Tinh vân Con cú

Bách khoa toàn thư mở Wikipedia
Buớc tưới chuyển hướng Bước tới tìm kiếm

Tinh vân Con cú (còn được gọi là Messier 97, M97 hoặc NGC 3587) là một tinh vân hành tinh nằm cách chúng ta khoảng 2.030 năm ánh sáng trong chòm sao Đại Hùng.[1] Nó được nhà thiên văn học người Pháp Pierre Méchain phát hiện vào ngày 16 tháng 2 năm 1781.[2] Khi William Parsons, Bá tước thứ ba của Rosse, quan sát tinh vân này vào năm 1848, hình minh họa vẽ tay của ông giống như đầu của một con cú. Nó được biết đến như là Tinh vân Con cú kể từ đó.[3]

Tinh vân này có độ tuổi vào khoảng 8.000 năm.[4] Nó là một hình gần tròn trong mặt cắt ngang với một ít cấu trúc bên trong có thể nhìn thấy. Nó được hình thành từ dòng chảy của vật chất từ gió sao của ngôi sao trung tâm khi nó phát triển dọc theo nhánh khổng lồ không triệu chứng.[5] Tinh vân này được sắp xếp thành ba lớp vỏ đồng tâm, với lớp vỏ ngoài cùng lớn hơn khoảng 203030% so với lớp vỏ bên trong.[6] Vẻ ngoài giống như mặt con cú của tinh vân này là kết quả của lớp vỏ bên trong không đối xứng tròn, mà thay vào đó tạo thành một cấu trúc giống như cái thùng thẳng hàng với góc 45 ° so với đường ngắm.[5]

Tinh vân này chứa lượng vật chất khoảng 0,13 khối lượng mặt trời, bao gồm hydro, heli, nitơ, oxy và lưu huỳnh;[5] tất cả với mật độ dưới 100 hạt trên mỗi cm khối.[6] Bán kính bên ngoài của nó là khoảng và nó đang mở rộng với vận tốc trong phạm vi 27-39 km/s hướng tới môi trường liên sao xung quanh.[5]

Ngôi sao trung tâm có độ sáng thứ 14, đã đạt đến bước ngoặt của quá trình tiến hóa, nơi nó ngưng tụ để tạo thành một sao lùn trắng.[2][6] Nó có 55-60% khối lượng của Mặt trời, gấp 41-148 lần độ sáng của Mặt trời,[5] và có nhiệt độ hiệu dụng là 123.000 K.[7] Ngôi sao đã được Kính viễn vọng Không gian Spitzer giải quyết thành công, với kết luận là một nguồn điểm không thể hiện đặc tính vượt quá hồng ngoại của một đĩa vũ trụ tròn.[8]

Tham khảo[sửa | sửa mã nguồn]

  1. ^ Stanghellini, Letizia; et al. (December 2008), "The Magellanic Cloud Calibration of the Galactic Planetary Nebula Distance Scale", The Astrophysical Journal, 689 (1): 194–202, arXiv:0807.1129, Bibcode:2008ApJ...689..194S, doi:10.1086/592395.
  2. ^ a ă Jones, Kenneth Glyn (1991), Messierś Nebulae and Star Clusters (2nd ed.), Cambridge University Press, pp. 277–279, ISBN 978-0521370790.
  3. ^ Clark, Roger Nelson (1990), Visual Astronomy of the Deep Sky, CUP Archive, ISBN 978-0521361552.
  4. ^ Per Guerrero et al. (2003), the age is 12,900 × d years, where d is the distance in kpc. According to Stanghellini et al. (2008), d is 0.621 kpc. Hence, the age is 12,900 × 0.621 ≈ 8,000 years.
  5. ^ a ă â b c Cuesta, L.; Phillips, J. P. (November 2000), "Excitation and Density Mapping of NGC 3587", The Astrophysical Journal, 120 (5): 2661–2669, Bibcode:2000AJ....120.2661C, doi:10.1086/316800.
  6. ^ a ă â Guerrero, Martín A.; et al. (June 2003), "Physical Structure of Planetary Nebulae. I. The Owl Nebula", The Astrophysical Journal, 125 (6): 3213–3221, arXiv:astro-ph/0303056, Bibcode:2003AJ....125.3213G, doi:10.1086/375206.
  7. ^ Capriotti, Eugene R.; Kovach, William S. (March 1968), "Effective Temperatures of the Central Stars of Planetary Nebulae", Astrophysical Journal, 151 (5): 991–995, Bibcode:1968ApJ...151..991C, doi:10.1086/149498.
  8. ^ Bilíková, Jana; et al. (May 2012), "Spitzer Search for Dust Disks around Central Stars of Planetary Nebulae", The Astrophysical Journal Supplement, 200 (1): 3, Bibcode:2012ApJS..200....3B, doi:10.1088/0067-0049/200/1/3.