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梅西耶天体目录/M57

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环状星云
M57，环状星云。
版权：w:NASA/w:STScI/w:AURA
观测数据
(历元 w:J2000)
赤经18h 53m 35.079s[1]
赤纬+33° 01′ 45.03″[1]
距离2.3+1.5−0.7 千光年 (700+450−200 秒差距)[2][3]
视星等 (V)9[4]
视尺寸 (V)230″ × 230″[2]
星座w:天琴座
物理特性
半径1.3+0.8−0.4 光年a
绝对星等 (V)-0.2+0.7−1.8b
显著特征-
其他名称M 57,[1] NGC 6720[1]

著名的 "环状星云" 位于北部的 w:星座 w:天琴座，也被编录为 梅西耶 57，M57 或 NGC 6720。它是深空天体中最突出的例子之一，被称为 w:行星状星云 (单数，行星状星云)，天文学家通常简称为 行星状星云 或 PN。

观测

M57 在天琴座中的位置。

M57 位于 w:天琴座，位于其最亮的恒星 w:织女星 的南边。 w:织女星 是 w:夏季大三角 三颗恒星中的东北角。M57 位于距离 β 天琴座 到 γ 天琴座 的角距离约 40% 的位置。[5]

M57 最好通过至少 20 厘米 (8 英寸) 的 w:望远镜 来观察，但即使是 7.5 厘米 (3 英寸) 的望远镜也能看到环。[5] 更大的仪器将显示环的东侧和西侧的一些较暗区域，以及磁盘内部的一些微弱星云。

这个星云是由 w:安托万·达基耶·德·佩莱普瓦 于 1779 年 1 月发现的，他报告说它 "...和木星一样大，看起来像一颗正在变暗的行星。" 就在同月的晚些时候， w:查尔斯·梅西耶 在寻找 w:彗星 时独立地发现了同一个星云。它后来被列入他的目录，作为第 57 个天体。梅西耶和 w:威廉·赫歇尔 也推测，这个星云是由多个暗淡的恒星形成的，而这些恒星在他的望远镜中无法分辨出来。[6][7]

1800 年，伯爵 w:弗里德里希·冯·哈恩 发现了星云中心的微弱中心恒星。1864 年， w:威廉·哈金斯 检查了多个星云的光谱，发现其中一些天体，包括 M57，显示出 w:发射线 的光谱，这是荧光发光气体的特征。哈金斯得出结论，大多数行星状星云不是由无法分辨的恒星组成的，如先前所怀疑的那样，而是星云。[8][9]

行星状星云的演化

行星状星云是在中等或低质量的恒星（如太阳）耗尽其核心中的氢燃料后形成的。此时，恒星的结构发生变化，因此它可以实现新的平衡条件，以便继续燃烧；恒星的外层膨胀，并成为 w:红巨星。从核聚变反应中产生进一步的内部温度不稳定性，导致恒星的外层大气被热超风以连续或多个高能脉冲的形式抛出。这个膨胀的气体壳形成了球形的星云，被中心恒星的 w:紫外线 能量强烈照亮。[10]

性质

环状星云的红外图像。

这个星云位于距离 w:地球 0.7 千秒差距 (2,300 w:光年) 的地方。它有一个 视星等 为 8.8v，w:摄影星等 为 9.7p。在摄影中，在 50 年的期间内，[11] 星云膨胀的速度大约是每 w:世纪 1 w:角秒，这对应于光谱观测中 20–30 km-1)。M57 被一个中心 w:白矮星 或行星状星云核 (PNN) 照亮，其视星等为 15.75v，[12] 质量约为 1.2 MΘ（以 w:太阳质量 计）。

这个星云的所有内部部分都呈现蓝绿色，这是由于 w:氧 在 495.7 和 500.7 纳米 处的双电离 w:发射线 造成的。这些被称为 "w:禁线" 的观测结果只发生在密度非常低的条件下，每立方 w:厘米 只有几个原子。在环的外侧区域，部分红色调是由 w:氢 在 656.3 纳米处的发射造成的，形成了 w:巴耳末系 线的一部分。电离 w:氮 或 [N II] 的禁线在 654.8 和 658.3 纳米处对红色调做出了贡献。[11]

星云结构

M57 是行星状星云中被称为 双极 星云的一类星云的例子，其厚厚的赤道环在可见结构上沿着其主要对称轴延伸。它似乎是一个 w:长椭球体，其物质在 w:赤道 上高度集中。从地球上看，对称轴的视角约为 30°。总的来说，目前估计观测到的星云已经膨胀了大约 1,610±240 年。

结构研究发现，这个行星状星云表现出以良好对称性为特征的结。然而，这些只是在星云赤道环的背景发射中可见的轮廓。M57 可能包括位于结点朝向 PNN 的尖端处的内部 w:N II 发射线；然而，大多数这些结都是中性的，只出现在消光线中。它们的存在表明它们可能只是位于电离前沿附近，而不是位于 狼座 星云 w:IC 4406 中的那些。一些结确实表现出发达的尾部，这些尾部通常在视觉光谱中的光学厚度中是可检测的。[13][2]

行星状星云核 (PNN)

中央 PNN 于 1886 年 9 月 1 日由匈牙利天文学家 Jenő Gothard 在他位于 Szombathely 附近的 Herény 天文台（现为 Szombathely 的一部分）拍摄的图像中发现。在过去的 2000 年里，环状星云的中心恒星已离开w:渐近巨星支，因为它已经耗尽了w:氢燃料。因此它不再通过w:核聚变产生能量，从演化角度来看，它现在正成为一颗致密的w:白矮星。

PNN 现在主要由w:碳和w:氧组成，外部有一层薄薄的由较轻元素组成的外壳。它的质量约为 0.61-0.62w:太阳质量，表面温度为 125,000±5,000 K。目前它的光度是w:太阳的 200 倍，但它的w:视星等只有 +15.75。[12]

注释

^a 半径 = 距离 × sin(角大小 / 2) = 2.3+1.5−0.7 kly * sin(230″ / 2) = 1.3+0.8−0.4 ly
^b 9 视星等 - 5 * (log10(700+450−200 pc 距离) - 1) = -0.2+0.7−1.8 绝对星等

参考文献

  1. ↑ a b c d "SIMBAD 天文数据库". 关于梅西耶 57 的结果. 检索于 2006-12-19.
  2. ↑ a b c O'Dell, C. R.; Balick, B.; Hajian, A. R.; Henney, W. J.; Burkert, A. (2002). "附近行星状星云中的结点". 天文学杂志. 123 (6): 3329–3347. doi:10.1086/340726.{{cite journal}}: CS1 维护: 多个名称: 作者列表 (链接)
  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). "行星状星云中心星的三角视差". 天文学杂志. 133 (2): 631–638. doi:10.1086/510348.{{cite journal}}: CS1 维护: 日期和年份 (链接) CS1 维护: 多个名称: 作者列表 (链接)
  4. ↑ Murdin, P. (2000). "环状星云 (M57, NGC 6720)". 天文学和天体物理学百科全书，由 Paul Murdin 编辑，第 5323 条。布里斯托尔：物理学研究所出版社，2001 年。 Http://eaa.iop.org/abstract/0333750888/5323. doi:10.1888/0333750888/5323. {{cite journal}}: 外部链接在 |journal= 中 (帮助)
  5. ↑ a b Crossen, Craig (2004). 天空景观：双筒望远镜和富星野望远镜的天文学. 施普林格. ISBN 3211008519. OCLC 52424007. {{cite book}}: 未知参数 |coauthors= 被忽略 (|author= 建议) (帮助)
  6. ↑ Garfinkle, Robert A. (1997). 星跳：观测宇宙的签证. 劍橋大學出版社. ISBN 0521598893. OCLC 37355269.
  7. ↑ Messier, Charles (1780). 星云和星团目录，1783 年时间知识. pp. 225–249.
  8. ↑ Frommert, Hartmut. "威廉·哈金斯 (1824 年 2 月 7 日 - 1910 年 5 月 12 日)". 空间探索与发展学生. 存档于 原文 于 2008-04-21. 检索于 2008-04-11. {{cite web}}: 未知参数 |coauthors= 被忽略 (|author= 建议) (帮助)
  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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