ბუს ნისლეული

მასალა ვიკიპედიიდან — თავისუფალი ენციკლოპედია
Jump to navigation Jump to search
ბუს ნისლეული
გალაქტიკა
ბუს ნისლეული
აღმოჩენის ისტორია
აღმომჩენი პიერ მეშენი
აღმოჩენის თარიღი 1781
დაკვირვების მონაცემები
(ეპოქა J2000.0)
თანავარსკვლავედი დიდი დათვის თანავარსკვლავედი
პირდაპირი ასვლა 11სთ 14წთ 47.734წმ
დახრილობა +55° 01′ 08.50″
ხილული ზომები 3′.4 × 3′.3
ხილული ვარსკვლავიერი სიდიდე mV +9.9
მახასიათებლები
მანძილი 2030 სინ. წელი
რადიუსი 0.91 სინ. წელი

ბუს ნისლეული (აგრეთვე ცნობილი როგორც მესიე 97, M97 ან NGC 3587) — პლანეტური ნისლეული დედამიწიდან 2030 სინათლის წლის მანძილზე, დიდი დათვის თანავარსკვლავედის მიმართულებით.[1] 1781 წელის 16 თებერვალს აღმოაჩინა ფრანგმა ასტრონომმა პიერ მეშენმა.[2] 1848 წელს ნისლეულს ინგლისელ-ირლანდიელი ასტრონომი უილიამ პარსონსი აკვირდებოდა; შემდეგ, მის მიერ ხელით დახატული ილუსტრაცია ბუს თავს წააგავდა. ამის შემდეგ, ობიექტს ბუს ნისლეული შეარქვეს.[3]

ნისლეულის ასაკი დაახლოებით 8 000 წელია.[4] ჩამოყალიბდა ცენტრალური ვარსკვლავის მიერ ვარსკვლავური ქარების შედეგად დაკარგული მატერიის საფუძველზე.[5] ნისლეული ჩამწკრივებულია სამ კონცენტრულ ფენად, რომელთაგან გარეთა 20–30%-ით დიდია შიდა ფენაზე.[6] ბუს მსგავსი მოხაზულობა შიდა ფენის დამსახურებაა, რომელიც ცირკულარულად სიმეტრიული არაა.

ნისლეულის მასა დაახლოებით 0.13 მზის მასის ტოლია და შედგება წყალბადის, ჰელიუმის, აზოტის, ჟანგბადისა და გოგირდისგან[5] ისეთი სიმჭიდროვით, რომ ყოველ კუბურ მეტრში ამ ნივთიერებათა 100 ნაწილაკი მოდის.[6] ნისლეულის გარე რადიუსი 0,91 სინათლის წელია; მიმდებარე ვარსკვლავთშორის სივრცეში ფართოვდება 27–39 კმ/წმ სიჩქარით.[5]

მის ცენტრში დარჩენილი ვარსკვლავის ვარსკვლავიერი სიდიდი 14-ია და იგი ამჟამად თავისი ევოლუციის ბოლო ეტაპზეა — აქტიურად კონდენსირდება, რის შემდეგაც თეთრ ჯუჯად გადაიქცევა.[2][6] მას მზის მასის 55–60% აქვს დარჩენილი, მასზე 41–148-ჯერ კაშკაშაა ეფექტური ტემპერატურა კი 123 000 კელვინია.[7] როგორც სპიტცერის კოსმოსური ტელესკოპით დაკვირვებისას დადგინდა, ეს ვარსკვლავი გადამეტებულ ინფრაწითელგამოსხივებას არ გამოყოფს.[8]

რესურსები ინტერნეტში[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

სქოლიო[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

  1. Stanghellini, Letizia; Shaw, Richard A.; Villaver, Eva (December 2008), "The Magellanic Cloud Calibration of the Galactic Planetary Nebula Distance Scale", The Astrophysical Journal 689 (1): 194–202,
  2. 2.0 2.1 Jones, Kenneth Glyn (1991), Messierś Nebulae and Star Clusters (2nd რედ.), Cambridge University Press, сс. 277–279, ISBN 0521370795, https://books.google.com/books?id=SLEzPBn1i2gC&pg=PA277
  3. Clark, Roger Nelson (1990), Visual Astronomy of the Deep Sky, CUP Archive, ISBN 0521361559, https://books.google.com/books?id=gCI9AAAAIAAJ&pg=PA133
  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. 5.0 5.1 5.2 Cuesta, L.; Phillips, J. P. (November 2000), "Excitation and Density Mapping of NGC 3587", The Astrophysical Journal 120 (5): 2661–2669,
  6. 6.0 6.1 6.2 Guerrero, Martín A.; Chu, You-Hua; Manchado, Arturo; Kwitter, Karen B. (June 2003), "Physical Structure of Planetary Nebulae. I. The Owl Nebula", The Astrophysical Journal 125 (6): 3213–3221,
  7. Capriotti, Eugene R.; Kovach, William S. (March 1968), "Effective Temperatures of the Central Stars of Planetary Nebulae", Astrophysical Journal 151 (5): 991–995,
  8. Bilíková, Jana; Chu, You-Hua; Gruendl, Robert A.; Su, Kate Y. L. (May 2012), "Spitzer Search for Dust Disks around Central Stars of Planetary Nebulae", The Astrophysical Journal Supplement 200 (1): 3,