PROFILPELAJAR.COM

Зовнішні зображення
	Порівняння петлі Лебедя з Місяцем

Петля Лебедя (англ. Cygnus Loop, радіо джерело W78, або Шарплесс 103) — великий залишок наднової (SNR) у сузір'ї Лебедя, емісійна туманність діаметром близько 3°^[1]. Деякі дуги петлі, відомі під назвою туманність Вуаль, випромінюють у видимому електромагнітному діапазоні.^[1] Радіо-, інфрачервоні і рентгенівські зображення показують повну петлю.

Візуальні компоненти: туманність Вуаль

Докладніше: туманність Вуаль

Видима частина петлі Лебедя відома як туманність Вуаль, також звана Периста туманність (англ. Cirrus Nebula) чи Ниткоподібна туманність (англ. Filamentary Nebula). Деякі її компоненти мають власні імена і ідентифікатори,^[2]^[3] включаючи «Західну Вуаль» або «Відьмину мітлу», «Східну Вуаль», і Трикутник Пікерінга.

NGC 6960

NGC 6960 — західна частина залишку, відома як «Західна Вуаль» чи «Туманність Відьмина мітла», розташована за координатами J2000 RA 20^г 45^х 58.1^с DEC +30° 35′ 43″^[3]. Як найзахідніший об'єкт NGC в туманності (перший в прямому сходженні), її координати іноді використовуються як NGC-ідентифікатор для туманності в цілому.

NGC 6992, NGC 6995 та IC 1340

Ці три яскраві області становлять "Східну Вуаль". NGC 6992 — це оболонка HI (нейтрального атомарного водню), розташована вздовж північно-східного краю петлі за координатами J2000 RA 20^г 56^х 19.0^с DEC +31° 44′ 34″.^[4] NGC 6995 розташована далі на південь за координатами J2000 RA 20^г 57^х 10.7^с DEC +31° 14′ 07″,^[5] а IC 1340 — ще далі на південь, за координатами J2000 RA 20^г 56^х 12.0^с DEC +31° 04′ 00″.^[6]

Трикутник Пікерінга

Також відомий як Клин Пікерінга, або Трикутний пучок Пікерінга, цей сегмент відносно слабкі туманності був виявлений фотографічно в 1904 році Вільгеміною Флемінг у Гарвардській обсерваторії, де Едвард Чарлз Пікерінг в той час був директором. Трикутник є найбільш яскравий вздовж північної частини петлі, хоча фотографії показують, що ця хмарність простягається також у її центральну частину.

NGC 6974 і NGC 6979

Ці два об'єкти сьогодні переважно ідентифікуються (напр. проектами NGC/IC і Uranometria) з двома яскравішими вузлами туманності в хмарі на північному краю петлі, на схід від північної околиці Трикутника Пікерінга. Про спостереження NGC 6979 вперше повідомив Фрідріх Вільям Гершель, і хоча його координати для об'єктів туманності Вуаль були неточними,^[7] його дані для цього об'єкту досить близькі до фактичних, J2000 RA 20^г 50^х 27.9^с DEC +32° 01′ 33″.^[7]

Ідентифікатор NGC 6979 іноді використовують для посилатися на Трикутник Пікерінга^[8], але цей Трикутник є, ймовірно, не тим, що він побачив, або тим, що малось на увазі під записом у Каталозі, адже Трикутник був виявлений тільки фотографічно, після того, як Каталог був опублікований, і значно пізніше, як Гершель здійснював спостереження.

Про NGC 6974 повідомив лорд Росс, але розташування, яке він вказав, лежить в порожній області всередині головної петлі. Вважається, що він неправильно записав положення об'єкту, і Новий загальний каталог називає об'єктом Росса інший вузол в північній хмарі, розташований за координатами J2000 RA 20^г 51^х 04.3^с DEC +31° 49′ 41″, на один градус північніше координат Росса.^[9] (Це далі на схід ніж NGC 6979, хоча об'єкти NGC, як правило, впорядковані за зростанням RA). Ці нитки в північно-центральній частині петлі іноді називають «морквиною».^[10] Спектр ділянки, який асоціюється з NGC 6974, на частоті 34,5 МГц, коливається у всьому частотному діапазоні від 25 до 5000 МГц.^[11]

Південно-східний вузол

Південно-східний вузол розташований за координатами J2000 RA 20^г 56^х 21.2^с DEC +30° 23′ 59″ на південно-східному краю петлі Лебедя. Вузол був визначений як зіткнення між вибуховою хвилею від наднової і невеликою ізольованою хмарою.^[12] Вузол є значним рентгенівським об'єктом, що складається з ряду ниток, які корелюють з видимою лінією випромінювання.^[12] При поєднанні даних у видимому і рентгенівському діапазоні видно, що південно-східний вузол є заглибленням на поверхні вибухової хвилі, а не хмарка, а кінчик великої хмари.^[12] Наявність зворотної ударної хвилі є доказом того, що вузол є ранньою стадією вибухової хвилі, яка наштовхується на велику хмару.^[12]

Відстань

До недавнього часу відстань до залишку наднової оцінювалась у близько 2500 світлових років.^[13]^[14] Однак недавні дослідження показали, що він повинен бути ближче. У 1999 році Вільям Блер, припускаючи, що ударна хвиля повинна постійно поширюватись з однаковою швидкістю у всіх напрямках, порівняв кутове розширення вздовж боків бульбашки (видиме на зображеннях космічного телескопа Габбл) з вимірами радіального розширення у бік Землі по лінії погляду.^[13] Він прийшов до висновку, що фактичний розмір бульбашки приблизно на 40 % менше усталеного значення, що зменшило відстань до залишку до близько 1470 св.р.^[13]^[14]

Цей переглянутий розрахунок, хоча він мав певну невизначеність і був зустрінутий з деяким опором^[14], був в цілому підтверджений відриттям зірки за туманністю Вуаль з використанням Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE). Зоря KPD2055+3111 спектрального класу sdOBwas була визначена як «яскрава в ультрафіолеті» на зображенні, отриманому від Ultraviolet Imaging Telescope^[15], а лінії поглинання в її спектрі вказують на те, що її світло частково перехоплюється залишком наднової^[14]. Емісійні властивості зорі вказують на те, що вона знаходиться приблизно за 1860 св.р.^[14], що дає верхню межу відстані до петлі і підтримує попередню оцінку у 1470 св.р.

Переглянута відстань, у свою чергу, дає переглянуті оцінки розміру залишку (до 90 св.р. від 150 св.р. раніше)^[14] і її віку (зараз вважається, що він між 5000 і 8000 років).^[14]

Астрономічне джерело ультрафіолету

Найяскравіші джерела крайнього ультрафіолетового випромінення у петлі Лебедя зустрічаються на північно-східній околиці залишку. Перший політ Спектрометра високої роздільної здатності ліній випромінювання (High Resolution Emission Line Spectrometer, HIRELS), широкопольного спектрометра туманностей у крайньому ультрафіолеті, налаштованого на OVI-емісійні лінії, був здійснений для спостереження за петлею Лебедя, першим спостережуваним галактичним джерелом OVI-ліній випромінювання.^[16]

Рентгенівське джерело

Рентгенівське джерело Лебідь X-5 збігається з SNR G074.0-08.6 (петля Лебедя), розташоване координатами J2000 RA 20^г 51.1^х DEC +30° 41′, і спостережене Ухуру на 4U 2046+31. Це джерело також має номери в каталогах 1E 2049.4+3050, 1H 2050+310 та 1M 2051+309, відповідно за спостереженнями Обсерваторією Ейнштейна, HEAO 1 та OSO 7.

Петля Лебедя є сильним джерелом м'якого рентгенівського випромінювання.^[17]

Центр оболонки наднової (на підставі рентгенівських даних) лежить на J1950 RA 20^г 49^х 45^с DEC +30° 53′.^[18] Характерна теплова температури, усереднена для петлі на підставі рентгенівських спектральних даних становить т_х = 2.9 ± 1,5 х 10⁶ К.^[18] Мапа рентгенівської поверхневої яскравості петлі була отримана за допомогою одновимірного рентгенівського телескопу, який літав на борту метеорологічної ракети «Aerobee 170», що була запущена 30 березня 1973 року.^[18]

Фантастика

У романі «Mindbridge» Джо Голдемана, петля Лебедя є залишком рідної зорі всесильної, безсмертної раси, що, нарешті, вирішила себе знищити.

Див. також

Примітки

↑ ^а ^б Murdin P (2001). Cygnus Loop. У Murdin P (ред.). Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. Bristol: Institute of Physics. Article 5297. Архів оригіналу за 9 березня 2012. Процитовано 1 жовтня 2016.
↑ SEDS Online NGC Catalog. Results for Veil Nebula. Архів оригіналу за 25 грудня 2017. Процитовано 1 грудня 2010.
↑ ^а ^б NGC/IC Project. Results for NGC 6960. Архів оригіналу за 28 травня 2009. Процитовано 1 грудня 2010.
↑ NGC/IC Project. Results for NGC 6992. Архів оригіналу за 28 травня 2009. Процитовано 1 грудня 2010.
↑ NGC/IC Project. Results for NGC 6995. Архів оригіналу за 28 травня 2009. Процитовано 1 грудня 2010.
↑ NGC/IC Project. Results for IC 1340. Архів оригіналу за 28 травня 2009. Процитовано 1 грудня 2010.
↑ ^а ^б NGC/IC Project. Results for NGC 6979. Архів оригіналу за 28 травня 2009. Процитовано 1 грудня 2010.
↑ Напр., дивись це фото [Архівовано 18 липня 2011 у Wayback Machine.] у «Astronomy Magazine» (accessed 2010-12-01).
↑ NGC/IC Project. Results for NGC 6974. Архів оригіналу за 28 травня 2009. Процитовано 1 грудня 2010.
↑ Greidanus H; Strom RG (1992). Optical kinematics in the Cygnus Loop. II - Interpretation. Astron Astrophys. Т. 257, № 1. с. 265—77. Bibcode:1992A&A...257..265G.
↑ Sastry CV; Dwarakanath KS; Shevgaonkar RK (Sep 1981). The structure of the Cygnus loop at 34.5 MHz. J Astrophys Astron. Т. 2, № 3. с. 339—47. Bibcode:1981JApA....2..339S. doi:10.1007/BF02714557.^{[недоступне посилання з грудня 2021]}
↑ ^а ^б ^в ^г Graham JR; Levenson NA; Hester JJ; Raymond JC; Petre R (May 1995). An X-ray and optical study of the interaction of the Cygnus Loop supernova remnant with an interstellar cloud. Ap J. Т. 444, № 5. с. 787—95. Bibcode:1995ApJ...444..787G. doi:10.1086/175651.
↑ ^а ^б ^в Astro News Briefs: June 14–20 [2004]. Sky & Telescope. Архів оригіналу за 6 квітня 2012. Процитовано 3 грудня 2010.
↑ ^а ^б ^в ^г ^д ^е ^ж William Blair. Piercing the Veil. FUSE Science Summaries. Архів оригіналу за 11 грудня 2012. Процитовано 3 грудня 2010.
↑ Blair WP; Sankrit R; Torres SI; Chayer P; Danforth CW; Raymond JC (Jun 2004). FUSE Observations of a Star Behind the Cygnus Loop. Bull Am Astron Soc. Т. 36, № 2. Архів оригіналу за 25 лютого 2012. Процитовано 9 листопада 2019.
↑ Rasmussen A; Martin C (Sep 1990). Cygnus Loop: The First Observed Galactic OVI Emission Line Source. Bull Am Astron Soc. Т. 22, № 9. с. 1272. Bibcode:1990BAAS...22R1272R.
↑ Fesen RA; Blair WP; Kirshner RP (Nov 1982). Spectrophotometry of the Cygnus Loop. Ap J. Т. 262, № 12. с. 171—88. Bibcode:1982ApJ...262..171F. doi:10.1086/160408.
↑ ^а ^б ^в Rappaport S; Doxsey R; Solinger A; Borken R (Dec 1974). X-ray structure of the Cygnus loop. Ap J. Т. 194, № 12. с. 329—35. Bibcode:1974ApJ...194..329R. doi:10.1086/153249.