Hen 3-1357

z Wikipédie, slobodnej encyklopédie
Skočit na navigaci Skočit na vyhledávání
Hmlovina Stingray
Stingraynebula.jpg
Pozorovacie dáta
(Epocha 2000)
Typplanetárna hmlovina
Rektascenzia17h 16m 21,071s
Deklinácia-59° 29′ 23,64″
Vzdialenosť18 000 ly (5,6 kpc
Zdanlivá jasnosť (V)10,75 mag.
Zdanlivé rozmery (V)1,6´
SúhvezdieOltár
Fyzické charakteristiky
Priemer0,08 ly
Iné označeniaPN G331.3-12.1, Hen 3-1357
Hmloviny - Hviezdokopy - Galaxie

Súradnice: Hviezdna mapa 17h 16m 21s; -59° 29′ 24″

Hen 3-1357 alebo hmlovina Stingray je najmladšia známa planetárna hmlovina. Nachádza sa v súhvezdí Oltár na južnej oblohe. Od našej sústavy je vzdialená 18 tisíc svetelných rokov a jej priemer dosahuje osem stotín svetelného roku, čo je zhruba desatina rozmeru, ktorý dosahujú typické planetárne hmloviny. Pomenovaná je podľa paryby raje (angl. Stingray), ktorej tvar pripomína.

História pozorovaní[upraviť | upraviť zdroj]

Predchodca tejto hmloviny bol prvýkrát zaznamenaný v katalógu z roku 1967 od Karla Gordona Heniza, kde bol klasifikovaný ako hviezda s H-alfa emisnými čiarami, spektrálneho typu B, na základe fotografických platní z rokov 1949 až 1951. Spektrum hviezdy získané v roku 1971 ukázalo, že hviezda je červený nadobor na asymptotickej vetve obrov. V tomto období ešte hviezda nedokázala svojím žiarením ionizovať plyn okolo seba, preto zatiaľ išlo len o protoplanetárnu hmlovinu. Analýzou dát z družice IRAS získaných v roku 1989 už boli v spektre hviezdy pozorované emisie typické pre planetárnu hmlovinu. Keďže hmlovina bola ešte mladá a malá, pozorovania zo zemského povrchu nedokázali odhaliť jej štruktúru. Prvýkrát bola pozorovaná v roku 1994 pomocou Hubblovho vesmírneho ďalekohľadu. Ďalšie pozorovanie z roku 2002 odhalilo výrazný nárast teploty centrálnej hviezdy až o 40 tisíc stupňov, v porovnaní s rokom 1971. Odborníkov tento (na vesmírne pomery) náhly nárast teploty prekvapil. V roku 2014 astronómovia prišli s teóriou, že pozorované správanie hviezdy je možné zdôvodniť prvou fázou héliového záblesku, kedy sa hviezda scvrkáva a zahrieva.[1] Ďalšie pozorovanie v roku 2016 túto teóriu podporilo. V porovnaní s predchádzajúcimi pozorovaniami hmlovina výrazne zoslabla a niektoré jej štruktúry prestali byť viditeľné.[2] Toto zoslabnutie bolo spôsobené zmenou vo vyžarovaní červeného nadobra, ktorý sa začal rozpínať a ochladzovať, čo zodpovedá druhej fáze héliového záblesku.

Jadro planetárnej hmloviny[upraviť | upraviť zdroj]

V strede hmloviny sa nachádza dvojhviezdny systém. Hlavná zložka má jasnosť 15 magnitúd a jej sprievodca 17 magnitúd. Ich uhlová vzdialenosť je 0,3″. Hviezdy okolo seba obiehajú s periódou 100 000 rokov po obežnej dráhe s priemerom okolo 2100 AU. Vzájomnou interakciou týchto dvoch hviezd vznikol taký komplexný tvar hmloviny, aký pozorujeme.

Význam[upraviť | upraviť zdroj]

Pozorovania tejto hmloviny sú dôležité z dvoch dôvodov. Prvý krát v histórii sa podarilo pozorovať priebeh héliového záblesku v hviezde v oboch fázach, teda fázu scvrkávania a zahrievania, a následne fázu rozpínania a ochladzovania hviezdy. Zároveň sme mohli pozorovať vznik tejto hmloviny spolu s tým, ako hmlovinu ovplyvňuje vývoj jej centrálnej hviezdy.

Referencie[upraviť | upraviť zdroj]

  1. Astronomers observe star reborn in a flash [online]. . Dostupné online.
  2. NASA news: Hubble captures ‘unprecedented fading’ of Stingray Nebula - ‘Exceeding rare’ [online]. . Dostupné online.