Спиральная планетарная туманность – это планетарная туманность, расположенная примерно в 1780-3000 световых годах от нас в южном созвездии Мухи. Ее видимая звездная величина составляет 8,2, а видимый размер 90 на 62 угловых секунды. В Новом общем каталоге она внесена в список NGC 5189.
NGC 5189 получила прозвище Спиральная планетарная туманность, потому что, если смотреть в телескоп, она имеет поразительную S-образную форму, похожую на зарешеченную спиральную галактику.
Морфология туманности озадачивала астрономов. Примерно через 10 лет после ее открытия, английский астроном Джон Гершель наблюдал NGC 5189 в свой 18-дюймовый отражатель и описал его как: “очень странный объект с несколько изогнутой центральной осью”. Гершель показал необычную S-образную форму туманности на рисунке.
Планетарные туманности представляют собой ионизированные, богатые водородом газовые оболочки, которые образуются, когда звезда, подобная Солнцу, отклоняется от главной последовательности и становится красным гигантом на ветви асимптотических гигантов. Поскольку звезда выбрасывает вещество, приближаясь к заключительным фазам своего жизненного цикла, ультрафиолетовый свет горячего звездного остатка освещает окружающую туманность.
Как и все объекты этого типа, NGC 5189 является завершающим кратким этапом в жизни звезды среднего размера. Когда стареющая звезда достигла фазы асимптотической гигантской ветви, она начала терять материал ускоренными темпами. Как только в ее ядре закончилось топливо, она выбросила свою внешнюю газовую оболочку. Остаточное ядро освещает выброшенное облако вещества, образуя яркую туманность. Сложная структура расширяющихся газовых облаков отражает процесс потери массы центральной звезды.
Планетарные туманности не имеют ничего общего с планетами. Термин отражает круглую форму и зеленый или синий оттенок этих объектов, который напоминает планеты Уран и Нептун в телескопы. Английский астроном немецкого происхождения Уильям Гершель, возможно, был первым, кто использовал этот термин в 1780-х годах. Несмотря на то, что это неправильное название, термин прижился и используется до сих пор.
Обратная S-образная форма и спиральные узоры делают NGC 5189 необычным примером планетарной туманности. Облако газа имеет узловатую и нитевидную структуру и образовано из двух вложенных структур. Эти структуры расширяются от центральной звезды в разных направлениях. Считается, что разные лепестки образовались в разные периоды потери массы звезды-прародительницы.
Яркая кольцевидная структура, которая пронизывает туманность, состоит из кометных узлов и радиальных нитей. Они обычно образуются в результате звездных ветров и излучения центральной звезды. Несмотря на то, что на изображениях туманности, сделанных Хабблом, они кажутся маленькими, каждый узел сравним по размеру с нашей Солнечной системой.
Центральная звезда Спиральной планетарной туманности является частью двойной системы, что объясняет четырехполярную структуру туманности. Присутствие звезды-компаньона повлияло на характер выброса массы, создав сложные формы и структуры в расширяющейся туманности. Исследование, проведенное в 2017 году, показало, что оболочки туманности с низкой ионизацией могут быть результатом эволюции двойной или тройной звездной системы.
Центральная звезда представляет собой редкую маломассивную звезду Вольфа-Райе с расчетной массой 0,596 массы Солнца. Звезда с дефицитом водорода внесена в каталог как WD 1330-657 и HD 117622. У нее есть спутник-белый карлик, обращающийся по орбите продолжительностью 4,04 дня. Прародительница имеет спектральный тип [WO1], указывающий на то, что спектр звезды имитирует углеродную последовательность массивных звезд Вольфа-Райе. С температурой около 165 000 К это одна из самых горячих центральных звезд известных планетарных туманностей.
Спиральная планетарная туманность содержит множество точечно-симметричных оттоков (узлов) и ярких структур, которые обычно появляются вдоль длинной оси планетарных туманностей. Они представляют собой плотные сгустки газа, которые образуются на ранних стадиях эволюции планетарных туманностей вместе со струями.
У многих планетарных туманностей по обе стороны есть точки ярких структур. Яркие примеры включают туманность Сатурн (NGC 7009) в созвездии Водолей, туманность Кошачий глаз (NGC 6543) в созвездии Дракон, Мерцающая планетарная туманность (NGC 6826) в созвездии Лебедь и туманность Призрак Юпитера (NGC 4242) в созвездии Гидра.
Однако Спиральная планетарная туманность имеет более одной пары ярких структур. В исследовании 1983 года были обнаружены доказательства присутствия в туманности по меньшей мере пяти структур. Это указывает на то, что центральная звезда на самом деле представляет собой двойную систему.
В исследовании 2017 года использовались изображения, полученные широкоугольной камерой 3 космического телескопа Хаббл в 2012 году, для изучения морфологии центральной области туманности. Астрономы обнаружили, что внутренняя часть туманности в 0,2 парсека вокруг двойной системы образовалась в результате более поздней вспышки центральной звезды. Они обнаружили две оболочки с низкой ионизацией в пределах 55 угловых секунд от звезды-прародителя, окруженные сильно ионизированным газом.
Факты о NGC 5189
Спиральная планетарная туманность была открыта шотландским астрономом Джеймсом Данлопом 1 июля 1826 года. Данлоп заметил туманность с помощью 9-дюймового отражателя в Параматте в Новом Южном Уэльсе, Австралия. Он внес объект в каталог как Δ252.
До 1960-х годов NGC 5189 считалась яркой эмиссионной туманностью. В 1918 году Кэмпбелл и Мур даже считали ее частью группы из трех туманностей, а не одним нетипичным объектом.
В 1967 году американский астроном Карл Гордон Хениз был первым, кто описал NGC 5189 как квазипланетарную туманность после изучения ее спектра.
Двойной спутник ускользал от астрономов до 2015 года, когда наблюдения с помощью спектрографа Роберта Стоби на 9,2-метровом Большом южноафриканском телескопе (SALT) обнаружили спутника-белого карлика центральной звезды Вольфа-Райе. Ученые рассчитали массу до 0,84 массы Солнца, в зависимости от наклона системы, и обнаружили период обращения двойной системы в 4,04 дня.
Расположение на небе
Спиральная планетарная туманность находится в области Южного Креста. Туманность появляется на пересечении воображаемых линий, соединяющих Альфу Центавра и Бета Мухи, а также Хадар (Бета Центавра) и Гамма Мухи.
Фигура созвездия Мухи появляется вдоль линии, проходящей через Южный Крест. Альфа, Бета и Гамма Мухи имеют видимые величины 2,69, 3,05 и 3,87 соответственно, и их легко заметить из районов без слишком сильного светового загрязнения.
Несмотря на то, что на бумаге она относительно большая и яркая, NGC 5189 имеет низкую поверхностную яркость и кажется более тусклой, чем можно предположить по ее видимой величине при наблюдении в небольшой телескоп. При хороших условиях туманность можно разглядеть в 4-дюймовый рефрактор. Однако лучше всего ее видно в телескопы большего размера, которые показывают S-образные изгибы и сложную структуру вокруг длинной оси.
При склонении -66 ° NGC 5189 видна из мест южнее 23 ° северной широты, но она никогда не поднимается над горизонтом очень высоко для наблюдателей в северном полушарии.
Лучшее время года для наблюдения за Спиральной планетарной туманностью и другими объектами глубокого космоса в созвездии Мухи – май, когда ранним вечером созвездие появляется выше над горизонтом.
| История исследования | |||
|---|---|---|---|
| Открыватель | Джеймс Данлоп | ||
| Дата открытия | 1 июля 1826 | ||
| Наблюдательные данные | |||
| Прямое восхождение | 13h 33m 32,9s | ||
| Склонение | -65° 58′ 25″ | ||
| Расстояние | 1780 – 3000 свет. лет | ||
| Видимая звёздная величина (V) | 8,2 | ||
| Фотографическая звёздная величина (mph) | 10,3 | ||
| Видимые размеры | 2,33′ | ||
| Созвездие | Муха | ||
| Физические характеристики | |||
| Спектральный класс | [WO1] | ||
|
|||
