천문학

플레밍 1 성운은 누구의 이름입니까?

플레밍 1 성운은 누구의 이름입니까?



We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

플레밍 1은 Centaurus 별자리에 위치한 특이한 행성상 성운입니다.

그러나 이름이 누구인지는 분명하지 않습니다.


Annes Astronomy News 말한다 :

플레밍 1은 켄타우루스 별자리에서 약 1 만 광년 떨어져있는 행성상 성운으로, 초당 약 28.6km로 우리에게서 멀어집니다. 그것은 1910 년에 성운을 발견 한 스코틀랜드의 천문학 자 Williamina Fleming의 이름을 따서 명명되었습니다.

Williamina Paton Stevens Fleming

(1857 년 5 월 15 일-1911 년 5 월 21 일) 미국에서 활동하는 스코틀랜드 천문학 자였습니다. 그녀의 경력 동안 그녀는 별에 대한 공통 지정 시스템 개발을 도왔고 수천 개의 별 및 기타 천문 현상을 분류했습니다. 천문학을 발전시킨 몇 가지 직업 업적 중 Fleming은 1888 년에 말머리 성운을 발견 한 것으로 유명합니다.

그 기사의 주목할만한 발견 섹션에 따르면

그녀의 경력 동안 플레밍은 총 59 개의 기체 성운, 310 개 이상의 변광성, 10 개의 신성을 발견했습니다.

특히 1888 년 플레밍은 E.C. 피커링의 형제 인 천문학 자 W.H. 피커링이 만든 망원경 사진 측량 판에서 말머리 성운을 발견했습니다. 그녀는 밝은 성운 (이후 IC 434로 알려짐)이 "제타 오리오 니스에서 남쪽으로 30 분 거리에 직경 5 분의 반원형 움푹 들어간 부분"을 가지고 있다고 설명했습니다. 후속 전문 출판물은 발견에 대해 Fleming을 인정하지 않았습니다. 최초의 Dreyer Index Catalog는 Harvard에서 천체를 발견 한 기고자 목록에서 Fleming의 이름을 생략하여 전체 작업을 "Pickering"에 기인했습니다. 그러나 1908 년에 두 번째 Dreyer Index Catalog가 출판되었을 때, Fleming과 HCO의 여성 동료들은 충분히 잘 알려져 있었고 그들의 발견에 대해 적절한 인정을 받았습니다.

플레밍은 또한 최초의 백색 왜성을 발견 한 것으로 알려져 있습니다.

백색 왜성의 존재를 처음으로 알게 된 사람은 플레밍 부인이었습니다. 다음 두 시간, 한 시간 또는 두 시간 후 E.C. Pickering 교수와 I. 특유의 관대함으로 Pickering은 내가 시차를 관찰 한 별의 스펙트럼을 하버드 판에서 찾아 보도록 자원했습니다. 희미한 절대 크기의 모든 것은 G 등급 이상으로 판명되었습니다. 호기심에 움직여 에리 다니 40 명의 동반자에 대해 물었다. 특징적으로, 그는 다시 한 시간 내로 A 등급이라고보고 한 플레밍 부인에게 전화를 걸었습니다.

-헨리 노리스 러셀 13

플레밍은 1910 년에 백색 왜성에 대한 발견을 출판했습니다. 그녀의 다른 주목할만한 출판물로는 A Photographic Study of Variable Stars (1907), 그녀가 발견 한 222 개의 변광성 목록이 있습니다. 및 표준 지역 별의 스펙트럼 및 사진 크기 (1911).

그녀는 1911 년 5 월 21 일 보스턴에서 폐렴으로 사망했습니다.

의 인용문은 Notes on White Dwarfs 및 Small Companions Astronomical Journal, Vol. 51, p. 13 (1944)

피커링을 보완하지만, 첫 번째 줄 "백인의 존재를 아는 첫 번째 사람은 플레밍 부인이었다"는 약간의 역사적 기록이 똑바로 세워 졌음을 보장하기위한 것 같습니다.

이 기사는이 질문에 대한 다른 답변으로 이러한 문제를 해결할 수 있지만 여기에서 재현하지 않을 인식 및 레거시에 대한 상당한 섹션으로 계속됩니다.

이 답변에서 천문학 자에게 훌륭한 시력이 필요 했습니까?:

이 주제에 관한 책의 제목 유리 우주 아마 단어 놀이 일 가능성이 높습니다. 사진 판은 유리로 만들어졌고 천장도 마찬가지였습니다. (Space.com 리뷰, The Atlantic, Magiscenter, YouTube의 BBC 인터뷰, NPR)

그것은 권장 YouTube 비디오에서 저자 Dava Sobel의 강연을 보거나들을 수 있습니다. 유리 천장 and The Glass Universe and in Dava Sobel : The Glass Universe

이미지 소스


부메랑 성운

그만큼 부메랑 성운 켄타우루스 자리에서 지구로부터 5,000 광년 떨어진 곳에 위치한 원시 행성 성운 [2]입니다. 또한 나비 넥타이 성운 LEDA 3074547로 분류됩니다. 성운의 온도는 1K (-272.15 ° C -457.87 ° F)에서 측정되어 현재 우주에서 알려진 가장 시원한 자연 장소입니다. [삼]

부메랑 성운은 행성상 성운 단계로 진화하는 항성계로 여겨집니다. 말기의 별이 질량을 흘리고 성운의 먼지를 비추는 별빛을 방출하는 중심에서 가스가 유출되어 형성되고 발전합니다. 밀리미터 규모의 먼지 알갱이는 성운의 중심 부분을 가려서 대부분의 가시 광선이 지구에서 볼 때 독특한 모래 시계 모양을 형성하는 두 개의 반대편 로브에 있습니다. 유출되는 가스는 약 164km / s의 속도로 바깥쪽으로 이동하고 우주로 이동함에 따라 빠르게 팽창하며이 가스 팽창은 성운의 온도를 비정상적으로 낮게 만듭니다.

Keith Taylor와 Mike Scarrott는 1980 년 사이딩 스프링 천문대에서 앵글로-호주 망원경으로 관측 한 후이를 "부메랑 성운"이라고 불렀습니다. 아주 명확하게 볼 수 없었던 천문학 자들은 성운의 돌출부에서 부메랑과 같은 곡선 모양을 암시하는 약간의 비대칭만을 보았습니다. 이 성운은 1998 년 허블 우주 망원경에 의해 자세히 촬영되어보다 대칭적인 모래 시계 모양이 드러났습니다.

1995 년 칠레에서 15 미터 스웨덴 -ESO 서브 밀리미터 망원경을 사용하여 천문학 자들은 실험실에서 만든 온도 외에 지금까지 발견 된 우주에서 가장 추운 곳이라는 사실을 밝혀 냈습니다. −272 ° C의 온도에서는 절대 영도 (모든 온도의 최저 한계)보다 1 ° C 만 더 따뜻합니다. 빅뱅의 -270 ° C 배경 빛조차도 성운보다 따뜻합니다. 배경 복사보다 온도가 낮은 것은 지금까지 발견 된 유일한 물체입니다. [삼]

2013 년에 ALMA 전파 간섭계를 관찰 한 결과 부메랑 성운의 다른 특징이 드러났습니다. [4] Boomerang Nebula의 눈에 보이는 이중 엽은 밀리미터 이하의 전파 파장에서만 볼 수있는 더 큰 구형 부피의 차가운 가스로 둘러싸여있는 것으로 관찰되었습니다. 성운의 바깥 쪽 가장자리는 점차 따뜻해지는 것처럼 보입니다.

2017 년 중반 현재, 성운의 중심에있는 별은 죽어가는 적색 거성이라고 믿어집니다. [5] [6]


Anne & # 8217s Picture of the Day : Planetary Nebula Fleming 1

플레밍 1은 켄타우루스 별자리에서 약 1 만 광년 떨어져있는 행성상 성운으로, 초당 약 28.6km로 우리에게서 멀어집니다. 그것은 1910 년에 성운을 발견 한 스코틀랜드의 천문학 자 Williamina Fleming의 이름을 따서 명명되었습니다.

이름에도 불구하고 행성상 성운은 행성과는 아무런 관련이 없습니다. 행성상 성운의 이름은 일부 둥근 행성상 성운과 초기 망원경으로 볼 때 천왕성과 해왕성 행성 사이의 시각적 유사성 때문에 생겨났습니다.

태양의 질량이 태양의 8 배에 달하는 별이 수명이 다할 때 연료가 고갈되면 외부 껍질이 날아가고 질량이 감소하기 시작합니다. 이것은 별의 뜨거운 내부 핵 (적색 거성에서 백색 왜성으로 무너지는)이 강하게 방출되도록하여이 바깥쪽으로 움직이는 가스 고치를 행성상 성운처럼 밝게 빛나게합니다.

앞으로 수천 년 동안 성운은 점차 우주로 흩어지고 별은 백색 왜성으로 수십억 년 동안 냉각되고 사라질 것입니다. 우리 자신의 태양도 비슷한 운명을 겪을 것으로 예상되지만 다행히도 지금으로부터 약 50 억년이 지나야 발생합니다.

플레밍 1의 경우, 성운의 중심에 1 개가 아니라 2 개의 백색 왜성이 1.2 일마다 서로 맴돌고있을 가능성이 높습니다. 이전에는 행성상 성운의 심장에서 쌍성 별이 발견되었지만 두 개의 백색 왜성이 서로 궤도를 도는 시스템은 매우 드뭅니다.

또한 플레밍 1은 내부 성운 내에 매듭이있는 물질 고리를 가지고있는 것으로 밝혀졌습니다. 이러한 물질의 고리는 다른 이원계에도 존재하는 것으로 알려져 있으며, 항성 커플의 존재를 알리는 신호로 보입니다.

그러나 그들의 궤도 운동은 이것과 유사한 물체에서 제트의 현저하게 대칭적인 구조를 완전히 설명 할 수 있습니다.

플레밍 1의 제트는 S 자 모양의 흐름에서 중앙 영역의 양쪽 극에서 발사되는 것처럼 보입니다. 주변 가스 구름에서 뭉툭한 곡선 패턴으로 짜여진 이러한 패턴은 쌍성 백색 왜성 간의 긴밀한 상호 작용의 결과입니다.

별이 늙어 감에 따라 그들은 팽창했고 때로는 한 별이 별의 뱀파이어가되어 쌍둥이에게서 물질을 빨아 들였다. 그 문제는 뱀파이어를 향해 끌려 갔고 그 주위에 디스크에 붙었다. 두 개의 별이 서로 원을 그리며 원반이 팽이처럼 흔들 리게합니다.

그 움직임의 힘은 시스템의 극, 즉 제트에서 바깥쪽으로 중요합니다. 이원성 계에서 기체 물질의 흔들리는 원반은 플레밍 1과 같은 행성상 성운 주위에 나타나는 현저하게 대칭적인 모양의 원인입니다.


성운의 이상한 제트기의 신비한 기원 밝혀

과학자들은 행성상 성운 안에서 서로 궤도를 도는 한 쌍의 별이 기이 한 성운의 화려한 제트 뒤에있는 우주의 발전소로 보인다고 말합니다.

이 발견은 행성상 성운 플레밍 1 (Fleming 1)에서 흘러 나오는 제트의 모양에 대한 오랜 논쟁을 해결하기위한 것이다. 이상하게 매듭이 있고 구부러진 제트는 쌍성들의 궤도 상호 작용에 의해 구동된다고 새로운 연구가 밝혔다. 그들의 가스는 더 큰 별과 훨씬 작은 동반자 사이에서 공유됩니다.

"이것은 이상한 비대칭 모양의 행성상 성운을 이해하기위한 큰 프로젝트"라고 칠레에 본사를 둔 유럽 남부 천문대의 천문학자인 Henri Boffin은 말했다. 과학자들에 따르면 행성상 성운의 80 %는 한쪽으로 기울어 진 모양을 가지고 있습니다.

이름에도 불구하고 행성상 성운은 행성과는 아무런 관련이 없습니다. 그들은 지구 태양의 크기에 가깝고 질량의 1 ~ 8 배에 가까운 죽어가는 백색 왜성 별의 백조 노래라고 Boffin은 SPACE.com에 말했다. [사진 : 딥 스페이스의 놀라운 성운]

Finessing Fleming 1 관찰

Boffin의 팀은 칠레 북부의 초대형 망원경을 사용하여 남쪽 별자리 Centaurus의 Fleming 1을 관찰했습니다. 행성상 성운은 1910 년에 그 성운을 발견 한 하버드 대학 천문대에서 하녀로 변신 한 천문학 자 Williamina Fleming의 이름을 따서 명명되었습니다.

수십 년 동안 천문학 자들은 성운을 둘러싼 가스의 이상한 모양에 대해 궁금해했습니다. Boffin과 그의 동료들은 새로운 관측을 컴퓨터 모델과 결합하여 쌍성 백색 왜성이 작동하고 있음을 확인했습니다.

대부분의 쌍성들은 수백년 또는 수천년마다 서로 궤도를 돌지 만 플레밍 1의 스펙트럼을 살펴보면 그 별들이 그것보다 훨씬 빠르다는 것을 알 수 있습니다. 스펙트럼에서 빠르게 변화하는 선은 별들이 1.2 일마다 서로 주위를 휘젓는 것을 보여주었습니다.

Boffin은 이미 발견 된 다른 시스템이 유사한 궤도주기를 가지고 있다고 덧붙여 "매우 가까운 이원 시스템"이라고 말했습니다.

플레밍 1의 별들은 한때 시스템을 둘러싼 가스의 공통 봉투를 공유했습니다. 이것은 어떤 종류의 이진성 시스템에서 흔하다고 Boffin은 말했다. 그러나 그 봉투는 지금 거기에 없습니다.

이 연구는 Science 저널의 11 월 9 일판에 자세히 설명되어 있습니다.

가스 제트 수도꼭지

원래 플레밍의 두 별은 멀리 떨어져있었습니다. 더 큰 별은 생애 후반에 적색 거성에서 거대한 "점근 거대 가지"별로 진화했습니다. 이 시점에서 그것은 수백 개의 태양 원반의 결합 된 폭을 가졌습니다.

이 거대한 별에서 흘러 나온 가스는 근처에있는 훨씬 작은 별인 냉각하는 백색 왜성쪽으로 흘러 갔다. 이 시점에서 수도꼭지에서 나오는 물과 같은 가스 분사가 "켜져"별에서 물질이 흘러 나오기 시작했습니다.

보핀은이 기간은 별의 생애에서 불과 5,000 년에서 10,000 년 동안 지속되는 스냅 샷일 뿐이라고 말했다.

봉투 꺼내기

시간이 지남에 따라 거대한 별은 모든 가스를 잃고 백색 왜성이되었습니다. 가스가 두 별을 감싸면서 서로 더 가까워졌습니다.

별이 가까워 지자 가스 봉투가 분출되고 제트 "수전"이 꺼졌습니다.

Boffin의 팀은 Fleming 1의 과정이 행성상 성운의 쌍성계에서 일반적이라고 제안했지만 이론을 확고히하기 위해서는 더 많은 관찰이 필요할 것이라고 덧붙였습니다.

Boffin은 "이 제트기가 오븐에서 갓 나온 것을 본 것은 이번이 처음입니다."라고 말했습니다.

"그 중 하나는 여전히 외피를 파쇄하고 있기 때문에 우리는 수치 시뮬레이션과 형성 이론에 의해서만 [그 생성]을 추론 할 수 있습니다.. 아직 명확하지 않은 것이 많이 있습니다."


1 답변 1

Readme의 지침을 따르지 않았을 수 있습니다. Firebase 샘플 앱은 다양한 실제 및 레거시 이유로 SDK와 함께 제공되지 않습니다.

모든 테스트 앱에 대해 SDK를 통합해야합니다. 여기에서 최신 버전을 확인할 수 있습니다. 저는 여전히 일반적으로 unitypkg 파일을 다운로드하고 그런 방식으로 통합하지만 Unity 패키지 관리자를 사용할 수 있습니다 (첫 번째 링크에서 모두 다룹니다).

dotnet4 폴더에 패키지를 설치해야합니다. 최신 버전의 Unity를 사용하는 경우 유일한 유효한 SDK 일 수 있습니다 (dotnet3을 선택하면 Task와 관련하여 다른 문제가 발생합니다). 2018 년 초 또는 이전 릴리스를 사용하는 경우 사용중인 스크립팅 런타임을 파악해야합니다.

데이터베이스 빠른 시작을 사용하는 경우 지침에 따라 데이터베이스를 공개적으로 액세스 할 수 있도록해야하며 데이터베이스 URL을 변경해야합니다.

실제로 인증 빠른 시작을 사용하는 경우 SHA1 지문을 업로드하고 테스트하려는 인증 공급자를 활성화해야합니다.

나는 이것을해야하는 것이 냄새가 난다는 것을 안다. 대부분의 문제는 현재 필요한 모든 설정으로 명령 줄을 통해 새 프로젝트를 완전히 구성 할 수있는 방법이 없다는 것입니다. 지원되는 Unity 버전에 대한 우려도 있습니다. 빠른 시작 않습니다 Unity 에디터를 위해 dotnet3 SDK로 전환하려면 유니티 버전을 5.6으로 나열해야합니다. 불가능하지는 않지만이 일회성 빌드 로직을 모두 살펴보아야한다면 샘플을 이해하기가 더 어려워집니다.

또한 비디오에서 이러한 삭제를 수행 할 필요가 없습니다. 해당 사용자가 최신 버전의 빠른 시작과 통합하는 이전 버전의 Firebase SDK를 가지고있을 가능성이 있습니다.


플레밍 1 성운은 누구의 이름입니까? -천문학

이름: 플레밍 1, PN G290.5 + 07.9, ESO 170-6
기술: 행성상 성운
위치 (J2000) : RA 11hr 28m 36.204s Dec -52 & deg 56 '04.50 & quot
별자리: Centaurus
거리: 10,000 광년
시야: 4.94 x 2.47 arcminutes
정위: 북쪽은 수직에서 126.8 ° 오른쪽입니다.
이미지 크레딧 : ESO / H. 과학자
출시일: 2012 년 11 월 8 일

ESO의 초대형 망원경을 사용하는 천문학 자들은 행성상 성운의 가장 주목할만한 사례 중 하나의 중심에서 서로 공전하는 한 쌍의 별을 발견했습니다. 새로운 결과는 무엇이 우주로 퍼져 나가는 물질의 장관적이고 대칭적인 모습을 제어하는지에 대한 오랜 논쟁의 이론을 확인시켜줍니다. 결과는 Science 저널 2012 년 11 월 9 일호에 게재되었습니다.

행성상 성운은 삶의 마지막 단계에서 태양과 같은 별인 백색 왜성 주위에 빛나는 가스 껍질입니다. 플레밍 1은 매듭이있는 곡선 패턴으로 짜여진 놀랍도록 대칭적인 제트가있는 아름다운 예입니다. 그것은 Centaurus (The Centaur)의 남쪽 별자리에 위치하고 있으며 천문학에 대한 적성을 보여준 후 Harvard College Observatory에 고용 된 전직 가정부 Williamina Fleming에 의해 약 1 세기 전에 발견되었습니다.

천문학 자들은 이러한 대칭 제트가 어떻게 만들어 질 수 있는지 오랫동안 논쟁 해 왔지만 합의에 도달하지 못했습니다. 이제 Henri Boffin (ESO, 칠레)이 이끄는 연구팀이 Fleming 1의 새로운 VLT (Very Large Telescope) 관측을 기존 컴퓨터 모델링과 결합하여 이러한 기괴한 모양이 어떻게 생성되었는지 처음으로 자세히 설명했습니다.

팀은 ESO의 VLT를 사용하여 중심 별에서 나오는 빛을 연구했습니다. 그들은 플레밍 1의 중심에 1 개가 아닌 2 개의 백색 왜성이 1.2 일마다 서로 돌고 있다는 것을 발견했습니다. 이전에는 행성상 성운의 심장에서 쌍성 별이 발견되었지만 두 개의 백색 왜성이 서로 궤도를 도는 시스템은 매우 드뭅니다.

``Fleming 1과 유사한 물체의 아름답고 복잡한 모양의 기원은 수십 년 동안 논쟁의 여지가있었습니다 .``라고 Henri Boffin은 말합니다. 천문학 자들은 이전에 쌍성 별을 제안했지만,이 경우에는 쌍이 수십 년 이상의 궤도 주기로 잘 분리 될 것이라고 항상 생각했습니다. 이 특이한 시스템을 아주 자세히 조사하고 성운의 중심부를 들여다 볼 수있는 모델과 관찰 덕분에 우리는 쌍이 수천 배 더 가깝다는 것을 발견했습니다. "

태양의 질량이 태양의 8 배에 달하는 별이 수명이 다하면 외부 껍질이 날아가고 질량이 감소하기 시작합니다. 이것은 별의 뜨거운 내부 핵이 강하게 방출되도록하여이 바깥쪽으로 움직이는 가스 고치를 행성상 성운처럼 밝게 빛나게합니다.

별은 구형이지만이 행성상 성운의 대부분은 놀랍도록 복잡하며 매듭, 필라멘트 및 복잡한 패턴을 형성하는 물질의 강렬한 제트가 있습니다. 플레밍 1을 포함한 가장 멋진 성운 중 일부는 점 대칭 구조를 나타냅니다. 이 행성상 성운의 경우 물질이 S 자 모양의 흐름에서 중앙 영역의 양쪽 극에서 발사되는 것처럼 보입니다. 이 새로운 연구는 Fleming 1의 이러한 패턴이 한 쌍의 별들 사이의 밀접한 상호 작용의 결과임을 보여줍니다.

이것은 시뮬레이션이 주변 성운을 어떻게 형성했는지 정확하게 예측 한 쌍성 중심 별의 가장 포괄적 인 사례입니다.”라고 SAAO와 SALT (남아프리카)의 공동 저자 인 Brent Miszalski는 설명합니다.

이 성운의 중앙에있는 한 쌍의 별은 관찰 된 구조를 설명하는 데 매우 중요합니다. 별이 늙어 감에 따라 그들은 확장되었고,이 시간 동안 한 사람은 별의 뱀파이어 역할을하여 동반자에게서 물질을 빨아 들였습니다. 이 물질은 뱀파이어를 향해 흘러 들어 와서 부착 디스크로 알려진 디스크로 둘러 쌉니다. 두 별이 서로 공전하면서 둘 다이 원반과 상호 작용하여 세차 운동이라고하는 일종의 운동 인 팽이처럼 흔들리는 팽이처럼 행동했습니다. 이 움직임은 유출 제트와 같이 시스템의 극에서 바깥쪽으로 밀린 모든 물질의 동작에 영향을줍니다. 이 연구는 이제 이진 시스템 내에서 진행되는 부착 디스크가 플레밍 1과 같은 행성상 성운 주위에 놀랍도록 대칭적인 패턴을 유발한다는 것을 확인합니다.

VLT의 깊은 이미지는 또한 내부 성운 내에서 물질의 매듭이있는 고리를 발견하게했습니다. 이러한 물질의 고리는 다른 이원계 계열에도 존재하는 것으로 알려져 있으며, 항성 커플의 존재를 알리는 신호로 보입니다.

Boffin은 "우리의 결과는 한 쌍의 별이 상호 작용하여 행성상 성운을 형성하고 심지어 형성하는 역할에 대한 추가 확인을 제공합니다."라고 결론지었습니다.


Pandas df : 다른 열의 그룹, 빈 및 평균?

이 더미 테이블과 같은 질적으로 보이는 데이터가 있습니다.

데이터 프레임을 자동차 브랜드별로 그룹화하고 각 브랜드에 대해 속도 관측치를 범위 (예 : [0,25] 및 [25,50])로 분류 한 다음 각 브랜드 및 빈에 대해 측정 된 평균 견인력을 계산하고 싶습니다. 다음과 같이 :

어떻게해야합니까? 임의의 수의 고유 한 car_brand 클래스에 대해 작동해야하며 사용자는 속도 빈의 수 또는 빈의 범위 (예 : n = 3 또는 [0,25,50]) 만 제공해야합니다. 나는 pd.groupby와 pd.cut이 그것을 할 것이라고 생각하지만 정확히 어떻게 찾을 수 없었습니다.

Quang Hoang의 대답은 매우 잘 작동하며 확장하려는 경우 하나 이상의 열로 그룹화하고 싶다면 wheel_kind라고 말하면 데이터 프레임은 다음과 같습니다.

그런 다음 wheel_kind 열을 이전 솔루션에 더 정확하게 추가하십시오.

포드와 아우디에는 겨울용 바퀴가 없기 때문에 나중에 NaN을 삭제하는 것을 잊지 마십시오.


내용

디스커버리 편집

발견 된 최초의 행성상 성운 (아직 그렇게 명명되지는 않았지만)은 불페 큘라 별자리에있는 덤벨 성운이었습니다. 1764 년 7 월 12 일 Charles Messier에 의해 관찰되었으며 그의 모호한 물체 목록에 M27로 기록되었습니다. 저해상도 망원경을 가진 초기 관측자들에게 M27은 천왕성과 같은 거대한 행성을 닮은 행성상 성운을 발견했습니다. 빠르면 1779 년 1 월 프랑스 천문학 자 Antoine Darquier de Pellepoix는 고리 성운에 대한 그의 관측에서 "매우 둔한 성운이지만 목성만큼 크기가 완벽하고 희미 해지는 행성처럼 보인다"고 설명했습니다. [3] [4] [5]

이러한 물체의 본질은 불분명했습니다. 1782 년에 천왕성의 발견자인 William Herschel은 토성 성운 (NGC 7009)을 발견하고 그것을 "호기심 많은 성운, 또는 그것을 무엇이라고 부를지 모르겠습니다"라고 묘사했습니다. 그는 나중에이 천체를 "별이 빛나는 종류의 행성"으로 보이는 것으로 설명했습니다. [9] Darquier가 그 이전에 언급했듯이 Herschel은 디스크가 행성과 비슷하지만 하나가 되기에는 너무 희미하다는 것을 발견했습니다. 1785 년에 Herschel은 Jérôme Lalande에게 다음과 같이 썼습니다.

이것들은 아직 우리가 명확하게 알지 못하는 천체이며 아마도 우리가 하늘에서 익숙한 것과는 상당히 다른 유형일 것입니다. 나는 15 초에서 30 초 사이의 가시적 인 지름을 가진 4 개를 이미 발견했습니다. 이 물체들은 마치 행성과 같은 디스크를 가지고있는 것으로 보입니다. 즉, 전체적으로 둥글거나 다소 타원의 밝기가 같고, 행성의 디스크처럼 윤곽이 잘 정의되어 있고, 1 피트의 일반 망원경으로도 볼 수 있지만 약 9 등급의 별 모양 만 가지고 있습니다. [10]

그는 이것들을 그의 "성운"목록의 4 등급에 할당했고, 결국 78 개의 "행성 성운"을 나열했는데, 그 대부분은 사실상 은하계입니다. [11]

Herschel은 이러한 천체에 대해 "행성 성운"이라는 용어를 사용했습니다. 이 용어의 기원은 알려지지 않았습니다. "행성 성운"이라는 라벨은 천문학 자들이 이러한 유형의 성운을 분류하기 위해 사용하는 용어에 뿌리를 내리고 있으며, 오늘날에도 여전히 천문학 자들이 사용하고 있습니다. [13] [14]

스펙트럼 편집

행성상 성운의 본질은 19 세기 중반 최초의 분광 관측이 이루어질 때까지 알려지지 않았습니다. 프리즘을 사용하여 빛을 분산시킨 William Huggins는 천체의 광학 스펙트럼을 연구 한 최초의 천문학 자 중 한 명이었습니다. [12]

1864 년 8 월 29 일, 허긴 스는 고양이 눈 성운을 관찰했을 때 행성상 성운의 스펙트럼을 최초로 분석했습니다. [8] 그의 관측은 별들의 스펙트럼이 많은 어두운 선이 겹쳐진 연속적인 복사선으로 구성되어 있음을 보여주었습니다. 그는 안드로메다 성운 (당시 알려진 바대로)과 같은 많은 성운이 매우 유사한 스펙트럼을 가지고 있음을 발견했습니다. 그러나 허긴 스는 고양이 눈 성운을 보았을 때 매우 다른 스펙트럼을 발견했습니다. 흡수선이 겹쳐진 강한 연속체가 아니라 고양이 눈 성운과 다른 유사한 물체는 많은 방출 선을 보였다. 이들 중 가장 밝은 것은 500.7 나노 미터의 파장으로 알려진 요소의 선과 일치하지 않습니다. [15]

처음에는 그 선이 성운이라고하는 알려지지 않은 요소 때문일 수 있다는 가설이 세워졌습니다. 비슷한 아이디어가 1868 년에 태양의 스펙트럼을 분석하여 헬륨을 발견하게했습니다. [8] 헬륨이 태양 스펙트럼에서 발견 된 직후 지구에서 분리되었지만 "성운"은 그렇지 않았습니다. 20 세기 초에 Henry Norris Russell은 새로운 요소가 아니라 500.7nm의 선이 익숙하지 않은 조건에서 익숙한 요소 때문이라고 제안했습니다. [8]

물리학 자들은 1920 년대에 극도로 낮은 밀도의 가스에서 전자가 더 높은 밀도에서 발생할 수있는 충돌에 의해 해제되는 원자와 이온의 여기 준 안정 에너지 수준을 차지할 수 있음을 보여주었습니다. 질소와 산소 이온 (O +, O 2+ (a.k.a. O iii), N +)에서 이러한 수준의 전자 전이는 500.7 nm 방출 선 등을 발생시킵니다. [8] 매우 낮은 밀도의 가스에서만 볼 수있는 이러한 스펙트럼 라인을 금지 된 라인. 따라서 분광 관찰은 성운이 극도로 희박한 가스로 만들어 졌음을 보여주었습니다. [17]

중앙 별 편집

행성상 성운의 중심 별은 매우 뜨겁습니다. [2] 별이 핵연료의 대부분을 다 소모해야만 작은 크기로 붕괴 될 수 있습니다. 행성상 성운은 항성 진화의 마지막 단계로 이해됩니다. 분광 관찰은 모든 행성상 성운이 팽창하고 있음을 보여줍니다. 이것은 행성상 성운이 별의 수명이 끝날 때 우주로 던져지는 별의 외층에 의해 발생했다는 생각으로 이어졌습니다. [8]

현대 관찰

20 세기 말에는 기술 발전이 행성상 성운 연구를 더욱 발전시키는 데 도움이되었습니다. [19] 우주 망원경은 천문학 자들이 지구 대기가 투과하는 파장 밖의 빛 파장을 연구 할 수있게 해주었습니다. 행성상 성운에 대한 적외선 및 자외선 연구를 통해 성운의 온도, 밀도 및 원소 풍부도를 훨씬 더 정확하게 측정 할 수 있습니다. 전하 결합 장치 기술을 사용하면 이전에 가능했던 것보다 훨씬 더 희미한 스펙트럼 라인을 정확하게 측정 할 수 있습니다. 허블 우주 망원경은 또한 많은 성운이 지상에서 관찰했을 때 단순하고 규칙적인 구조를 가지고있는 것처럼 보이지만 지구 대기 위의 망원경으로 얻을 수있는 매우 높은 광학 해상도는 매우 복잡한 구조를 나타냄을 보여주었습니다. [22] [23]

Morgan-Keenan 스펙트럼 분류 체계에 따라 행성상 성운은 다음과 같이 분류됩니다. 유형-,이 표기법은 실제로 거의 사용되지 않습니다. [24]

8 태양 질량보다 큰 별 (M)은 아마도 극적인 초신성 폭발로 그들의 삶을 끝낼 것이며, 행성상 성운은 0.8M 사이의 중간 및 저 질량 별의 수명이 끝날 때만 발생하는 것처럼 보입니다. 최대 8.0M. [25] 행성상 성운을 형성하는 선조 별은 약 1500 만 K에서 핵융합에 의해 별의 핵에서 수소를 헬륨으로 변환하는 데 대부분의 시간을 소비 할 것입니다.이 생성 된 에너지는 핵의 핵융합 반응으로부터 외부 압력을 생성하여 내부의 분쇄 균형을 맞 춥니 다. 별의 중력의 압력. 이 평형 상태는 질량에 따라 수천만에서 수십억 년 동안 지속될 수있는 주 계열로 알려져 있습니다.

핵의 수소 공급원이 감소하기 시작하면 중력이 핵을 압축하기 시작하여 온도가 약 1 억 K까지 상승합니다. [27] 이렇게 더 높은 핵 온도는 별의 더 차가운 외층을 확장하여 훨씬 더 큰 적색 거성을 생성합니다. . 이 최종 단계는 방출 된 에너지가 훨씬 더 넓은 표면적에 분산되어 실제로 평균 표면 온도가 낮아지는 항성 광도의 극적인 상승을 유발합니다. 항성 진화 용어로 이러한 광도 증가를 겪는 별은 점근 거대 가지 별 (AGB)로 알려져 있습니다. 이 단계에서 별은 항성풍으로 인해 전체 질량의 50 ~ 70 %를 잃을 수 있습니다. [28]

조상이 약 3M를 초과하는 행성상 성운을 형성하는 더 거대한 점근 거대 가지 별, 그들의 코어는 계속 계약 할 것입니다. 온도가 약 1 억 K에 도달하면 사용 가능한 헬륨 핵이 탄소와 산소로 융합되어 별이 다시 방사 에너지를 재개하여 핵의 수축을 일시적으로 중단합니다. 이 새로운 헬륨 연소 단계 (헬륨 핵의 융합)는 성장하는 불활성 탄소와 산소의 내부 코어를 형성합니다. 그 위에는 얇은 헬륨 연소 껍질이 있으며 차례로 수소 연소 껍질로 둘러싸여 있습니다. 그러나이 새로운 단계는 별의 전체 수명에 비해 매우 짧은 기간 인 20,000 년 정도 밖에 지속되지 않습니다.

대기의 방출은 성간 공간으로 감소하지 않고 계속되지만 노출 된 코어의 외부 표면이 약 30,000K를 초과하는 온도에 도달하면 방출 된 대기를 이온화하기에 충분한 자외선 광자가 방출되어 가스가 행성상 성운으로 빛나게합니다. [27]

별이 점근 거대 가지 (AGB) 단계를 통과 한 후, 가스가 중앙 별에서 초당 수 킬로미터의 속도로 날아 가면서 별 진화의 짧은 행성상 성운 단계가 시작됩니다. 중심 별은 AGB의 질량 손실로 인해 수소 외피의 대부분을 잃은 전자 축퇴 탄소-산소 코어 인 AGB 전구의 잔재입니다. [19] 가스가 팽창함에 따라 중심 별은 2 단계 진화를 거치며 계속 수축하면서 처음에는 더 뜨거워지고 핵 주변의 껍질에서 수소 융합 반응이 일어난 다음, 핵융합을 통해 수소 껍질이 고갈되면 천천히 냉각됩니다. 대량 손실. 두 번째 단계에서는 중앙 별이 탄소와 산소가 융합하는 데 필요한 핵심 온도를 생성 할만큼 무겁지 않기 때문에 에너지를 방출하고 융합 반응이 중단됩니다. [8] [19] 첫 번째 단계에서 중앙 별은 일정한 광도를 유지하는 동시에 [19] 동시에 점점 더 뜨거워 져 결국 약 100,000K의 온도에 도달합니다. 두 번째 단계에서는 너무 많이 냉각되어 점점 멀어지는 가스 구름을 이온화하기에 충분한 자외선을 방출하지 않습니다. 별은 백색 왜성이되고 팽창하는 가스 구름은 우리에게 보이지 않게되어 행성상 성운의 진화 단계를 끝냅니다. 전형적인 행성상 성운의 경우 생성되는 플라즈마의 형성과 재결합 사이에 약 10,000 년이 걸립니다 [19]. [8]

행성상 성운은 은하계의 진화에서 매우 중요한 역할을 할 수 있습니다. 새로 태어난 별은 거의 전적으로 수소와 헬륨으로 구성되어 있지만 [31] 별이 점근 거대 가지 단계를 통해 진화함에 따라 [32] 핵융합을 통해 더 무거운 원소를 만들어 결국 강한 항성풍에 의해 방출됩니다. 행성상 성운은 일반적으로 탄소, 질소 및 산소와 같은 더 큰 비율의 원소를 포함하며, 이들은 이러한 강력한 바람을 통해 성간 매체로 재활용됩니다. 이런 식으로 행성상 성운은 은하수와 그 성운을이 무거운 원소들로 크게 풍부하게합니다. 궤조 특히 금속성 매개 변수로 참조됩니다. . [34]

이러한 성운에서 형성된 이후 세대의 별들도 더 높은 금속성을 갖는 경향이 있습니다. 이 금속은 별에 비교적 적은 양으로 존재하지만 별의 진화와 융합 반응에 현저한 영향을 미칩니다. 우주에서 더 일찍 별이 형성되었을 때 이론적으로 더 적은 양의 무거운 원소를 포함했습니다. 알려진 예는 금속 불량 인구 II 별입니다. (Stellar 인구 참조.) [36] [37] 항성 금속성 함량의 식별은 분광법에 의해 발견됩니다.

물리적 특성 편집

전형적인 행성상 성운의 지름은 대략 1 광년이며, 밀도는 일반적으로 cm 3 당 100 ~ 10,000 입자 인 극히 희박 가스로 구성됩니다. [38] (비교하면 지구의 대기는 cm 3 당 2.5 × 10 19 입자를 포함합니다.) 젊은 행성상 성운은 밀도가 가장 높으며 때로는 cm 3 당 10 6 입자까지 높습니다. As nebulae age, their expansion causes their density to decrease. The masses of planetary nebulae range from 0.1 to 1 solar masses. [38]

Radiation from the central star heats the gases to temperatures of about 10,000 K. [39] The gas temperature in central regions is usually much higher than at the periphery reaching 16,000–25,000 K. [40] The volume in the vicinity of the central star is often filled with a very hot (coronal) gas having the temperature of about 1,000,000 K. This gas originates from the surface of the central star in the form of the fast stellar wind. [41]

Nebulae may be described as matter bounded 또는 radiation bounded. In the former case, there is not enough matter in the nebula to absorb all the UV photons emitted by the star, and the visible nebula is fully ionized. In the latter case, there are not enough UV photons being emitted by the central star to ionize all the surrounding gas, and an ionization front propagates outward into the circumstellar envelope of neutral atoms. [42]

Numbers and distribution Edit

About 3000 planetary nebulae are now known to exist in our galaxy, [43] out of 200 billion stars. Their very short lifetime compared to total stellar lifetime accounts for their rarity. They are found mostly near the plane of the Milky Way, with the greatest concentration near the galactic center. [44]

Morphology Edit

Only about 20% of planetary nebulae are spherically symmetric (for example, see Abell 39). [45] A wide variety of shapes exist with some very complex forms seen. Planetary nebulae are classified by different authors into: stellar, disk, ring, irregular, helical, bipolar, quadrupolar, [46] and other types, [47] although the majority of them belong to just three types: spherical, elliptical and bipolar. Bipolar nebulae are concentrated in the galactic plane, probably produced by relatively young massive progenitor stars and bipolars in the galactic bulge appear to prefer orienting their orbital axes parallel to the galactic plane. [48] On the other hand, spherical nebulae are probably produced by old stars similar to the Sun. [41]

The huge variety of the shapes is partially the projection effect—the same nebula when viewed under different angles will appear different. [49] Nevertheless, the reason for the huge variety of physical shapes is not fully understood. [47] Gravitational interactions with companion stars if the central stars are binary stars may be one cause. Another possibility is that planets disrupt the flow of material away from the star as the nebula forms. It has been determined that the more massive stars produce more irregularly shaped nebulae. [50] In January 2005, astronomers announced the first detection of magnetic fields around the central stars of two planetary nebulae, and hypothesized that the fields might be partly or wholly responsible for their remarkable shapes. [51] [52]

Planetary nebulae have been detected as members in four Galactic globular clusters: Messier 15, Messier 22, NGC 6441 and Palomar 6. Evidence also points to the potential discovery of planetary nebulae in globular clusters in the galaxy M31. [53] However, there is currently only one case of a planetary nebula discovered in an open cluster that is agreed upon by independent researchers. [54] [55] [56] That case pertains to the planetary nebula PHR 1315-6555 and the open cluster Andrews-Lindsay 1. Indeed, through cluster membership, PHR 1315-6555 possesses among the most precise distances established for a planetary nebula (i.e., a 4% distance solution). The cases of NGC 2818 and NGC 2348 in Messier 46, exhibit mismatched velocities between the planetary nebulae and the clusters, which indicates they are line-of-sight coincidences. [44] [57] [58] A subsample of 시험 cases that may potentially be cluster/PN pairs includes Abell 8 and Bica 6, [59] [60] and He 2-86 and NGC 4463. [61]

Theoretical models predict that planetary nebulae can form from main-sequence stars of between one and eight solar masses, which puts the progenitor star's age at greater than 40 million years. Although there are a few hundred known open clusters within that age range, a variety of reasons limit the chances of finding a planetary nebula within. [44] For one reason, the planetary nebula phase for more massive stars is on the order of millennia, which is a blink of the eye in astronomic terms. Also, partly because of their small total mass, open clusters have relatively poor gravitational cohesion and tend to disperse after a relatively short time, typically from 100 to 600 million years. [62]

The distances to planetary nebulae are generally poorly determined. [63] It is possible to determine distances to the nearest planetary nebula by measuring their expansion rates. High resolution observations taken several years apart will show the expansion of the nebula perpendicular to the line of sight, while spectroscopic observations of the Doppler shift will reveal the velocity of expansion in the line of sight. Comparing the angular expansion with the derived velocity of expansion will reveal the distance to the nebula. [22]

The issue of how such a diverse range of nebular shapes can be produced is a debatable topic. It is theorised that interactions between material moving away from the star at different speeds gives rise to most observed shapes. [47] However, some astronomers postulate that close binary central stars might be responsible for the more complex and extreme planetary nebulae. [64] Several have been shown to exhibit strong magnetic fields, [65] and their interactions with ionized gas could explain some planetary nebulae shapes. [52]

There are two main methods of determining metal abundances in nebulae. These rely on recombination lines and collisionally excited lines. Large discrepancies are sometimes seen between the results derived from the two methods. This may be explained by the presence of small temperature fluctuations within planetary nebulae. The discrepancies may be too large to be caused by temperature effects, and some hypothesize the existence of cold knots containing very little hydrogen to explain the observations. However, such knots have yet to be observed. [66]


Cosmic sprinklers explained: Odd pair of aging stars sculpt spectacular shape of planetary nebula

Astronomers using ESO's Very Large Telescope have discovered a pair of stars orbiting each other at the centre of one of the most remarkable examples of a planetary nebula. The new result confirms a long-debated theory about what controls the spectacular and symmetric appearance of the material flung out into space.

The results are published in the 9 November 2012 issue of the journal 과학.

Planetary nebulae [1] are glowing shells of gas around white dwarfs -- Sun-like stars in the final stages of their lives. Fleming 1 is a beautiful example that has strikingly symmetric jets [2] that weave into knotty, curved patterns. It is located in the southern constellation of Centaurus (The Centaur) and was discovered just over a century ago by Williamina Fleming [3], a former maid who was hired by Harvard College Observatory after showing an aptitude for astronomy.

Astronomers have long debated how these symmetric jets could be created, but no consensus has been reached. Now, a research team led by Henri Boffin (ESO, Chile) has combined new Very Large Telescope (VLT) observations of Fleming 1 with existing computer modelling to explain in detail for the first time how these bizarre shapes came about.

The team used ESO's VLT to study the light coming from the central star. They found that Fleming 1 is likely to have not one but two white dwarfs at its centre, circling each other every 1.2 days. Although binary stars have been found at the hearts of planetary nebulae before, systems with two white dwarfs orbiting each other are very rare [4].

"The origin of the beautiful and intricate shapes of Fleming 1 and similar objects has been controversial for many decades," says Henri Boffin. "Astronomers have suggested a binary star before, but it was always thought that in this case the pair would be well separated, with an orbital period of tens of years or longer. Thanks to our models and observations, which let us examine this unusual system in great detail and peer right into the heart of the nebula, we found the pair to be several thousand times closer."

When a star with a mass up to eight times that of the Sun approaches the end of its life, it blows off its outer shells and begins to lose mass. This allows the hot, inner core of the star to radiate strongly, causing this outward-moving cocoon of gas to glow brightly as a planetary nebula.

While stars are spherical, many of these planetary nebulae are strikingly complex, with knots, filaments, and intense jets of material forming intricate patterns. Some of the most spectacular nebulae -- including Fleming 1 -- present point-symmetric structures [5]. For this planetary nebula it means that the material appears to shoot from both poles of the central region in S-shaped flows. This new study shows that these patterns for Fleming 1 are the result of the close interaction between a pair of stars -- the surprising swansong of a stellar couple.

"This is the most comprehensive case yet of a binary central star for which simulations have correctly predicted how it shaped the surrounding nebula -- and in a truly spectacular fashion," explains co-author Brent Miszalski, from SAAO and SALT (South Africa).

The pair of stars in the middle of this nebula is vital to explain its observed structure. As the stars aged, they expanded, and for part of this time, one acted as a stellar vampire, sucking material from its companion. This material then flowed in towards the vampire, encircling it with a disc known as an accretion disc [6]. As the two stars orbited one another, they both interacted with this disc and caused it to behave like a wobbling spinning top -- a type of motion called precession. This movement affects the behaviour of any material that has been pushed outwards from the poles of the system, such as outflowing jets. This study now confirms that precessing accretion discs within binary systems cause the stunningly symmetric patterns around planetary nebulae like Fleming 1.

The deep images from the VLT have also led to the discovery of a knotted ring of material within the inner nebula. Such a ring of material is also known to exist in other families of binary systems, and appears to be a telltale signature of the presence of a stellar couple.

"Our results bring further confirmation of the role played by interaction between pairs of stars to shape, and perhaps even form, planetary nebulae," concludes Boffin.

[1] Planetary nebulae have nothing to do with planets. The name arose in the eighteenth century as some of these objects resembled the discs of the distant planets when seen through small telescopes.

[2] Jets are outflows of very fast-moving gas that are ejected from the core regions of planetary nebulae. They are often collimated -- the material comes out in parallel streams -- meaning that they spread out only very slightly as they propagate through space.

[3] Fleming 1 is named after Scottish astronomer Williamina Fleming, who discovered it in 1910. Initially working as a maid to the director of the Harvard College Observatory in the 1880s, Fleming was later hired to process astronomical data at the observatory as one of the Harvard Computers, a group of skilled female workers carrying out mathematical calculations and clerical work. During her time she discovered -- and was credited for -- numerous astronomical objects, including 59 gaseous nebulae, over 310 variable stars, and 10 novae. This object also has many other names, including PN G290.5+07.9, ESO 170-6 and Hen 2-66.

[4] The team studied the stars using the FORS instrument on the Very Large Telescope at ESO's Paranal Observatory in Chile. As well as taking images of the object they also split the light up into its component colours to obtain information about the motions as well as the temperature and chemical composition of the central object.

The primary and secondary stars were found to have approximately 0.5 to 0.86 and 0.7 to 1.0 times the mass of the Sun, respectively. The team was able to rule out the possibility of there being a "normal" star like our Sun in the binary by analysing the light from the two stars, and studying the system's brightness. As the system rotates its brightness only changes by tiny amounts. A normal star would have been heated by its hot white dwarf, and because it would be always presenting the same face to its companion (as the Moon does with the Earth), it would present a "hot and luminous" and "cold and dark" side, easily seen as a regular variation in brightness. The central object is thus very likely a pair of white dwarfs -- a rare and exotic find.

[5] In this case each part of the nebula has an exact counterpart at the same distance from the star, but in the opposite direction -- the kind of symmetry shown by the court cards in a conventional pack of playing cards.

[6] Such a disc is formed when the stream of material escaping from a star overflows a certain boundary, known as the Roche lobe. Within this lobe, all matter is bound to its host star by gravity and cannot escape. When this lobe fills up and the boundary is exceeded, mass tumbles away from the star and transfers to a nearby body, for example the second star in a binary system, forming an accretion disc.


Dumbbell Nebula

Dumbbell Nebula
Image from Steve Bowers
Messier 27, NGC 6853
Planetary Nebula in Vulpecula
Distance from Sol 1248 ly
Radius in 5250 2.1y .

Dumbbell Nebula was discovered by Messier on July 12, 1764. One of the finest planetary nebulae, it is located 815 ly away and measures 2.5 ly across. Blue central star (13.5 mag.) has surface temperature of 85,000K and possibly forms binary system with 17 mag. companion.

Dumbbell Nebula The brightest of the planetary nebulae, M27 the Dumbbell takes its name from the two prominent lobes of material to either side of the central, illuminating star.

A planetary nebula of large apparent diameter and low surface brightness in Vulpecula about 220 pc distant. (M27, NGC 6853) [H76]
Duty Cycle .

, M27
A planetary nebula, which is a glowing cloud of gas and dust expelled by a dying star. The Dumbbell is named for its shape, which resembles the handheld weights. It is 1,360 light-years away, in the constellation Vulpecula.
Dwarf Planet .

IN VULPECULA
MESSIER 27
From Jim Kaler's STARS Return to Planetary Nebulae .

Planetary nebulae such as the Dumbbell (M27) give astronomers insights into the deaths of stars like the Sun. Located in the constellation Vulpecula, it's an easy target for a small telescope.
Courtesy Akira Fujii.

Credit: NASA/ESA Hubble Heritage Team (STScI/AURA)
The Hubble Space Telescope has snapped views of 93 deep-sky objects from French astronomer Charles Messier's famous list. Here are some of the most spectacular.

is one of the best known planetary nebulae in the sky. It was formed when a dying star threw off its gas, and named Dumbbell because it has a double-lobed structure resembling a bar-bell. It is also sometimes called the Apple Core Nebula.

" a planetary nebula in the constellation Vulpecula.
M28 - a globular cluster in the constellation Sagittarius.
M29 - an open cluster in the constellation Cygnus.

planetary nebula in Vulpecula
76. M71 globular cluster in Sagitta
77. M107 globular cluster in Ophiuchus .

) is a planetary nebula in Perseus. All that I could note was a small gray area roughly 3x2 arcminutes in size. The nebula takes well high magnification, probably 120x and 150x is ideal for this object.

The planetary nebula M 76, called Little

, is a quite faint object, but with some nice irregular extensions in its appearence. For more information please refer to the Messier database.
The Perseids are one of the most famous and most glorious meteor showers.

and the Apple Core Nebula, with the two red ends marking the uneaten parts of the apple, the Diablo Nebula nevertheless has an evil-looking, greenish hue to its inner parts that reminds one strongly of a cosmic pool of radioactive toxic waste.

It lies across the Milky Way and contains the

(M-27). "Fast" nova A "fast" nova is a nova that climbs up in brightness very quickly, but drops by three magnitudes within 100 days. An example is GK Per.

Next he showed me M27, the

, and a little later M42, the Orion nebula. Both were spectacular and also resembled long exposure photos with the exception of the missing colour. Again, I was quite taken by views that can typically only be had in books and magazines.

It can be found: northeast of Delta and Gamma Sagittae, and southeast of Albireo (Beta1 Cygni) east of the

southwest of the Veil or Witch's Broom, Lace-work, Cirrus, Network, and Filamentary nebulae, and northwest of Sualocin and Rotanev (Alpha and Beta Delphini, respectively).

, Hourglass Nebula, and Eskimo Nebula whose different orientations of their poles with our line of sight cause the differences in their appearance as seen from the Earth.

M76 is a planetary nebula, also called the Little

.[77] It appears two arc-minutes by one arc-minute across and has an apparent brightness of magnitude 10.1.[77] NGC 1499, also known as the California Nebula, is an emission nebula that was discovered in 1884-85 by American astronomer Edward E. Barnard.

This nebula is also known as the Little

, high in the sky, knocked my socks off - it looked like a glowing photo in a rich starfield of colorful suns. What incredible beauty. But Cygnus and Aquila had many other treasures, and I viewed NGC 6781, NGC 6894, NGC 7008, and NGC 6826 (just to name a few).

Vulpecula is notable for the

consists of gas thrown off from a dying star it takes its name from the double-lobed structure, like a bar-bell, as seen on long-exposure photographs.

, also known as Messier 27, upper, and Fleming 1, lower (ESO).

For some, such as M17 (see left) - The Omega Nebula (also known as The Swan Nebula and The Horseshoe Nebula), and M27 - The

(see below), you'll need a telescope to find them. And they won't look nowhere near as good as M42 in the eyepiece. Nor you'll see any colors.

Related images (other sources -- see under 'Related Images' on pages below)
INT 8. IC 1340, part of the Veil nebula in Cygnus
INT 7. NGC 6995 and IC 1340, the Veil nebula in Cygnus
INT 11. M27, NGC 6853, the

Planetary Nebula
The shell of gas expelled by a dying star. Many appear circular or doughnut shaped. Examples include the Ring and the


별 편집

  • Al Sufi's cluster, also called Brocchi's Cluster, is a coathanger-shaped asterism located in Vulpecula named after Abd al-Rahman al-Sufi and Dalmero Francis Brocchi. is an open cluster in Sculptor, named after Victor Manuel Blanco.
  • Caroline's Cluster (NGC 2360) is an open cluster in Canis Major, named after Caroline Herschel.
  • Caroline's Rose (NGC 7789) is an open cluster in Cassiopeia, named after Caroline Herschel. is a ring of stars in the Orion Arm of the Milky Way, named after Benjamin Apthorp Gould
  • Grindlay 1 is a globular star cluster in Scorpius, named after Jonathan E. Grindlay. and Kemble's Kite are two asterisms in Camelopardalis, named after Lucian Kemble. is a globular star cluster in Scorpius, named after William Liller.
  • Picot 1, also called Napoleon's Hat, is an asterism in Boötes, named after Fulbert Picot. [1][2]
  • Ptolemy's Cluster (Messier 7) is an open star cluster in Scorpius, named after Ptolemy.

Galaxies Edit

  • Burbidge Chain is a group of galaxies located in Cetus, named after Margaret Burbidge. [3] is a large quasar group in Leo, named after Roger Clowes and Luis Campusano. is group of seven galaxies in Leo, named after Ralph Copeland.
  • Keenan's System (Arp 104) is a pair of connected galaxies in Ursa Major, named after Philip Childs Keenan. is a chain of galaxies in the Virgo Cluster, named after Benjamin Markarian is a group of galaxies in Phoenix, named after Robert Freedman. is a group of galaxies in Serpens, named after Carl Keenan Seyfert. is a group of galaxies in Pegasus, named after Édouard Stephan. is a group of galaxies in Virgo, named after Paul Wild. is a group of galaxies in Hercules, named after Fritz Zwicky.

Galaxy clusters and superclusters Edit

Comet names are often given for the astronomer(s) who discovered it, but they can also be for scientists who gave significant contributions towards their study.

Interstellar comets Edit

Great comets Edit

Periodic comets Edit

In most cases, the named individual was the person who discovered the galaxy, who first brought attention to it, or who first studied it scientifically. Many of the brighter galaxies visible from the Northern Hemisphere have Messier numbers, named after Charles Messier. There are a few other comprehensive catalogs that assign the cataloguer's name to galaxies. For instance, Markarian galaxies, named after Benjamin Markarian, are galaxies with excess blue and ultraviolet emission [4] galaxies in the Atlas of Peculiar Galaxies are assigned an Arp number after Halton Arp who produced the catalog etc. Objects in these catalogs are excluded below, except in cases where they carry the name of an additional person.