simple elliptical shape with a shaggy boundary. However, new observations combining existing ground-based data with new NASA/ESA Hubble Space Telescope data show that the nebula is shaped like a distorted doughnut. This doughnut has a rugby-ball-shaped region of lower-density material slotted into in its central “gap”, stretching towards and away from us.
73P Schwassman-Wachmann and Ring Nebula in UV Swift.jpg
Comet 73P/Schwassman-Wachmann near Ring Nebula in ultraviolet by Swift satellite
Lyra constellation PP3 map PL.svg
Autor: Szczureq, Licencja: CC BY-SA 4.0
Gwiazdozbiór Lutni. Mapa została stworzona przy pomocy programu PP3 autorstwa Torstena Brongera. Wersję wektorową stworzył Szczureq według wzoru z wersji rastrowej, której autorem jest BlueShade.