Nom d'objet: Messier 97
Désignations alternatives: M97, NGC 3587, nébuleuse du hibou
Type d'objet: Nébuleuse planétaire de type 3a
Constellation: La Grande Ourse
Ascension droite: 11: 14.8 (h: m)
Déclinaison: +55: 01 (deg: m)
Distance: 2,6 (kly)
Luminosité visuelle: 9,9 (mag)
Dimension apparente: 3,4 × 3,3 (arc min)
Localisation de Messier 97: La localisation de Messier 97 est assez facile. Vous le trouverez un tiers de la distance dans une ligne mentale tracée entre Beta et Gamma Ursa Majoris et juste légèrement au sud de cette ligne vers une étoile sombre. Oui. Le problème n'est pas de trouver la nébuleuse du hibou… c'est de la voir! Malgré sa magnitude combinée facturée de 9,9, il s'agit d'un objet à faible luminosité de surface et nécessite un ciel immaculé pour être vu avec un télescope moyen de 4 pouces. Les filtres de nébuleuse et de pollution lumineuse aident, mais les conditions du ciel dictent vraiment. (Cet auteur l'a vu dans des jumelles 16X65, mais à partir d'un site de ciel sombre gardé.) Ce que vous recherchez est à peu près le même diamètre que Jupiter serait dans l'oculaire donné que vous utilisez et sous un ciel moyen n'apparaîtra que comme le plus faible changement de contraste. Les télescopes à grande ouverture et à rapport focal rapide améliorent légèrement vos chances.
Ce que vous regardez: Messier 97 est une nébuleuse planétaire très inhabituelle et dynamique dont la forme peut être considérée comme celle d'une coquille de tore cylindrique vue sur l'oblique. Ce que nous voyons photographiquement (et parfois physiquement) comme les «yeux de hibou» peut être les extrémités projetées pauvres en matière de la forme cylindrique, tandis que la tête pourrait être une coquille à faible ionisation. À l'intérieur de cet habitant de la nuit âgé de 6000 ans se trouve une étoile mourante, maintenant de 16e grandeur, avec un peu plus de la moitié de la masse de notre propre Soleil. Une étoile qui - curieusement - peut parfois être aperçue plus facilement que la nébuleuse elle-même!
Pourquoi? Peut-être la densité? «Nous sommes en mesure d'évaluer la variation de l'excitation et de la densité électronique sur l'enveloppe projetée de la source. Nous proposons que la nébuleuse de la Chouette se compose de quatre coquilles principales: un composant interne, incliné, en forme de baril, responsable d'une émission d'excitation plus élevée; deux structures beaucoup plus uniformes, à symétrie sphérique, CSCI et CSCII. Celles-ci, enfin, sont enveloppées par un halo d'excitation beaucoup plus faible et d'intensité inférieure, surnommé CSCIII. Une grande partie de l'émission à faible excitation semble être associée à la périphérie du CSCI, et il est concevable qu'il s'agisse, physiquement parlant, d'une structure à coque relativement mince. » dit L. Cuesta (et al). «La cartographie de densité [S II] semble indiquer que ne est préférentiellement amélioré vers la périphérie nord de la coque, dans un régime où les résistances des lignes à faible excitation sont également préférentiellement améliorées. Nous suggérons que de telles tendances peuvent se produire en choquant vers le nord de la coquille CSC. "
Alors qu'est-ce qui donne aux trous que nous appelons les yeux? Demandons à R. L. M. Corradi (et al): «Les halos ont été classés en fonction des prédictions des simulations modernes de rayonnement-hydrodynamique qui décrivent la formation et l'évolution de plusieurs coquilles et halos ionisés autour de PNe. Selon les modèles, les halos observés ont été répartis dans les groupes suivants: (i) halos circulaires ou légèrement elliptiques de branche géante asymptotique (AGB), qui contiennent la signature de la dernière impulsion thermique sur l'AGB; (ii) des halos AGB très asymétriques; (iii) des halos de recombinaison candidats, c'est-à-dire des coquilles étendues éclaircies aux membres qui devraient être produites par recombinaison au cours de l'évolution post-AGB tardive, lorsque la luminosité de l'étoile centrale chute rapidement d'un facteur significatif; (iv) les cas incertains qui méritent une étude plus approfondie pour une classification fiable; (v) non-détections, c'est-à-dire PNe dans lequel aucun halo n'est trouvé à un niveau de? 10-3 la luminosité de surface maximale des nébuleuses internes. "
Et que se passe-t-il avec l'étoile centrale? «Les observations aux rayons X d'Einstein, d'EXOSAT et de ROSAT des nébuleuses planétaires ont détecté l'émission de rayons X photosphériques mous de leurs étoiles centrales, mais l'émission de rayons X diffuse du vent stellaire rapide choqué dans leurs intérieurs n'a pas pu être résolue sans ambiguïté. La nouvelle génération d'observatoires à rayons X, Chandra et XMM-Newton, a finalement résolu l'émission diffuse de rayons X par des vents rapides choqués dans les intérieurs des nébuleuses planétaires. » dit Mart? n A. Guerrero. «De plus, ces observatoires ont détecté des émissions de rayons X diffuses provenant de chocs d'arc d'écoulements collimatés rapides touchant les enveloppes nébulaires et de sources ponctuelles de rayons X dures inattendues associées aux étoiles centrales des nébuleuses planétaires. Ici, je passe en revue les résultats de ces nouvelles observations aux rayons X des nébuleuses planétaires et discute de la promesse de futures observations. »
Est-il possible que ce soit juste une grosse bulle de nébuleuse planétaire? Selon Adam Frank et Garrelt Mellema: «Nous avons présenté des simulations de rayonnement-gasdynamic de l'évolution de la nébuleuse planétaire asphérique (PN). Ces simulations ont été construites en utilisant le scénario Generalized Interacting Stellar Winds où un écoulement rapide et ténu de l'étoile centrale se dilate en une enveloppe circumstellaire toroïdale, lente et dense. Nous avons démontré que le modèle GISW peut produire des modèles d'écoulement asphériques. En particulier, nous avons montré qu'en faisant varier les paramètres initiaux clés, nous pouvons produire une variété de configurations de chocs avant elliptiques et bipolaires. La dépendance de la morphologie du choc sur les paramètres initiaux est conforme aux attentes des modèles analytiques (Icke 1988). Nous avons démontré que l'inclusion du transfert de rayonnement, de l'ionisation et du chauffage et du refroidissement radiatifs ne modifie pas radicalement les morphologies globales. Le refroidissement radiatif ralentit l'évolution du choc avant en retirant l'énergie de la bulle chaude. L'évolution de la configuration de choc avant est indépendante de l'ionisation du vent lent non perturbé. De plus, le chauffage et le refroidissement par rayonnement modifient la structure de température du matériau de vent lent choqué comprimé dans la coque dense. »
Histoire: M97 a été découvert par Pierre Mechain aux yeux d'aigle le 16 février 1781. (C'était à l'époque où si vous vous plaigniez de la pollution lumineuse que vous demandiez à votre voisin de "éteindre sa bougie".) Il a été enregistré par Charles Messier le 24 mars 1781 où il note: «Nébuleuse dans la grande Ourse [Ursa Major], près de Beta:« C'est difficile à voir, rapporte M. Mechain, surtout quand on illumine les fils micrométriques: sa lumière est faible, sans étoile. Mechain l'a vu la première fois le 16 février 1781, et la position est celle qu'il a donnée. »
Il a été noté plus tard par Sir William Herschel dans ses propres errances célestes comme: «Les arguments selon lesquels la matière nébuleuse est dans une certaine mesure opaque qui est donnée dans le 25ème article, recevront un soutien considérable de l'apparition des nébuleuses suivantes; car ils ne sont pas seulement ronds, c'est-à-dire que la matière nébuleuse dont ils sont composés est recueillie dans une boussole globulaire, mais ils sont aussi d'une lumière qui est presque d'une intensité uniforme sauf juste sur les bords. Je donne ces nébuleuses en deux assortiments (incl. M97). Le numéro 97 de la Connoissance est «Une nébuleuse ronde très brillante d'environ 3 ′ de diamètre; il est presque de lumière égale partout, avec une marge mal définie sans grande étendue. »
Crédit d'image Top M97, Palomar Observatory, avec l'aimable autorisation de Caltech, M97 2MASS Image, M97 IR (NOAO), Owl Nebula - SEDS, «Owl Nebula» - Karen Kwitter (Williams College), Ron Downes (STScI), You-Hua Chu (University de l'Illinois) et NOAO / AURA / NSF, M97 (AANDA) et M97 avec l'aimable autorisation de NOAO / AURA / NSF.
