Astronomia

Di chi si chiama la nebulosa Fleming 1?

Di chi si chiama la nebulosa Fleming 1?


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.

Fleming 1 è un'insolita nebulosa planetaria situata nella costellazione del Centauro.

Eppure non è chiaro da chi abbia preso il nome


Annes Astronomy News dice:

Fleming 1 è una nebulosa planetaria che si trova a circa 10.000 anni luce di distanza nella costellazione del Centauro, mentre si allontana da noi a circa 28,6 chilometri al secondo. Prende il nome dall'astronoma scozzese Williamina Fleming, che scoprì la nebulosa nel 1910.

Williamina Paton Stevens Fleming

(15 maggio 1857 - 21 maggio 1911) è stato un astronomo scozzese attivo negli Stati Uniti. Durante la sua carriera, ha contribuito a sviluppare un sistema di designazione comune per le stelle e ha catalogato migliaia di stelle e altri fenomeni astronomici. Tra i numerosi successi di carriera che hanno fatto progredire l'astronomia, Fleming è nota per la sua scoperta della Nebulosa Testa di Cavallo nel 1888

La sezione Scoperte notevoli di quell'articolo dice

Durante la sua carriera, Fleming ha scoperto un totale di 59 nebulose gassose, oltre 310 stelle variabili e 10 novae.

In particolare, nel 1888, Fleming scoprì la Nebulosa Testa di Cavallo su una lastra fotogrammetrica del telescopio realizzata dall'astronomo W. H. Pickering, fratello di E.C. Pickering. Ha descritto la nebulosa luminosa (in seguito nota come IC 434) come avente "una rientranza semicircolare di 5 minuti di diametro 30 minuti a sud di Zeta Orionis". Le pubblicazioni professionali successive hanno trascurato di dare credito a Fleming per la scoperta. Il primo Dreyer Index Catalog ha omesso il nome di Fleming dall'elenco dei contributori che hanno poi scoperto oggetti celesti ad Harvard, attribuendo l'intero lavoro semplicemente a "Pickering". Tuttavia, quando nel 1908 fu pubblicato il secondo Dreyer Index Catalog, Fleming e le sue colleghe dell'HCO erano sufficientemente conosciute e ricevettero il giusto credito per le loro scoperte.

A Fleming è anche attribuita la scoperta della prima nana bianca:

La prima persona che ha saputo dell'esistenza delle nane bianche è stata la signora Fleming; i due successivi, un'ora o due dopo, il professor E. C. Pickering e io. Con la generosità caratteristica, Pickering si era offerto volontario per far esaminare gli spettri delle stelle che avevo osservato per la parallasse sulle tavole di Harvard. Tutti quelli di debole grandezza assoluta si sono rivelati di classe G o successiva. Mosso dalla curiosità gli ho chiesto del compagno di 40 Eridani. Di solito, di nuovo, telefonò alla signora Fleming che riferì nel giro di un'ora che era di classe A.

-Henry Norris Russell13

Fleming pubblicò la sua scoperta delle stelle nane bianche nel 1910. Altre sue pubblicazioni degne di nota includono A Photographic Study of Variable Stars (1907), un elenco di 222 stelle variabili che aveva scoperto; e Spettri e magnitudini fotografiche delle stelle nelle regioni standard (1911).

Morì di polmonite a Boston il 21 maggio 1911

La citazione di è da Notes on White Dwarfs and Small Companions Astronomical Journal, vol. 51, pag. 13 (1944)

Anche se effondendo complementi a Pickering, sembra che la prima riga "La prima persona che seppe dell'esistenza delle nane bianche fu la signora Fleming" abbia lo scopo di garantire che un po' di documentazione storica fosse messa a posto.

L'articolo continua con sezioni sostanziali su Riconoscimento e Legacy che non riprodurrò qui, sebbene altre risposte a questa domanda possano affrontarle.

Da questa risposta a È stata necessaria una grande vista per gli astronomi?:

Il titolo di un libro su questo argomento L'universo di vetro è probabilmente un gioco di parole, le lastre fotografiche erano di vetro, e così anche il soffitto. (Recensione di Space.com, The Atlantic, Magiscenter, intervista alla BBC su YouTube, NPR)

È fortemente raccomandato per vedere e/o ascoltare l'autrice Dava Sobel parlare nel video di YouTube Il soffitto di vetro e The Glass Universe e in Dava Sobel: The Glass Universe

Fonte immagine


Nebulosa boomerang

Il Nebulosa boomerang è una nebulosa protoplanetaria [2] situata a 5.000 anni luce di distanza dalla Terra nella costellazione del Centauro. È anche conosciuto come il Nebulosa Papillon e catalogato come LEDA 3074547. La temperatura della nebulosa è misurata a 1 K (-272,15 °C -457,87 °F), il che la rende il luogo naturale più fresco attualmente conosciuto nell'Universo. [3]

Si ritiene che la Nebulosa Boomerang sia un sistema stellare in evoluzione verso la fase della nebulosa planetaria. Continua a formarsi e svilupparsi a causa del deflusso di gas dal suo nucleo, dove una stella nella sua fase avanzata di vita perde massa ed emette luce stellare che illumina la polvere nella nebulosa. Grani di polvere su scala millimetrica mascherano porzioni del centro della nebulosa, quindi la maggior parte della luce visibile in fuga si trova in due lobi opposti che formano una caratteristica forma a clessidra vista dalla Terra. Il gas in uscita si sta muovendo verso l'esterno ad una velocità di circa 164 km/s e si espande rapidamente mentre si sposta nello spazio, questa espansione di gas provoca la temperatura insolitamente bassa della nebulosa.

Keith Taylor e Mike Scarrott la chiamarono la "Nebulosa Boomerang" nel 1980 dopo averla osservata con il telescopio anglo-australiano al Siding Spring Observatory. Incapaci di vederlo con grande chiarezza, gli astronomi hanno visto solo una leggera asimmetria nei lobi della nebulosa che suggerisce una forma curva come un boomerang. La nebulosa è stata fotografata in dettaglio dal telescopio spaziale Hubble nel 1998 rivelando una forma a clessidra più simmetrica.

Nel 1995, utilizzando il telescopio submillimetrico svedese dell'ESO da 15 metri in Cile, gli astronomi hanno rivelato che è il luogo più freddo dell'Universo trovato finora, oltre alle temperature create in laboratorio. Con una temperatura di -272 °C, è solo 1 °C più calda dello zero assoluto (il limite più basso per tutte le temperature). Anche il bagliore di fondo di -270 °C del Big Bang è più caldo della nebulosa. È l'unico oggetto finora trovato che ha una temperatura inferiore alla radiazione di fondo. [3]

Nel 2013, le osservazioni dell'interferometro radio ALMA hanno rivelato altre caratteristiche della Nebulosa Boomerang. [4] È stato osservato che il doppio lobo visibile della Nebulosa Boomerang è circondato da un volume sferico più grande di gas freddo visto solo a lunghezze d'onda radio inferiori al millimetro. Le frange esterne della nebulosa sembrano riscaldarsi gradualmente.

A metà del 2017, si ritiene che la stella al centro della nebulosa sia una gigante rossa morente. [5] [6]


La foto del giorno di Anne: Nebulosa planetaria Fleming 1

Fleming 1 è una nebulosa planetaria che si trova a circa 10.000 anni luce di distanza nella costellazione del Centauro, mentre si allontana da noi a circa 28,6 chilometri al secondo. Prende il nome dall'astronoma scozzese Williamina Fleming, che scoprì la nebulosa nel 1910.

Nonostante il loro nome, le nebulose planetarie non hanno nulla a che fare con i pianeti. Il nome di nebulose planetarie è nato a causa della somiglianza visiva tra alcune nebulose planetarie rotonde e i pianeti Urano e Nettuno se visti attraverso i primi telescopi.

Quando una stella con una massa fino a otto volte quella del Sole esaurisce il carburante alla fine della sua vita, espelle i suoi gusci esterni e inizia a perdere massa. Ciò consente al nucleo caldo e interno della stella (che collassa da gigante rossa a nana bianca) di irradiarsi fortemente, facendo risplendere questo bozzolo di gas che si muove verso l'esterno come una nebulosa planetaria.

Nel corso delle prossime migliaia di anni, la nebulosa si disperderà gradualmente nello spazio, quindi la stella si raffredderà e svanirà per miliardi di anni come una nana bianca. Si prevede che il nostro Sole subirà un destino simile, ma fortunatamente questo non accadrà prima di circa 5 miliardi di anni da oggi.

Nel caso di Fleming 1, è probabile che nel cuore della nebulosa si trovino non una ma due nane bianche, che si circondano l'una intorno all'altra ogni 1,2 giorni. Sebbene le stelle binarie siano già state trovate nel cuore delle nebulose planetarie, i sistemi con due nane bianche che orbitano l'una intorno all'altra sono molto rari.

Si è anche scoperto che Fleming 1 ha un anello di materiale annodato all'interno della nebulosa interna. È noto che un tale anello di materiale esiste anche in altri sistemi binari e sembra essere una firma rivelatrice della presenza di una coppia stellare.

Tuttavia, i loro moti orbitali possono spiegare completamente le strutture notevolmente simmetriche dei getti in questo e in oggetti simili.

I getti di Fleming 1 sembrano sparare da entrambi i poli della regione centrale in flussi a forma di S. Questi modelli, che si intrecciano in modelli nodosi e curvi nelle nubi di gas circostanti, sono il risultato della stretta interazione tra le stelle binarie nane bianche.

Man mano che le stelle invecchiavano, si espandevano e talvolta una stella diventava un vampiro stellare, succhiando materia dal suo gemello. Quella materia è stata attratta dal vampiro e si è accumulata intorno ad esso in un disco. Quando le due stelle si circondano, fanno oscillare il disco come una trottola.

Quelle forze di movimento contano verso l'esterno ai poli del sistema: i getti. Un tale disco oscillante di materia gassosa nei sistemi stellari binari è la causa delle forme notevolmente simmetriche che appaiono intorno alle nebulose planetarie come Fleming 1.


Rivelata la misteriosa origine degli strani getti di Nebula

Una coppia di stelle che orbitano l'una intorno all'altra all'interno di una nebulosa planetaria sembra essere la centrale elettrica cosmica dietro gli spettacolari getti della nebulosa stravagante, dicono gli scienziati.

La scoperta risolverà un lungo dibattito sulla forma dei getti in streaming dalla nebulosa planetaria Fleming 1. Quei getti, che appaiono stranamente annodati e curvi, sono alimentati dalle interazioni orbitali delle stelle binarie, secondo il nuovo studio. Il loro gas è condiviso tra la stella più grande e la sua compagna molto più piccola.

"Questo è un grande progetto per comprendere forme strane e asimmetriche delle nebulose planetarie", ha affermato il leader dello studio Henri Boffin, astronomo con sede in Cile presso l'Osservatorio europeo meridionale. Secondo gli scienziati, l'80% delle nebulose planetarie ha forme sbilenche.

Nonostante il loro nome, le nebulose planetarie non hanno nulla a che fare con i pianeti. Sono il canto del cigno delle nane bianche morenti che sono vicine alle dimensioni del sole terrestre e sono comprese tra una e otto volte la sua massa, ha detto Boffin a SPACE.com. [Foto: Incredibili nebulose nello spazio profondo]

Finessing Fleming 1 osservazioni

Il team di Boffin ha utilizzato il Very Large Telescope nel nord del Cile per osservare Fleming 1 nella costellazione meridionale del Centauro. La nebulosa planetaria prende il nome da Williamina Fleming, una cameriera diventata astronoma dell'Harvard College Observatory, che scoprì la nebulosa nel 1910.

Per decenni gli astronomi si sono interrogati sulle strane forme di gas che circondano la nebulosa. Boffin e i suoi colleghi hanno combinato nuove osservazioni con modelli al computer per confermare che le stelle binarie nane bianche erano al lavoro.

La maggior parte delle stelle binarie orbitano l'una intorno all'altra ogni poche centinaia o poche migliaia di anni, ma uno sguardo allo spettro di Fleming 1 ha rivelato che le sue stelle sono molto più veloci di così. Le linee che cambiano rapidamente nello spettro hanno mostrato che le stelle si muovono l'una intorno all'altra ogni 1,2 giorni.

"È un sistema binario molto vicino", ha detto Boffin, aggiungendo che altri sistemi già scoperti hanno periodi orbitali simili.

Le stelle di Fleming 1 un tempo condividevano un involucro comune di gas che circondava il sistema. Questo è comune in alcuni tipi di sistemi stellari binari, ha detto Boffin. Tuttavia, quella busta non c'è ora.

La ricerca è dettagliata nell'edizione del 9 novembre della rivista Science.

Rubinetto di getti di gas

In origine, le due stelle di Fleming erano molto distanti. La stella più grande si è evoluta in tarda età da gigante rossa a gigantesca stella "ramo gigante asintotica". A questo punto aveva la larghezza combinata di diverse centinaia di dischi solari.

Il gas che fuoriesce da questa stella massiccia è poi fluito verso la stella molto più piccola vicina, una nana bianca in fase di raffreddamento. Fu a questo punto che getti di gas, come l'acqua di un rubinetto, si "accesero" e iniziarono a far fuoriuscire materiale dalle stelle.

Boffin ha detto che questo periodo era solo un'istantanea nel tempo della vita di una stella, che durava solo da 5.000 a 10.000 anni.

Espulsione della busta

Nel corso del tempo, la stella gigante ha perso tutto il suo gas ed è diventata una nana bianca. Il gas avvolse entrambe le stelle, avvicinandole l'una all'altra.

Man mano che le stelle si avvicinavano, l'involucro di gas veniva espulso e i "rubinetti" del getto si chiudevano.

Il team di Boffin ha suggerito che il processo a Fleming 1 è comune tra i sistemi stellari binari nelle nebulose planetarie, ma ha aggiunto che saranno necessarie ulteriori osservazioni per consolidare la teoria.

"Questa è la prima volta che vediamo questi getti appena sfornati", ha detto Boffin.

"Uno di loro sta ancora facendo a pezzi l'involucro, motivo per cui possiamo solo dedurre [la sua creazione] da simulazioni numeriche e dalla teoria della formazione... Ci sono ancora molte cose che non sono chiare".


1 risposta 1

Probabilmente non hai seguito le istruzioni nel readme. Le app di esempio Firebase non vengono fornite con l'SDK per vari motivi pratici e legacy.

Per tutte le app di test, dovrai integrare l'SDK. Puoi controllare quale è l'ultimo qui, in genere scarico ancora i file unitypkg e li integro in questo modo, ma puoi usare Unity Package Manager (tutto coperto in quel primo collegamento).

Assicurati di installare i pacchetti nella cartella dotnet4. Se stai utilizzando una versione recente di Unity, è probabile che sia l'unico SDK valido (otterrai problemi diversi su Task se scegli dotnet3). Se stai utilizzando una versione di inizio 2018 o precedente, dovrai capire quale runtime di scripting stai utilizzando.

Se stai utilizzando l'Avvio rapido Database, dovrai seguire le istruzioni per rendere il database accessibile pubblicamente e dovrai modificare l'URL del database.

Se stai effettivamente utilizzando l'avvio rapido di Auth, dovrai caricare la tua impronta digitale SHA1 e abilitare i provider di autenticazione che desideri testare.

So che fa schifo doverlo fare. La maggior parte del problema è che attualmente non esiste un modo per configurare completamente un nuovo progetto tramite la riga di comando con tutte le impostazioni necessarie. Ci sono anche preoccupazioni per le versioni di Unity supportate, si noti che l'avvio rapido lo fa? elenca la sua versione unity come 5.6, quindi dovrebbe esserci una logica speciale per passare all'SDK dotnet3 per quegli editor Unity. Non impossibile, ma renderebbe il campione più difficile da capire se dovessi setacciare tutta questa logica di compilazione una tantum.

Inoltre, non dovresti aver bisogno di eseguire queste eliminazioni nel video. È probabile che la persona avesse una versione precedente dell'SDK Firebase che stava integrando con una versione più recente delle guide rapide.


Di chi si chiama la nebulosa Fleming 1? - Astronomia

Nome: Fleming 1, PN G290.5+07,9, ESO 170-6
Descrizione: Nebulosa planetaria
Posizione (J2000): AR 11h 28m 36.204s Dic -52° 56' 04.50"
Costellazione: centauro
Distanza: 10.000 anni luce
Campo visivo: 4,94 x 2,47 minuti d'arco
Orientamento: Il nord è 126,8 a destra della verticale
Credito immagine: ESO/H. Cervellone
Data di rilascio: 8 novembre 2012

Gli astronomi che utilizzano il Very Large Telescope dell'ESO hanno scoperto una coppia di stelle che orbitano l'una intorno all'altra al centro di uno degli esempi più notevoli di nebulosa planetaria. Il nuovo risultato conferma una teoria a lungo dibattuta su ciò che controlla l'aspetto spettacolare e simmetrico del materiale proiettato nello spazio. I risultati sono pubblicati nel numero del 9 novembre 2012 della rivista Science.

Le nebulose planetarie sono gusci luminosi di gas attorno a nane bianche, stelle simili al Sole nelle fasi finali della loro vita. Fleming 1 è un bellissimo esempio che ha getti sorprendentemente simmetrici che si intrecciano in motivi nodosi e curvi. Si trova nella costellazione meridionale del Centauro (Il Centauro) ed è stato scoperto poco più di un secolo fa da Williamina Fleming, un'ex cameriera assunta dall'Harvard College Observatory dopo aver mostrato un'attitudine per l'astronomia.

Gli astronomi hanno a lungo discusso su come creare questi getti simmetrici, ma non è stato raggiunto alcun consenso. Ora, un team di ricerca guidato da Henri Boffin (ESO, Cile) ha combinato le nuove osservazioni del Very Large Telescope (VLT) di Fleming 1 con la modellazione al computer esistente per spiegare in dettaglio per la prima volta come sono nate queste forme bizzarre.

Il team ha utilizzato il VLT dell'ESO per studiare la luce proveniente dalla stella centrale. Hanno scoperto che è probabile che Fleming 1 abbia non una ma due nane bianche al centro, che si circondano l'una intorno all'altra ogni 1,2 giorni. Sebbene le stelle binarie siano già state trovate nel cuore delle nebulose planetarie, i sistemi con due nane bianche che orbitano l'una intorno all'altra sono molto rari.

"L'origine delle forme belle e intricate di Fleming 1 e oggetti simili è stata controversa per molti decenni", afferma Henri Boffin. "Gli astronomi hanno già suggerito una stella binaria, ma si è sempre pensato che in questo caso la coppia sarebbe stata ben separata, con un periodo orbitale di decine di anni o più. Grazie ai nostri modelli e osservazioni, che ci hanno permesso di esaminare questo insolito sistema in grande dettaglio e di scrutare direttamente nel cuore della nebulosa, abbiamo scoperto che la coppia era migliaia di volte più vicina."

Quando una stella con una massa fino a otto volte quella del Sole si avvicina alla fine della sua vita, espelle i suoi gusci esterni e inizia a perdere massa. Ciò consente al nucleo caldo e interno della stella di irradiarsi fortemente, facendo sì che questo bozzolo di gas che si muove verso l'esterno risplenda brillantemente come una nebulosa planetaria.

Mentre le stelle sono sferiche, molte di queste nebulose planetarie sono sorprendentemente complesse, con nodi, filamenti e intensi getti di materiale che formano schemi intricati. Alcune delle nebulose più spettacolari - inclusa Fleming 1 - presentano strutture puntiformi. Per questa nebulosa planetaria significa che il materiale sembra sparare da entrambi i poli della regione centrale in flussi a forma di S. Questo nuovo studio mostra che questi modelli per Fleming 1 sono il risultato della stretta interazione tra una coppia di stelle: il sorprendente canto del cigno di una coppia stellare.

Questo è il caso più completo finora di una stella binaria centrale per la quale le simulazioni hanno previsto correttamente come ha modellato la nebulosa circostante - e in un modo davvero spettacolare", spiega il coautore Brent Miszalski, di SAAO e SALT (Sud Africa).

La coppia di stelle al centro di questa nebulosa è vitale per spiegare la sua struttura osservata. Man mano che le stelle invecchiavano, si espandevano e per parte di questo tempo uno si comportava come un vampiro stellare, succhiando materiale dal suo compagno. Questo materiale è poi fluito verso il vampiro, circondandolo con un disco noto come disco di accrescimento. Mentre le due stelle orbitano l'una intorno all'altra, entrambe interagiscono con questo disco e lo fanno comportare come una trottola oscillante, un tipo di movimento chiamato precessione. Questo movimento influenza il comportamento di qualsiasi materiale che è stato spinto verso l'esterno dai poli del sistema, come i getti in uscita. Questo studio ora conferma che la precessione dei dischi di accrescimento all'interno dei sistemi binari causa i modelli sorprendentemente simmetrici intorno alle nebulose planetarie come Fleming 1.

Le immagini profonde del VLT hanno anche portato alla scoperta di un anello di materiale annodato all'interno della nebulosa interna. È noto che un tale anello di materiale esiste anche in altre famiglie di sistemi binari e sembra essere una firma rivelatrice della presenza di una coppia stellare.

"I nostri risultati portano un'ulteriore conferma del ruolo svolto dall'interazione tra coppie di stelle per modellare, e forse anche formare, nebulose planetarie", conclude Boffin


Pandas df: gruppo, cestino e media in colonne diverse?

Ho dati che assomigliano qualitativamente a questa tabella fittizia:

Vorrei raggruppare il dataframe per marche di auto e per ogni marca raccogliere le osservazioni di velocità in intervalli (es [0,25] e [25,50]) e quindi per ogni marca e bin calcolare la trazione media misurata, ricevendo qualcosa di simile a:

Come faccio a fare questo? Dovrebbe funzionare per un numero arbitrario di classi car_brand univoche e l'utente dovrebbe fornire solo il numero di bin di velocità o l'intervallo dei bin (ad es. n=3 o [0,25,50] ). Suppongo che pd.groupby e pd.cut lo faranno, ma non ho trovato esattamente come.

La risposta di Quang Hoang funziona molto bene e se vuoi estenderla, perché vuoi raggruppare per un'altra colonna, diciamo wheel_kind , e il tuo dataframe sarà simile a:

Quindi aggiungi semplicemente la colonna wheel_kind nella soluzione precedente, più precisamente:

e poi non dimenticare di togliere le NaN, perché per ford e audi non ci sono ruote invernali:


Contenuti

Scoperta Modifica

La prima nebulosa planetaria scoperta (anche se non ancora definita come tale) è stata la Nebulosa Manubrio nella costellazione di Vulpecula. Fu osservato da Charles Messier il 12 luglio 1764 ed elencato come M27 nel suo catalogo di oggetti nebulosi. [8] Per i primi osservatori con telescopi a bassa risoluzione, M27 e le nebulose planetarie successivamente scoperte assomigliavano a pianeti giganti come Urano. Già nel gennaio 1779, l'astronomo francese Antoine Darquier de Pellepoix descrisse nelle sue osservazioni della Nebulosa Anello, "una nebulosa molto opaca, ma perfettamente delineata grande quanto Giove e che sembra un pianeta in dissolvenza". [3] [4] [5]

La natura di questi oggetti è rimasta poco chiara. Nel 1782, William Herschel, scopritore di Urano, trovò la Nebulosa Saturno (NGC 7009) e la descrisse come "Una nebulosa curiosa, o come altro chiamarla non lo so". In seguito descrisse questi oggetti come se fossero pianeti "del tipo stellato". [9] Come notato da Darquier prima di lui, Herschel scoprì che il disco assomigliava a un pianeta ma era troppo debole per esserlo. Nel 1785, Herschel scrisse a Jérôme Lalande:

Questi sono corpi celesti di cui non abbiamo ancora un'idea chiara e che sono forse di un tipo del tutto diverso da quelli che ci sono familiari nei cieli. Ne ho già trovati quattro che hanno un diametro visibile compreso tra 15 e 30 secondi. Questi corpi sembrano avere un disco che è un po' come un pianeta, cioè di uguale luminosità dappertutto, rotondo o un po' ovale, e circa così ben definito nei contorni come il disco dei pianeti, di una luce abbastanza forte da essere visibili con un normale telescopio di un solo piede, eppure hanno solo l'aspetto di una stella di circa nona magnitudine. [10]

Li ha assegnati alla Classe IV del suo catalogo di "nebulose", elencando infine 78 "nebulose planetarie", la maggior parte delle quali sono in realtà galassie. [11]

Herschel ha usato il termine "nebulose planetarie" per questi oggetti. L'origine di questo termine non è nota. [8] [12] L'etichetta "nebulosa planetaria" si è radicata nella terminologia utilizzata dagli astronomi per classificare questi tipi di nebulose ed è ancora in uso dagli astronomi oggi. [13] [14]

Spettri Modifica

La natura delle nebulose planetarie rimase sconosciuta fino a quando non furono fatte le prime osservazioni spettroscopiche a metà del 19° secolo. Usando un prisma per disperdere la loro luce, William Huggins fu uno dei primi astronomi a studiare gli spettri ottici degli oggetti astronomici. [12]

Il 29 agosto 1864, Huggins fu il primo ad analizzare lo spettro di una nebulosa planetaria quando osservò la Nebulosa Occhio di Gatto. [8] Le sue osservazioni delle stelle avevano mostrato che i loro spettri consistevano in un continuum di radiazione con molte righe scure sovrapposte. Scoprì che molti oggetti nebulosi come la Nebulosa di Andromeda (come era allora conosciuta) avevano spettri abbastanza simili. Tuttavia, quando Huggins ha esaminato la Nebulosa Occhio di Gatto, ha trovato uno spettro molto diverso. Piuttosto che un forte continuum con righe di assorbimento sovrapposte, la Nebulosa Occhio di Gatto e altri oggetti simili hanno mostrato una serie di righe di emissione. [12] Il più luminoso di questi era a una lunghezza d'onda di 500,7 nanometri, che non corrispondeva a una linea di alcun elemento noto. [15]

In un primo momento si è ipotizzato che la linea potesse essere dovuta a un elemento sconosciuto, che è stato chiamato nebulium. Un'idea simile aveva portato alla scoperta dell'elio attraverso l'analisi dello spettro del Sole nel 1868. [8] Mentre l'elio era isolato sulla Terra subito dopo la sua scoperta nello spettro del Sole, il "nebulio" non lo era. All'inizio del XX secolo, Henry Norris Russell propose che, piuttosto che essere un nuovo elemento, la linea a 500,7 nm fosse dovuta a un elemento familiare in condizioni non familiari. [8]

I fisici hanno dimostrato negli anni '20 che nel gas a densità estremamente basse, gli elettroni possono occupare livelli di energia metastabili eccitati in atomi e ioni che altrimenti sarebbero diseccitati da collisioni che si verificherebbero a densità più elevate. [16] Le transizioni di elettroni da questi livelli negli ioni di azoto e ossigeno ( O + , O 2+ (alias O iii ) e N + ) danno origine alla linea di emissione di 500,7 nm e altre. [8] Queste righe spettrali, che possono essere viste solo in gas a densità molto bassa, sono chiamate linee proibite. Le osservazioni spettroscopiche hanno quindi mostrato che le nebulose erano fatte di gas estremamente rarefatto. [17]

Stelle centrali Modifica

Le stelle centrali delle nebulose planetarie sono molto calde. [2] Solo quando una stella ha esaurito la maggior parte del suo combustibile nucleare può collassare a dimensioni ridotte. Le nebulose planetarie sono intese come uno stadio finale dell'evoluzione stellare. Le osservazioni spettroscopiche mostrano che tutte le nebulose planetarie si stanno espandendo. Ciò ha portato all'idea che le nebulose planetarie fossero causate dagli strati esterni di una stella lanciati nello spazio alla fine della sua vita. [8]

Osservazioni moderne Modifica

Verso la fine del XX secolo, i miglioramenti tecnologici hanno contribuito a promuovere lo studio delle nebulose planetarie. [19] I telescopi spaziali hanno permesso agli astronomi di studiare lunghezze d'onda della luce al di fuori di quelle trasmesse dall'atmosfera terrestre. Gli studi all'infrarosso e all'ultravioletto delle nebulose planetarie hanno permesso determinazioni molto più accurate delle temperature nebulari, delle densità e delle abbondanze degli elementi. [20] [21] La tecnologia dei dispositivi ad accoppiamento di carica ha permesso di misurare con precisione righe spettrali molto più deboli di quanto fosse possibile in precedenza. Il telescopio spaziale Hubble ha anche mostrato che mentre molte nebulose sembrano avere strutture semplici e regolari se osservate da terra, l'altissima risoluzione ottica ottenibile dai telescopi sopra l'atmosfera terrestre rivela strutture estremamente complesse. [22] [23]

Secondo lo schema di classificazione spettrale di Morgan-Keenan, le nebulose planetarie sono classificate come Genere-P, sebbene questa notazione sia usata raramente nella pratica. [24]

Stelle maggiori di 8 masse solari (M) probabilmente finiranno la loro vita in drammatiche esplosioni di supernova, mentre le nebulose planetarie apparentemente si verificano solo alla fine della vita di stelle di massa intermedia e bassa tra 0,8 M a 8,0 M. [25] Le stelle progenitrici che formano le nebulose planetarie trascorreranno la maggior parte della loro vita a convertire il loro idrogeno in elio nel nucleo della stella mediante fusione nucleare a circa 15 milioni di K. Questa energia generata crea una pressione verso l'esterno dalle reazioni di fusione nel nucleo, bilanciando lo schiacciamento verso l'interno pressioni della gravità della stella. [26] Questo stato di equilibrio è noto come sequenza principale, che può durare da decine di milioni a miliardi di anni, a seconda della massa.

Quando la fonte di idrogeno nel nucleo inizia a diminuire, la gravità inizia a comprimere il nucleo, causando un aumento della temperatura a circa 100 milioni di K. [27] Tali temperature del nucleo più elevate fanno poi espandere gli strati esterni più freddi della stella per creare stelle giganti rosse molto più grandi . Questa fase finale provoca un drammatico aumento della luminosità stellare, in cui l'energia rilasciata è distribuita su un'area superficiale molto più ampia, il che di fatto fa sì che la temperatura superficiale media sia più bassa. In termini di evoluzione stellare, le stelle che subiscono tali aumenti di luminosità sono note come stelle giganti asintotiche del ramo (AGB). [27] Durante questa fase, la stella può perdere dal 50 al 70% della sua massa totale a causa del suo vento stellare. [28]

Per le stelle ramificate giganti asintotiche più massicce che formano nebulose planetarie, i cui progenitori superano circa 3M, i loro nuclei continueranno a contrarsi. Quando le temperature raggiungono circa 100 milioni di K, i nuclei di elio disponibili si fondono in carbonio e ossigeno, così che la stella riprende nuovamente a irradiare energia, interrompendo temporaneamente la contrazione del nucleo. Questa nuova fase di combustione dell'elio (fusione di nuclei di elio) forma un nucleo interno in crescita di carbonio inerte e ossigeno. Sopra di esso c'è un sottile guscio che brucia elio, circondato a sua volta da un guscio che brucia idrogeno. Tuttavia, questa nuova fase dura solo 20.000 anni circa, un periodo molto breve rispetto all'intera vita della stella.

Lo sfiato dell'atmosfera continua senza sosta nello spazio interstellare, ma quando la superficie esterna del nucleo esposto raggiunge temperature superiori a circa 30.000 K, ci sono abbastanza fotoni ultravioletti emessi per ionizzare l'atmosfera espulsa, facendo risplendere il gas come una nebulosa planetaria. [27]

Dopo che una stella passa attraverso la fase asintotica del ramo gigante (AGB), inizia la breve fase della nebulosa planetaria dell'evoluzione stellare [19] quando i gas soffiano via dalla stella centrale a velocità di pochi chilometri al secondo. La stella centrale è il residuo del suo progenitore AGB, un nucleo carbonio-ossigeno degenerato da elettroni che ha perso la maggior parte del suo involucro di idrogeno a causa della perdita di massa sull'AGB. [19] Man mano che i gas si espandono, la stella centrale subisce un'evoluzione a due stadi, prima diventando più calda mentre continua a contrarsi e le reazioni di fusione dell'idrogeno si verificano nel guscio attorno al nucleo e poi si raffredda lentamente quando il guscio di idrogeno si esaurisce attraverso la fusione e perdita di massa. [19] Nella seconda fase, irradia la sua energia e le reazioni di fusione cessano, poiché la stella centrale non è abbastanza pesante da generare le temperature interne necessarie per la fusione del carbonio e dell'ossigeno. [8] [19] Durante la prima fase, la stella centrale mantiene una luminosità costante, [19] mentre allo stesso tempo diventa sempre più calda, raggiungendo infine temperature intorno ai 100.000 K. Nella seconda fase, si raffredda così tanto da non emettono abbastanza radiazioni ultraviolette per ionizzare la nube di gas sempre più distante. La stella diventa una nana bianca e la nube di gas in espansione diventa invisibile per noi, ponendo fine alla fase di evoluzione della nebulosa planetaria. [19] Per una tipica nebulosa planetaria, tra la sua formazione e la ricombinazione del plasma risultante passano circa 10.000 anni [19]. [8]

Le nebulose planetarie possono svolgere un ruolo molto importante nell'evoluzione galattica. Le stelle appena nate sono costituite quasi interamente da idrogeno ed elio, [31] ma man mano che le stelle evolvono attraverso la fase asintotica del ramo gigante, [32] creano elementi più pesanti tramite la fusione nucleare che alla fine vengono espulsi da forti venti stellari. [33] Le nebulose planetarie di solito contengono proporzioni maggiori di elementi come carbonio, azoto e ossigeno, e questi vengono riciclati nel mezzo interstellare tramite questi potenti venti. In questo modo, le nebulose planetarie arricchiscono notevolmente la Via Lattea e le loro nebulose con questi elementi più pesanti - noti collettivamente dagli astronomi come metalli e specificamente indicato dal parametro di metallicità Z. [34]

Anche le generazioni successive di stelle formate da tali nebulose tendono ad avere metallicità più elevate. Sebbene questi metalli siano presenti nelle stelle in quantità relativamente piccole, hanno effetti marcati sull'evoluzione stellare e sulle reazioni di fusione. Quando le stelle si sono formate prima nell'universo, teoricamente contenevano quantità minori di elementi più pesanti. [35] Esempi noti sono le stelle Popolazione II povere di metallo. (Vedi Popolazione stellare.) [36] [37] L'identificazione del contenuto di metallicità stellare viene trovata mediante spettroscopia.

Caratteristiche fisiche Modifica

Una tipica nebulosa planetaria ha un diametro di circa un anno luce ed è costituita da gas estremamente rarefatto, con una densità generalmente da 100 a 10.000 particelle per cm 3 . [38] (L'atmosfera terrestre, in confronto, contiene 2,5 × 10 19 particelle per cm 3 .) Le nebulose planetarie giovani hanno le densità più elevate, a volte fino a 10 6 particelle per cm 3 . 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 o 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 tentative 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 Science.

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.


Nebulosa Manubrio

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

Nebulosa Manubrio 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.

Nebulosa Manubrio 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

Nebulosa planetaria
Il guscio di gas espulso da una stella morente. Molti appaiono circolari o a forma di ciambella. Examples include the Ring and the


Stelle Modifica

  • 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.



Commenti:

  1. Zulucage

    Devi dirglielo.

  2. Jamael

    Penso che ti sbagli. Posso dimostrarlo. Scrivimi in PM.

  3. Thuc

    L'articolo è piuttosto interessante, posso pubblicare foto sul mio blog?

  4. Willan

    Voglio dire, hai torto. Mi offro di discuterne. Scrivimi in PM, lo gestiremo.

  5. Mor

    In esso qualcosa è ed è un'idea eccellente. È pronto a supportarti.

  6. Filippo

    La frase incomparabile, mi piace molto :)



Scrivi un messaggio