Как найти кошачий глаз

Открытие

Туманность, названную впоследствии «Кошачьим глазом», открыл 15 февраля 1786 года британский астроном Уильям Гершель, 19-летним юношей, эмигрировавший из Германии в Англию.

Построив телескоп, Гершель приступил к изучению астрономии и практическим наблюдениям. В своих первых научных работах он публиковал результаты наблюдения туманностей, названных им планетарными, а в 1802 году привел перечень свыше 2500 подобных объектов, включая и «Кошачий глаз».

Поскольку туманности, в отличие от планет, не перемещались по небосклону, Гершель связал туманности со звездами, и решил, что газ в окрестностях звезд конденсируется и образует планеты, а туманности – промежуточный этап в образовании планет. Данную теорию приняли и прочие астрономы, и за объектами подобного рода название «планетарные туманности» закрепилось.

Что представляет собой

В центре астрономического объекта располагается яркая звезда красный гигант (не исключено, что у гиганта есть близкая звезда-спутник, но разрешение телескопа не позволяет достоверно в том убедиться), что выявило рентгеновское изображение. Звезда в 10 000 раз ярче Солнца (температура ее поверхности 80 000 К) с незначительно отличающимся от Солнца размером.

Яркое овальное ядро туманности имеет линейный поперечник 0,2 световых года, с угловым размером 20 угловых секунд.

Расширенное гало с массой меньше массы Солнца имеет размер уже 6 угловых минут. Вещество гало было выброшено звездой на стадии красного гиганта, его температура около 15 000 К.

Основное тело туманности гораздо холоднее, при температуре 7000-9000 К оно чуть горячее поверхности Солнца (6000 К). Структура туманности, как показали снимки, помимо концентрических газовых оболочек содержит узлы, пузыри и газовые струи.

Туманность расширяется со скоростью 16 км/с и окружена ореолом газообразного вещества, с поперечником свыше 3 световых лет.

Механизм, ответственный за форму планетарной туманности, до сих пор еще не раскрыт; это может быть, как магнитное поле звезды-прародительницы, так и гравитационная сила звезды-компаньона, которая воздействует на выброшенный газ.

Выглядит туманность как сине-зеленый диск, но невооруженным глазом она невидима, поскольку ее звездная величина (характеристика яркости небесного объекта) 8, а человек различает лишь звезды до 6 звездной величины (чем меньше звездная величина, тем объект ярче). Но в бинокль или любительский телескоп туманность хорошо видна.

Туманность Кошачий Глаз (NGC 6543) находится более чем в 3 тысячах световых лет от Земли.

Стадии эволюции

С момента первого спектроскопического исследования Хаггинса в 1864 году пришлось ждать до 1956 года, пока, наконец, советский астроном Иосиф Шкловский не опубликовал идею о том, что планетарные туманности образуются в конце жизни красного гиганта.

Когда все процессы ядерного синтеза в звезде гаснут, остается только горячее звездное ядро (белый карлик), и дрейфующая от него внешняя оболочка, которая, согласно идее Шкловского, образует планетарную туманность.

 Эта идея образования планетарных туманностей типа Кошачьего глаза оказалась в основном верной.

По мере эволюционирования туманность изменяла свою форму. С интервалом около 1500 лет центральная звезда Кошачьего глаза импульсивно выбрасывала материю, в результате чего образовались свыше 11 равномерно расположенных сферических образований, составивших туманность.

Масса каждого выброса при этом превышала суммарную массу всех планет Солнечной системы. Также, происходили и более частые пульсации, с интервалом в несколько лет или десятков лет. Пульсации прекратились порядка 1000 лет назад, это время и считается временем образования туманности. Расстояние между сферическими образованиями составляет 25 угловых секунд.

На полученных «Хабблом» снимках видно, что всего за 10 лет, с 1994 по 2004 годы, туманность расширилась в пространстве.

Прежде чем ученые смогут окончательно понять причину расширения туманностей, придется провести еще немало наблюдений.

Ближайшие 10 000 лет туманность будет постепенно рассеиваться в пространстве, а давшая ей начало звезда – остывать, пока не превратится в белого карлика.

Газовый состав

«Кошачий глаз» был первой планетарной туманностью, газовый состав которой удалось определить. Британский астроном-любитель Уильям Хаггинс начал изучать туманность посредством новейшего для своего времени оптического прибора — спектрометра, позволявшего оценивать химический состав удаленных объектов на основе их свечения.

В 1864 году Хаггинс впервые получил спектрограмму «Кошачьего глаза».

Ожидаемых результатов Хаггинс не получил, что побудило ученых радикально пересмотреть свои воззрения на природу планетарных туманностей.

Тезис о том, что они могут являться звездными скоплениями, был снят – вместо ожидавшегося непрерывного спектра был получен эмиссионный спектр, состоящий из отдельных спектральных линий. Это было первым указанием на то, что Кошачий глаз представляет собой «газовое облако».

Спектральный анализ показал, что звезд в туманности нет, она состоит в основном из горячих водорода и гелия, с некоторым количеством более тяжелых элементов.

При этом было сделано открытие – в спектре обнаружились несколько необычных линий, не соответствовавших ранее наблюдавшимся, и не закрепленными ни за какими известными к тому времени химическими элементами. Ученые готовы были приписать эти линии новому элементу небулию, но впоследствии выяснилось, что небулия не существует, а линии принадлежат кислороду и азоту, находящимся в далеких от обычных условий.

Интересные факты

• Туманность также известна в звездном каталоге как объект NGC6543.
• Туманность была открыта в 1786 году.
• Кошачий глаз был первой туманностью, изученной посредством спектроскопии.
• Туманность состоит из более чем десятка расширяющихся газовых сфер. С Земли эти сферы выглядят как кольца.
• Туманность образовалась во время гибели звезды среднего размера.

Частые вопросы

Видео-обзор научных фактов

У этого термина существуют и другие значения, см. Кошачий глаз.

Туманность Кошачий Глаз
планетарная туманность
История исследования
Открыватель	Уильям Гершель
Дата открытия	15 февраля 1786
Наблюдательные данные (Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение	17ч 58м 33.42с
Склонение	+66° 37′ 59.52″
Расстояние	3,3 ± 0,9 тыс. св. года (1,0 ± 0,3 к пк)
Видимая звёздная величина (V)	8,1
Фотографическая звёздная величина (mph)	8,8
Видимые размеры	23″×17″ (центр) 5,8′ (гало)
Созвездие	Дракон
Физические характеристики
Спектральный класс	[WC][1]
Радиус	0,2 св. года
Абсолютная звёздная величина (V)	−1,9
Свойства	сложная структура
Другие обозначения NGC 6543, PK 96+29.1, 7ZW 759
Информация в Викиданных
Медиафайлы на Викискладе

Туманность «Кошачий Глаз», или NGC 6543 — планетарная туманность в созвездии Дракона. Это одна из самых сложных по структуре туманностей. На снимках, сделанных с высоким разрешением телескопом Хаббла, видно множество сплетений, выбросов и ярких дугообразных элементов.

Современные исследования туманности выявили ряд особенностей, которые не получили однозначного объяснения. Сложность структуры туманности обычно объясняется корональными выбросами в двойной звёздной системе в центре туманности, но прямых свидетельств, что центральная звезда имеет компаньона, не найдено. В ходе анализа химического состава различными методами также были получены противоречивые данные. Причина этих расхождений неясна. В центре Туманности Кошачий Глаз была яркая и горячая звезда, но около 1000 лет назад эта звезда потеряла свою внешнюю оболочку и произвела туманность.

Общая информация[править | править код]

Туманность была обнаружена Уильямом Гершелем 15 февраля 1786 года. Она стала первой планетарной туманностью, у которой был изучен спектр. Это сделал английский астроном-любитель Уильям Хаггинс в 1864 году.

Ещё в 1864 г. английский астроном Геггинс избрал туманность в Драконе «пробным камнем» для первых спектроскопических наблюдений этих загадочных объектов. Спектральный анализ ещё только зарождался, и Геггинс наблюдал спектр туманности Дракона визуально, присоединив спектроскоп к окулярной части телескопа. Велико было его удивление, когда вместо привычной радужной полоски спектра поглощения, характерного для большинства звезд, он увидел только три яркие разноцветные линии на совершенно темном фоне. Вопреки ожиданиям, туманность Дракона оказалась состоящей не из звезд, а из светящихся газов. Впервые спектроскоп доказал, что в мировом пространстве, кроме звезд и планет, есть исполинские облака разреженных и светящихся газов.

NGC 6543 хорошо изучена. Она относительно яркая (звёздная величина составляет 8,1^m), кроме того, имеет высокую поверхностную яркость. Её высокое склонение означает, что она легко доступна для наблюдений из северного полушария, где исторически располагается большинство телескопов. Она находится почти по направлению на северный полюс эклиптики.

Размер внутренней яркой области составляет 20 секунд в диаметре (Reed et al. 1999),^{[уточнить]} однако у туманности имеется обширное гало, которое сбросила порождающая звезда на стадии красного гиганта. Эта область имеет размер в 386 секунд, или 6,4 минуты.

Было установлено, что «ядро» туманности имеет плотность около 5000 частиц/см³ и температуру около 8000 К. (Wesson & Liu 2004) Температура гало выше — 15 000 К, а плотность значительно ниже.

Центральная звезда имеет класс O с температурой 80 000 К. Она примерно в 10 000 раз ярче Солнца, в то время как её радиус составляет 0,65 от солнечного. Спектроскопические исследования выявили, что в настоящее время эта звезда теряет массу, излучая интенсивный солнечный ветер, со скоростью 3,2⋅10⁻⁷ солнечных масс в год, или 20 триллионов тонн в секунду. Скорость ветра достигает 1900 км/с. Расчёты показали, что текущая масса звезды чуть превышает солнечную, но изначально она была почти в 5 раз больше неё. (Bianchi, Cerrato & Grewing 1986)

Наблюдения в рентгеновских лучах[править | править код]

Недавние наблюдения в рентгеновском диапазоне с помощью рентгеновской обсерватории Чандра показали наличие чрезвычайно горячего газа в NGC 6543 с температурой 1,7×10⁶ K. Изображение в верхней части этого раздела представляет собой сочетание оптических изображений с космического телескопа Хаббл и рентгеновских снимков с телескопа Чандра. Считается, что сам горячий газ является результатом взаимодействия мощного звездного ветра с материалом, который был исторгнут ранее. Это взаимодействие создало внутренний пузырь туманности.

Наблюдения обсерватории Чандра также показали наличие точечного источника в районе центральной звезды. Спектр этого источника распространяется на жесткую часть спектра рентгеновского излучения, до 0,5-1,0 кэВ. Для звезды с температурой фотосферы около 100 000 K не следует ожидать сильного излучения в жестких рентгеновских лучах, и поэтому его присутствие является загадкой. Это может свидетельствовать о наличии высокой температуры аккреционного диска в двойной звездной системе.

Расстояние[править | править код]

Измерение точных расстояний до планетарных туманностей всегда представляло собой проблему. Многие методы, применяющиеся для этого, основываются на общих предположениях и могут быть неточны в конкретных случаях.

Однако в последние годы использование телескопа Хаббла позволило ввести новый метод определения расстояний. Все планетарные туманности расширяются, поэтому наблюдения с достаточным угловым разрешением, совершаемые с промежутком в несколько лет, отмечают увеличение видимых размеров туманностей. Обычно это увеличение очень мало — всего лишь несколько миллисекунд в год или меньше. С помощью спектроскопических наблюдений, используя эффект Доплера, можно вычислить линейную скорость расширения вдоль луча зрения. Затем, сравнив угловую скорость роста с линейной, можно рассчитать расстояние до туманности.

В 1994 и 1997 годах NGC 6543 была исследована по этому методу. Её угловое расширение оказалось равным примерно 10 миллисекунд в год, а линейное — 16,4 км/с. В конечном итоге было установлено, что расстояние до туманности приблизительно равно 1000 парсекам (или 3300 световым годам, или 3⋅10¹⁶ км). (Reed et al. 1999)

Возраст[править | править код]

По угловой скорости расширения можно также определить возраст туманности. Почти все проведённые измерения говорят о том, что если оно происходило с постоянной скоростью, то от начала образования прошло около 1000 лет. (Reed et al. 1999) Поскольку вновь выбрасываемое вещество встречает на своём пути сопротивление в виде уже имеющегося (выделенного на ранних стадиях эволюции), этот срок следует считать верхним пределом возраста туманности.

В то же время оказалось, что внешние пиковидные части туманности имеют бо́льший возраст — равный примерно 1600 годам.^{[уточнить]} Скорее всего, они образовались из вещества, выброшенного звездой ещё до образования самой туманности.

Состав[править | править код]

Как и для большинства далёких астрономических объектов, главные составляющие NGC 6543 — это водород и гелий, в то время как более тяжёлые элементы присутствуют в гораздо меньших количествах. Точный состав может быть определён на основании спектроскопических наблюдений. Все включения обычно описываются по отношению к водороду, самому распространённому элементу.

Различные исследования обычно дают неодинаковые данные по элементному составу. Часто это происходит из-за того, что спектрографы телескопов не могут собрать весь свет, исходящий от исследуемых объектов, а принимают лишь его долю через диафрагму или апертуру объектива. Следовательно, при разных наблюдениях захватываются разные части туманностей.

Но в случае с NGC 6543 результаты измерений в целом сходятся. Содержание гелия относительно водорода составляет 0,12, углерода, как и азота, — 3⋅10⁻⁴, и кислорода — 7⋅10⁻⁴. Это типичные соотношения для планетарных туманностей. Относительное содержание и углерода, и азота, и кислорода выше, чем у нашего Солнца, так как атмосфера звёзд насыщается этими элементами, получающимися в процессе ядерного синтеза, уже ближе к стадии планетарной туманности. (Wesson & Liu 2004) (Hyung et al. 2000)

Тщательный спектроскопический анализ NGC 6543 показал, что она может содержать небольшое количество вещества, значительно обогащённого тяжёлыми элементами.

Развитие и морфология[править | править код]

В плане структуры, Кошачий глаз — очень сложная туманность, и механизм или механизмы, приведшие к такому сложному строению, до конца не поняты.

На структуру яркой области туманности преимущественно влияет взаимодействие между быстрым солнечным ветром центральной звезды и веществом, выброшенным на стадии образования туманности. Это взаимодействие также порождает рентгеновское излучение. Солнечный ветер «выдувает» к внешним границам массы вещества, находящиеся внутри «пузыря» туманности, и в будущем может привести к его разрыву с двух сторон. (Balick & Preston 1987)

Предполагается, что центральная звезда туманности может быть двойной. Существование аккреционного диска, вызванного передачей вещества между компонентами системы, в свою очередь, могло привести к образованию полярных струйных течений, взаимодействующих с окружающей материей, выброшенной ранее. С течением времени направление течений изменялось бы под влиянием прецессии. (Miranda & Solf 1992)

За пределами яркой области туманности различим ряд концентрических колец, которые, предполагается, были выброшены звездой перед началом формирования туманности, на стадии красного гиганта по диаграмме Герцшпрунга — Рассела. Эти кольца распределены равномерно, что указывает на то, что они были выброшены через одинаковые интервалы времени и с одинаковой скоростью. (Balick, Wilson & Hajian 2001)

Открытые вопросы[править | править код]

Несмотря на активное изучение, туманность Кошачий Глаз хранит много загадок. Похоже, что концентрические кольца, окружающие туманность, были выброшены с интервалами в несколько сотен лет — время, которое сложно объяснить. Считается, что тепловые пульсации, в первую очередь ответственные за образование планетарных туманностей, происходят с интервалом в несколько десятков тысяч лет, а более мелкие поверхностные пульсации — от нескольких лет до десятков лет. Таким образом, механизм, ответственный за выброс вещества с обнаруженным периодом в этой туманности, ещё не известен науке.

Спектры планетарных туманностей состоят из линий испускания. Эти линии могут образоваться либо из-за столкновительного возбуждения ионов туманности, либо из-за рекомбинации электронов с ионами. Линии, возникшие по первой причине, обычно значительно сильнее выражены; это исторически служит для определения содержания элементов. Однако исследования показывают, что для NGC 6543 содержания, вычисленные по линиям рекомбинации, примерно в 3 раза выше, чем те, что были вычислены по линиям столкновения. (Wesson & Liu 2004) О причинах этого расхождения ведутся споры.

Примечания[править | править код]

Литература[править | править код]

Ссылки[править код]

• Информация на английском и французском из оригинального «Нового общего каталога»
• Информация (англ.) из Пересмотренного «Нового общего каталога»
• VizieR (англ.)
• NASA/IPAC Extragalactic Database (англ.)
• Список публикаций, посвящённых NGC 6543
• Гало вокруг туманности Кошачий глаз

Туманность Кошачий глаз или NGC 6543 – это планетарная туманность в северном созвездии Драко, обнаруженная Уильямом Гершелем 15 февраля 1786 года. Это была первая планетарная туманность, спектр которой был исследован английским астрономом-любителем Уильямом Хаггинсом, демонстрирующим эту планетарную туманность. Туманности были газообразными и не звездными по природе. Структурно объект получил изображения высокого разрешения космического телескопа Хаббла, на которых видны узлы, струи, пузырьки и сложные дуги, освещаемые центральным ядром горячей планетарной туманности (PNN). Это хорошо изученный объект, который наблюдался от радиоволн до рентгеновских длин волн.

Основная информация

NGC 6543 – объект глубокого неба с высоким северным склонением. Он имеет суммарную величину 8,1, с высокой поверхностной яркостью. Его маленькая яркая внутренняя туманность составляет в среднем 16,1 угловых секунд, а внешние заметные уплотнения – около 25 угловых секунд. Глубокие изображения показывают расширенное гало около 300 угловых секунд или 5 угловых минут в поперечнике,которое когда-то было выброшено центральной звездой-прародителем во время фазы красного гиганта.

NGC 6543 находится на расстоянии 4,4 минуты дуги от текущего положения северного полюса эклиптики, менее чем на 10-10 из 45 дуговых минут между Полярисом и текущим местоположением северной оси вращения Земли. Это удобный и точный маркер для оси вращения эклиптики Земли, вокруг которой вращается небесный Северный полюс. Это также хороший маркер для близлежащей «неизменной» оси солнечной системы, которая является центром кругов, которые северный полюс каждой планеты и северный полюс орбиты каждой планеты образуют в небе. Поскольку движение в небе эклиптического полюса очень медленное по сравнению с движением северного полюса Земли, его положение в качестве маркера станции эклиптического полюса является практически постоянным на временной шкале человеческой истории, в отличие от Полярной звезды, которая меняется каждые несколько тысяч лет.

Туманность Кошачий глаз, приведенная в некоторых источниках, находится на расстоянии около трех тысяч световых лет от Земли.

Наблюдения

Кошачий глаз был первой планетарной туманностью, которую наблюдал Уильям Хаггинс на спектроскопе 29 августа 1864 года. Наблюдения Хаггинса показали, что спектр туманности был непостоянным и состоял из нескольких ярких эмиссионных линий, что свидетельствует о том, что планетарные туманности состоят из тонкого ионизированного газа. Спектроскопические наблюдения на этих длинах волн используются для определения численности, в то время как изображения на этих длинах волн используются для выявления сложной структуры туманности

Оптические и ультрафиолетовые наблюдения

Изображение космического телескопа Хаббла, полученное здесь, в цвете фальшивая, предназначено для выделения областей высокой и низкой ионизации. Были сделаны три изображения на фильтрах, изолирующих свет, излучаемый однократно ионизованным водородом при 656,3 нм, однократно ионизованный азот при 658,4 нм и двукратно ионизированный кислород при 500,7 нм. Изображения были объединены в красный, зеленый и синий каналы соответственно, хотя их истинные цвета – красный, красный и зеленый. Изображение показывает две «шапки» из менее ионизированного материала на краю туманности.

Расстояние

Расстояния планетарных туманностей, такие как NGC 6543, как правило, очень неточны и недостаточно известны. Некоторые недавние наблюдения NGC 6543 на космическом телескопе Хаббла, взятые с интервалом в несколько лет, определяют его расстояние от скорости углового расширения 3,457 миллисекунд в год. Предполагая скорость расширения прямой видимости 16,4 км · с-1, это означает, что расстояние NGC 6543 составляет 1001 ± 269 парсек (3 × 1019 k или 3300 световых лет) от Земли. Несколько других дистанционных ссылок, например, цитируемых в SIMBAD в 2014 году, основанных на Stanghellini, L., et al. (2008) предполагают, что расстояние составляет 1623 парсека (5300 световых лет).

Возраст

Угловое расширение туманности также можно использовать для оценки ее возраста. Если он расширяется с постоянной скоростью 10 миллиардсекунд в год, то для достижения диаметра 20 угловых секунд потребуется 1000-260 лет. Это может быть верхним пределом возраста, потому что выброшенный материал будет замедлен, когда он встретит материал, выброшенный из звезды на более ранних стадиях ее эволюции, и межзвездную среду.

Сине-зеленый диффузный диск со сложной круглой структурой в центре. Диск пересекает s-образную коричневую кривую.

Изображение NGC 6543 обработано для выявления концентрических колец, окружающих внутреннее ядро. Также видны линейные структуры, возможно, вызванные обработкой струй из двойной центральной звездной системы.

Как и большинство астрономических объектов, NGC 6543 состоит в основном из водорода и гелия, а более тяжелые элементы присутствуют в небольших количествах. Точный состав может быть определен с помощью спектроскопических исследований. Содержание обычно выражается относительно водорода, наиболее распространенного элемента.

Emission nebula
Planetary nebula
Composite image using optical images from the HST and X-ray data from the Chandra X-ray Observatory.
Observation data: J2000 epoch
Right ascension	17h 58m 33.423s[1]
Declination	+66° 37′ 59.52″[1]
Distance	3.3±0.9 kly (1.0±0.3 kpc)[2] ly
Apparent magnitude (V)	9.8B[1]
Apparent dimensions (V)	Core: 20″[2]
Constellation	Draco
Physical characteristics
Radius	Core: 0.2 ly[note 1] ly
Absolute magnitude (V)	−0.2+0.8 −0.6B[note 2]
Notable features	complex structure
Designations	NGC 6543,[1] Snail Nebula,[1] Sunflower Nebula,[1] (includes IC 4677),[1] Caldwell 6
See also: Lists of nebulae

The Cat’s Eye Nebula (also known as NGC 6543 and Caldwell 6) is a planetary nebula in the northern constellation of Draco, discovered by William Herschel on February 15, 1786. It was the first planetary nebula whose spectrum was investigated by the English amateur astronomer William Huggins, demonstrating that planetary nebulae were gaseous and not stellar in nature. Structurally, the object has had high-resolution images by the Hubble Space Telescope revealing knots, jets, bubbles and complex arcs, being illuminated by the central hot planetary nebula nucleus (PNN).^[3]
It is a well-studied object that has been observed from radio to X-ray wavelengths.

General information[edit]

NGC 6543 is a high northern declination deep-sky object. It has the combined magnitude of 8.1, with high surface brightness. Its small bright inner nebula subtends an average of 16.1 arcsec, with the outer prominent condensations about 25 arcsec.^[4] Deep images reveal an extended halo about 300 arcsec or 5 arcminutes across,^[5] that was once ejected by the central progenitor star during its red giant phase.

NGC 6543 is 4.4 minutes of arc from the current position of the north ecliptic pole, less than 1⁄10 of the 45 arcminutes between Polaris and the current location of the Earth’s northern axis of rotation. It is a convenient and accurate marker for the axis of rotation of the Earth’s ecliptic, around which the celestial North Pole rotates. It is also a good marker for the nearby “invariable” axis of the solar system, which is the center of the circles which every planet’s north pole, and the north pole of every planet’s orbit, make in the sky. Since motion in the sky of the ecliptic pole is very slow compared to the motion of the Earth’s north pole, its position as an ecliptic pole station marker is essentially permanent on the time-scale of human history, as opposed to the pole star, which changes every few thousand years.

Observations show the bright nebulosity has temperatures between 7000 and 9000 K, whose densities average of about 5000 particles per cubic centimetre.^[6] Its outer halo has the higher temperature around 15,000 K, but is of much lower density.^[7] Velocity of the fast stellar wind is about 1900 km/s, where spectroscopic analysis shows the current rate of mass loss averages 3.2×10⁻⁷ solar masses per year, equivalent to twenty trillion tons per second (20 Eg/s).^[6]

Surface temperature for the central PNN is about 80,000 K, being 10,000 times as luminous as the sun. Stellar classification is O7 + [WR]-type star.^[6] Calculations suggest the PNN is over one solar mass, from a theoretical initial 5 solar masses.^[8] The central Wolf–Rayet star has a radius of 0.65 R_☉ (452,000 km).^[9] The Cat’s Eye Nebula, given in some sources, lies about three thousand light-years from Earth.^[10]

Observations[edit]

The Cat’s Eye was the first planetary nebula to be observed with a spectroscope by William Huggins on August 29, 1864.^[11][12] Huggins’ observations revealed that the nebula’s spectrum was non-continuous and made of a few bright emission lines, first indication that planetary nebulae consist of tenuous ionised gas. Spectroscopic observations at these wavelengths are used in abundance determinations,^[13] while images at these wavelengths have been used to reveal the intricate structure of the nebula.^[14]

Infrared observations[edit]

Observations of NGC 6543 at far-infrared wavelengths (about 60 μm) reveal the presence of stellar dust at low temperatures. The dust is believed to have formed during the last phases of the progenitor star’s life. It absorbs light from the central star and re-radiates it at infrared wavelengths. The spectrum of the infrared dust emission implies that the dust temperature is about 85 K, while the mass of the dust is estimated at 6.4×10⁻⁴ solar masses.^[15]

Infrared emission also reveals the presence of un-ionised material such as molecular hydrogen (H₂) and argon. In many planetary nebulae, molecular emission is greatest at larger distances from the star, where more material is un-ionised, but molecular hydrogen emission in NGC 6543 seems to be bright at the inner edge of its outer halo. This may be due to shock waves exciting the H₂ as ejecta moving at different speeds collide. The overall appearance of the Cat’s Eye Nebula in infrared (wavelengths 2–8 μm) is similar in visible light.^[16]

Optical and ultraviolet observations[edit]

The Hubble Space Telescope image produced here is in false colour, designed to highlight regions of high and low ionisation. Three images were taken, in filters isolating the light emitted by singly ionised hydrogen at 656.3 nm, singly ionised nitrogen at 658.4 nm and doubly ionised oxygen at 500.7 nm. The images were combined as red, green and blue channels respectively, although their true colours are red, red and green. The image reveals two “caps” of less ionised material at the edge of the nebula.^[17]

X-ray observations[edit]

In 2001, observations at X-ray wavelengths by the Chandra X-ray Observatory revealed the presence of extremely hot gas within NGC 6543 with the temperature of 1.7×10⁶ K.^[18] It is thought that the very hot gas results from the violent interaction of a fast stellar wind with material previously ejected. This interaction has hollowed out the inner bubble of the nebula.^[14] Chandra observations have also revealed a point source at the position of the central star. The spectrum of this source extends to the hard part of the X-ray spectrum, to 0.5–1.0 keV. A star with the photospheric temperature of about 100,000 K would not be expected to emit strongly in hard X-rays, and so their presence is something of a mystery. It may suggest the presence of a high temperature accretion disk within a binary star system.^[19] The hard X-ray data remain intriguing more than ten years later: the Cat’s Eye was included in a 2012 Chandra survey of 21 central stars of planetary nebulae (CSPNe) in the solar neighborhood, which found: “All but one of the X-ray point sources detected at CSPNe display X-ray spectra that are harder than expected from hot (~100,000 K) central star photospheres, possibly indicating a high frequency of binary companions to CSPNe. Other potential explanations include self-shocking winds or PN mass fallback.”^[20]

Distance[edit]

Planetary nebulae distances like NGC 6543 are generally very inaccurate and not well known.^[21] Some recent Hubble Space Telescope observations of NGC 6543 taken several years apart determine its distance from the angular expansion rate of 3.457 milliarcseconds per year. Assuming a line of sight expansion velocity of 16.4 km·s⁻¹, this implies that NGC 6543’s distance is 1001±269 parsecs (3×10¹⁹ k or 3300 light-years) away from Earth.^[22] Several other distance references, like what is quoted in SIMBAD in 2014 based on Stanghellini, L., et al. (2008) suggest the distance is 1623 parsecs (5300 light-years).^[23]

Age[edit]

The angular expansion of the nebula can also be used to estimate its age. If it has been expanding at a constant rate of 10 milliarcseconds a year, then it would take 1000±260 years to reach a diameter of 20 arcseconds. This may be an upper limit to the age, because ejected material will be slowed when it encounters material ejected from the star at earlier stages of its evolution, and the interstellar medium.^[22]

Composition[edit]

Like most astronomical objects, NGC 6543 consists mostly of hydrogen and helium, with heavier elements present in small quantities. The exact composition may be determined by spectroscopic studies. Abundances are generally expressed relative to hydrogen, the most abundant element.^[7]

Different studies generally find varying values for elemental abundances. This is often because spectrographs attached to telescopes do not collect all the light from objects being observed, instead gathering light from a slit or small aperture. Therefore, different observations may sample different parts of the nebula.

However, results for NGC 6543 broadly agree that, relative to hydrogen, the helium abundance is about 0.12, carbon and nitrogen abundances are both about 3×10⁻⁴, and the oxygen abundance is about 7×10⁻⁴.^[13] These are fairly typical abundances for planetary nebulae, with the carbon, nitrogen and oxygen abundances all larger than the values found for the sun, due to the effects of nucleosynthesis enriching the star’s atmosphere in heavy elements before it is ejected as a planetary nebula.^[24]

Deep spectroscopic analysis of NGC 6543 may indicate that the nebula contains a small amount of material which is highly enriched in heavy elements; this is discussed below.^[13]

Kinematics and morphology[edit]

The Cat’s Eye Nebula is structurally a very complex nebula, and the mechanism or mechanisms that have given rise to its complicated morphology are not well understood.^[14] The central bright part of the nebula consists of the inner elongated bubble (inner ellipse) filled with hot gas. It, in turn, is nested into a pair of larger spherical bubbles conjoined together along their waist. The waist is observed as the second larger ellipse lying perpendicular to the bubble with hot gas.^[25]

The structure of the bright portion of the nebula is primarily caused by the interaction of a fast stellar wind being emitted by the central PNN with the visible material ejected during the formation of the nebula. This interaction causes the emission of X-rays discussed above. The stellar wind, blowing with the velocity as high as 1900 km/s, has ‘hollowed out’ the inner bubble of the nebula, and appears to have burst the bubble at both ends.^[14]

It is also suspected that the central WR:+O7 spectral class PNN star, HD 164963 / BD +66 1066 / PPM 20679^[1] of the nebula may be generated by a binary star.^[1] The existence of an accretion disk caused by mass transfer between the two components of the system may give rise to polar jets, which would interact with previously ejected material. Over time, the direction of the polar jets would vary due to precession.^[26]

Outside the bright inner portion of the nebula, there are a series of concentric rings, thought to have been ejected before the formation of the planetary nebula, while the star was on the asymptotic giant branch of the Hertzsprung–Russell diagram. These rings are very evenly spaced, suggesting that the mechanism responsible for their formation ejected them at very regular intervals and at very similar speeds.^[5] The total mass of the rings is about 0.1 solar masses.^[27] The pulsations that formed the rings probably started 15,000 years ago and ceased about 1000 years ago, when the formation of the bright central part began (see above).^[28]

Further, a large faint halo extends to large distances from the star. The halo again predates the formation of the main nebula. The mass of the halo is estimated as 0.26–0.92 solar masses.^[27]

See also[edit]

• List of largest nebulae

Notes[edit]

References[edit]

Cited sources[edit]

External links[edit]

• Cat’s Eye Nebula Release at ESA/Hubble
• Cat’s Eye Nebula images at ESA/Hubble
• Chandra X-Ray Observatory Photo Album: NGC 6543
• Astronomy Picture of the Day
  • The Cat’s Eye Nebula October 31, 1999
  • Halo of the Cat’s Eye 2010 May 9
  • The Cat’s Eye Nebula 2016 July 3
• Hubble Probes the Complex History of a Dying Star—HubbleSite article about the Cat’s Eye Nebula.
• NGC6543 The Cats Eye Nebula
• Hubble’s Color Toolbox: Cat’s Eye Nebula—article showing image composite process used to produce an image of the nebula
• Cat’s Eye Nebula on WikiSky: DSS2, SDSS, GALEX, IRAS, Hydrogen α, X-Ray, Astrophoto, Sky Map, Articles and images
• Cat’s Eye Nebula at Constellation Guide
• Cat’s Eye Nebula in the Staracle NGC catalog

• SEDS – NGC 6543