Nome do objeto: Messier 97
Designações alternativas: M97, NGC 3587, Nebulosa da Coruja
Tipo de objeto: Nebulosa Planetária Tipo 3a
constelação: Ursa Maior
Ascensão certa: 11: 14.8 (h: m)
Declinação: +55: 01 (deg: m)
Distância: 2,6 (kly)
Brilho visual: 9,9 (mag)
Dimensão aparente: 3,4 × 3,3 (min de arco)
Localizando Messier 97: Localizar o Messier 97 é bastante fácil. Você encontrará um terço da distância em uma linha mental traçada entre Beta e Gamma Ursa Majoris e um pouco ao sul dessa linha em direção a uma estrela fraca. Sim. O problema não é encontrar a nebulosa da coruja ... está vendo! Apesar de sua magnitude combinada de 9,9, este é um objeto de baixo brilho da superfície e requer que céus limpos sejam vistos com um telescópio médio de 4 polegadas. Nebulosa e filtros de poluição luminosa ajudam, mas as condições do céu realmente ditam. (Este autor o viu em binóculos 16X65, mas em um local protegido do céu escuro.) O que você está procurando é aproximadamente o mesmo diâmetro que Júpiter teria na ocular que você está usando e, sob o céu médio, aparecerá apenas como o mais fraco mudança de contraste. Os telescópios com abertura focal rápida e grande abertura melhoram suas chances marginalmente.
O que você está olhando: Messier 97 é uma nebulosa planetária muito incomum e dinâmica, cuja forma pode ser considerada a de uma concha de toro cilíndrica vista no oblíquo. O que vemos fotograficamente (e às vezes fisicamente) como os "Olhos de Coruja" pode ser as extremidades projetadas com pouca matéria-prima da forma cilíndrica, enquanto a cabeça pode ser uma concha de baixa ionização. Dentro deste habitante da noite de 6.000 anos de idade, está uma estrela moribunda, agora de magnitude 16, com um pouco mais da metade da massa do nosso próprio Sol. Uma estrela que - por incrível que pareça - às vezes pode ser vislumbrada mais facilmente do que a própria nebulosa!
Por quê? Talvez densidade? “Podemos avaliar a variação de excitação e densidade de elétrons sobre o envelope projetado da fonte. Propomos que a Nebulosa da Coruja consista em quatro invólucros primários: um componente interno, inclinado, semelhante a um barril, responsável por maior emissão de excitação; duas estruturas esféricas simétricas muito mais uniformes, CSCI e CSCII. Estes, finalmente, são envoltos por um halo de excitação muito mais baixo, chamado CSCIII. Uma grande proporção da emissão de baixa excitação parece estar associada à periferia do CSCI, e é concebível que essa seja, fisicamente falando, uma estrutura de casca relativamente fina. ” diz L. Cuesta (et al). “O mapeamento de densidade [S II] parece indicar que ne é preferencialmente aprimorado em direção à periferia norte da concha, em um regime em que as forças da linha de baixa excitação também são preferencialmente aprimoradas. Sugerimos que essas tendências possam surgir através de um choque norte do shell CSC. ”
Então, o que dá com os buracos que chamamos de olhos? Vamos perguntar a R. L. M. Corradi (et al): "Os halos foram classificados seguindo as previsões de simulações hidrodinâmicas de radiação modernas que descrevem a formação e evolução de várias conchas e halos ionizados em torno de PNe. De acordo com os modelos, os halos observados foram divididos nos seguintes grupos: (i) halos de ramo gigante assintótico gigante (AGB) circulares ou levemente elípticos, que contêm a assinatura do último pulso térmico no AGB; (ii) halos AGB altamente assimétricos; (iii) halos candidatos a recombinação, isto é, conchas estendidas com brilho de membro que se espera serem produzidas por recombinação durante a evolução pós-AGB tardia, quando a luminosidade da estrela central cai rapidamente por um fator significativo; (iv) casos incertos que merecem mais estudos para uma classificação confiável; (v) não detecções, isto é, PNe em que nenhum halo é encontrado com um nível de? 10? 3 o brilho máximo da superfície das nebulosas internas. ”
E o que está acontecendo com a estrela central? “As observações de raios-X de Einstein, EXOSAT e ROSAT de nebulosas planetárias detectaram emissão de raios-X fotográfica atmosférica suave de suas estrelas centrais, mas a emissão difusa de raios-X do vento estelar chocado e rápido em seus interiores não pôde ser inequivocamente resolvida. A nova geração de observatórios de raios X, Chandra e XMM-Newton, finalmente resolveu a emissão difusa de raios X dos ventos rápidos chocados no interior das nebulosas planetárias. ” diz Mart? n A. Guerrero. “Além disso, esses observatórios detectaram emissão difusa de raios-X a partir de choques de arco de fluxos rápidos colimados que atingem os envelopes nebulares, e fontes pontuais de raios-X inesperadas associadas às estrelas centrais das nebulosas planetárias. Aqui, reviso os resultados dessas novas observações de raios X das nebulosas planetárias e discuto a promessa de futuras observações. ”
É possível que seja apenas uma grande bolha de nebulosa planetária? De acordo com Adam Frank e Garrelt Mellema: “Nós apresentamos simulações de dinâmica gasodinâmica da evolução da nebulosa planetária asférica (PN). Essas simulações foram construídas usando o cenário Ventos estelares de interação generalizada, em que um fluxo rápido e tênue da estrela central se expande para um envelope circunstelar, toroidal, lento e denso. Demonstramos que o modelo GISW pode produzir padrões de fluxo asféricos. Em particular, mostramos que, variando os principais parâmetros iniciais, podemos produzir uma variedade de configurações de choque dianteiro elíptico e bipolar. A dependência da morfologia do choque em relação aos parâmetros iniciais está de acordo com as expectativas dos modelos analíticos (Icke, 1988). Demonstramos que incluir transferência de radiação, ionização e aquecimento e resfriamento radiativos não altera drasticamente as morfologias globais. O resfriamento radiativo diminui a evolução do choque frontal, removendo a energia da bolha quente. A evolução da configuração de choque dianteiro é independente da ionização do vento lento e não perturbado. Além disso, o aquecimento e o resfriamento de radiação alteram a estrutura de temperatura do material de vento lento e chocado, comprimido na carcaça densa. ”
História: O M97 foi descoberto por Pierre Mechain, de olhos de águia, em 16 de fevereiro de 1781. (Isso foi naquela época em que, se você estava reclamando de poluição luminosa, pediu ao seu vizinho para "apagar a vela"). por Charles Messier em 24 de março de 1781, onde observa: “Nebulosa no grande urso [Ursa Maior], perto de Beta: é difícil ver, relata M. Mechain, especialmente quando alguém ilumina os fios do micrômetro: sua luz é fraca, sem uma estrela. Mechain viu pela primeira vez em 16 de fevereiro de 1781, e a posição é a dada por ele.
Mais tarde, foi observado por Sir William Herschel em suas próprias andanças celestes como: “Os argumentos de que a matéria nebulosa é, em certo grau, opaca, como é apresentado no artigo 25º, receberão apoio considerável do aparecimento das seguintes nebulosas; pois eles não são apenas redondos, ou seja, a matéria nebulosa da qual são compostos é coletada em uma bússola globular, mas também são de uma luz que tem quase uma intensidade uniforme, exceto apenas nas fronteiras. Eu dou essas nebulosas em duas variedades (incl. M97). O número 97 da Connoissance é “Uma nebulosa redonda muito brilhante com cerca de 3 ′ de diâmetro; é quase a mesma luz por toda parte, com uma margem mal definida, sem grande extensão. ”
Crédito de imagem do M97, Observatório Palomar, cortesia de Caltech, M97 2MASS Image, M97 IR (NOAO), Nebulosa da coruja - SEDS, “Nebulosa da coruja” - Karen Kwitter (Williams College), Ron Downes (STScI), You-Hua Chu (Universidade) imagens de NOAO / AURA / NSF, M97 (AANDA) e M97, cortesia de NOAO / AURA / NSF.
