Флеминг 1
| Эмиссионная туманность | |
|---|---|
| Планетарная туманность | |
 Флеминг 1, вид ESO | |
| Данные наблюдений: J2000. эпоха | |
| Прямое восхождение | 11 час 28 м 36.20 с [1] |
| Склонение | −52° 56′ 04.50″ [1] |
| Расстояние | 2400 ПК в год |
| Apparent magnitude (V) | +7.6 [1] |
| Видимые размеры (В) | 1,3 ′ × 0,5 ′ (центральная часть) |
| Созвездие | Кентавр |
| Физические характеристики | |
| Радиус | 1,4 ПК в год |
| Абсолютная магнитуда (В) | 13.1 [1] |
| Примечательные особенности | Своеобразный ПН с двоичной системой в центре. |
| Обозначения | G290.5+07.9, ЭСО 170-6 [1] |
Флеминг 1 — необычная планетарная туманность, расположенная в созвездии Центавра . Он имеет пару симметричных струй, охватывающих более 2,8 пк и очерченных множеством узлов. Джеты и узлы удаляются от центра туманности и, вероятно, были выброшены 10 000–16 000 лет назад. [2] Самая внутренняя часть туманности имеет форму бабочки и погружена в слабый ореол. Крылья бабочки направлены в сторону струй, а их ось расположена под углом 50° к лучу зрения. Талия «бабочки» окружена тором расширяющегося горячего газа, образующим внутренний яркий эллипс. [3] Флемингу 1, вероятно, 5000 лет. [2]
Как и любая другая планетарная туманность, Флеминг 1 образовалась, когда старая звезда асимптотической ветви гигантов (AGB) потеряла свою внешнюю, богатую водородом оболочку, оставив после себя горячее ядро (молодой белый карлик ) — центральную звезду туманности. Звезда в центре Флеминга 1 имеет температуру 80 000 ± 15 000 К и массу 0,56. +0.3
−0.04 M ☉ . [2]
Наблюдения Европейской южной обсерватории показали, что центральная звезда на самом деле представляет собой двойную вырожденную (состоящую из двух белых карликов) двойную систему с периодом 1,1953 ± 0,0002 дня. Компаньон, вероятно, является более старым белым карликом большей массы — от 0,64 до 0,7 M ☉ . Ее температура составляет около 120 000 К, обеспечивая большую часть фотонов высокой энергии, необходимых для ионизации туманности. Джеты, вероятно, образовались в результате аккреции вещества звезды AGB на этот белый карлик. Аккреция привела к образованию прецессирующего аккреционного диска , который выбрасывал материал вдоль своей оси вращения, что приводило к образованию струй и узлов. Прошлые события аккреции также объясняют высокую температуру второго белого карлика. [2]
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Jump up to: а б с д и «ПН Фг 1» . СИМБАД . Страсбургский центр астрономических данных . Проверено 26 ноября 2012 г.
- ^ Jump up to: а б с д Боффин, HMJ; Мишальски, Б.; Раух, Т.; Джонс, Д.; Корради, RLM; Напивоцкий, Р.; Дэй-Джонс, AC; Коппен, Дж. (2012). «Взаимодействующая двойная система обеспечивает прецессирующие потоки эволюционировавшей звезды». Наука . 338 (6108): 773–775. arXiv : 1211.2200 . Бибкод : 2012Sci...338..773B . дои : 10.1126/science.1225386 . ПМИД 23139326 . S2CID 206542812 .
- ^ Палмер, Дж.В.; Лопес, Дж.А.; Миберн, Дж.; Ллойд, HM (1996). «Кинематика и морфология планетарной туманности Флеминга 1. Пули, джеты и расширяющееся кольцо». Астрономия и астрофизика . 307 : 225–236. Бибкод : 1996A&A...307..225P .
