ბუს ნისლეული

მასალა ვიკიპედიიდან — თავისუფალი ენციკლოპედია
გადასვლა: ნავიგაცია, ძიება
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,