Флеминг 1 (Slybnui 1)
| Fleming 1 | |||
|---|---|---|---|
| планетарная туманность | |||
 | |||
| История исследования | |||
| Наблюдательные данные (Эпоха J2000.0) |
|||
| Прямое восхождение | 11ч 28м 36.20с[1] | ||
| Склонение | −52° 56′ 04.50″[1] | ||
| Расстояние | ~2400 пк | ||
| Видимая звёздная величина (V) | 7,6[1] | ||
| Видимые размеры | 1,3′ × 0,5′ (центральная часть) | ||
| Созвездие | Центавр | ||
|
|||
 Информация в Викиданных ? | |||
Флеминг 1 (англ. Fleming 1) — необычная планетарная туманность, находящаяся в созвездии Центавра. Обладает парой джетов, простирающихся более чем на 2,8 пк и имеющих узловатую структуру. Джеты и узлы движутся от центра туманности и, вероятно, были испущены туманностью в период 10—16 тыс. лет назад.[2] Внутренняя часть туманности имеет форму бабочки и погружена в слабое гало. Крылья бабочки указывают в направлении джетов, ось которых составляет угол 50° с лучом зрения. Область перегиба бабочки окружена тором из расширяющегося горячего газа, создающего внутренний яркий эллипс.[3] Возраст туманности оценивается в 5000 лет.[2]
Как и другие планетарные туманности, данный объект образовался при сбросе богатой водородом оболочки старой звездой асимптотической ветви гигантов, после чего сформировалось горячее ядро (молодой белый карлик) — центральная звезда туманности. В центре туманности Флеминг 1 температура центральной звезды равна 80000 ± 15000 K, масса равна 0,56+0,3
−0,04 массы Солнца.[2]
Наблюдения, проведённые в Европейской южной обсерватории, показали, что центральная звезда является вырожденной двойной звездой (состоит из двух белых карликов) с периодом 1,1953 ± 0,0002 суток. Звезда-компаньон, вероятно, старше и имеет массу от 0,64 до 0,7 масс Солнца. Температура составляет 120000 K, что создаёт избыточное количество фотонов с высокой энергией, необходимых для ионизации туманности. Джеты, вероятно, образовались в результате аккреции вещества со звезды на белый карлик. Аккреция привела к образованию прецессирующего аккреционного диска, выбрасывающего вещество вдоль оси вращения с образованием струй и узлов. Предыдущие этапы аккреции также объясняют высокую температуру второго белого карлика.[2]
Примечания
[править | править код]- ↑ 1 2 3 4 SIMBAD Astronomical Database. Fleming 1. Дата обращения: 26 ноября 2012. Архивировано 4 марта 2016 года.
- ↑ 1 2 3 4 Boffin, H. M. J.; Miszalski, B.; Rauch, T.; Jones, D.; Corradi, R. L. M.; Napiwotzki, R.; Day-Jones, A. C.; Koppen, J. An Interacting Binary System Powers Precessing Outflows of an Evolved Star (англ.) // Science : journal. — 2012. — Vol. 338, no. 6108. — P. 773—775. — doi:10.1126/science.1225386. — . — arXiv:1211.2200. — PMID 23139326.
- ↑ Palmer, J.W.; Lopez, J.A.; Meaburn, J.; Lloyd, H.M. The kinematics and morphology of the planetary nebula Fleming 1. Bullets, jets and an expanding ring (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences, 1996. — Vol. 307. — P. 225—236. — .
 | На эту статью не ссылаются другие статьи Википедии. |
| Видимые туманности | |
|---|---|
| Дозвёздные туманности | |
| Звёздные туманности | |
| Постзвёздные туманности | |
| Облака | |
| Морфология | |
| Списки |
|
