Флемінг 1
| Галактична туманність | |
|---|---|
 | |
| Дані спостережень: епоха J2000 | |
| Пряме піднесення | 11г 28х 36.20с[1] |
| Схилення | -52° 56′ 04.50″[1] |
| Відстань | 2,400 pc св. р. |
| Видима зоряна величина (V) |
+7.6[1] |
| Видимі виміри (V) | 1.3′ × 0.5′ (central part) |
| Сузір'я | Центавр |
| Фізичні характеристики | |
| Радіус | 1.4 pc св. р. |
| Абсолютна зоряна величина (V) | 13.1[1] |
| Інші властивості | Своєрідний PN з бінарником у центрі |
| Позначення | G290.5+07.9, ESO 170-6[1] |
| Див. також: Списки туманностей | |
Флемінг 1 — незвичайна планетарна туманність, розташована в сузір'ї Центавра. Він має пару симетричних струменів, що перетинають понад 2,8 шт і окреслений рядом вузлів. Струмені та вузли віддаляються від центру туманності та, ймовірно, були викинуті 10 000–16 000 років тому[2]. Внутрішня частина туманності має форму метелика і занурена в слабке гало. Крила метелика спрямовані в напрямку струменів, їх вісь повернута під кутом 50° до лінії зору. Талія «метелика» оточена тором розширюваного гарячого газу, який утворює внутрішній яскравий еліпс[3]. Флемінгу 1 ймовірно, 5000 років[2].
Як і будь-яка інша планетарна туманність, Флемінг 1 утворилася, коли стара зірка асимптотичної гігантської гілки (AGB) втратила свою зовнішню багату воднем оболонку, залишивши гаряче ядро (молодого білого карлика) — центральну зірку туманності. Зірка в центрі Флемінг 1 має температуру 80,000 ± 15,000 K і масу 0,56 +0.3
−0.04</br> +0.3
−0.04 M☉[2].
Спостереження, проведені Європейською південною обсерваторією, показали, що центральна зірка насправді є подвійною виродженою (з двох білих карликів) подвійною системою з періодом 1.1953 ± 0.0002 днів. Компаньйон, ймовірно, є старшим білим карликом із більшою масою — 0,64–0,7 M☉. Його температура становить близько 120 тис K забезпечує основну масу фотонів високої енергії, необхідних для іонізації туманності. Джети, ймовірно, утворилися в результаті акреції матеріалу зірки AGB на цьому білому карлику. Акреція призвела до утворення прецесирующего акреційного диска, який виштовхував матеріал уздовж своєї осі обертання, що призводило до утворення струменів і вузлів. Минулі події акреції також пояснюють високу температуру другого білого карлика[2].
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
Це незавершена стаття з астрономії. Ви можете допомогти проєкту, виправивши або дописавши її. |
Примітки[ред. | ред. код]
- ↑ а б в г д PN Fg 1. SIMBAD. Страсбурзький центр астрономічних даних. Процитовано 26 листопада 2012.
- ↑ а б в г Boffin, H. M. J.; Miszalski, B.; Rauch, T.; Jones, D.; Corradi, R. L. M.; Napiwotzki, R.; Day-Jones, A. C.; Koppen, J. (2012). An Interacting Binary System Powers Precessing Outflows of an Evolved Star. Science. 338 (6108): 773—775. arXiv:1211.2200. Bibcode:2012Sci...338..773B. doi:10.1126/science.1225386. PMID 23139326.
- ↑ Palmer, J.W.; Lopez, J.A.; Meaburn, J.; Lloyd, H.M. (1996). The kinematics and morphology of the planetary nebula Fleming 1. Bullets, jets and an expanding ring. Astronomy and Astrophysics. 307: 225—236. Bibcode:1996A&A...307..225P.