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猫眼星云

天球赤道座标：星图 17h 58m 33.4s, +66° 37′ 59″
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（重定向自猫眼星云）
NGC 6543
发射星云
行星状星云
猫眼星云（合成影像）
观测资料: J2000.0 epoch
赤经17h 58m 33.4s[1]
赤纬+66° 37′ 59″[1]
距离3,300±900 光年[2] 光年
视星等 (V)+8.9 [1]
视尺度(V)内核：20″ [2]
外晕：5.8′
星座天龙座
物理性质
半径内核：0.2 光年[3] ly
绝对星等 (V)-
值得注意的特征复杂结构
名称NGC 6543、科德韦尔 6
相关条目：星云列表

猫眼星云（英语：Cat's Eye Nebula，NGC 6543，科德韦尔6）是位于天龙座的一个行星状星云。它是已知的星云中结构最复杂的之一，哈勃太空望远镜的高分辨率观测图像揭示出其中独特的扭结、喷柱、气泡以及纤维状的弧形结构。它的中心是一颗明亮、炽热的恒星，约1000年前这颗恒星失去了它的外层结构，从而产生了猫眼星云。

猫眼星云于1786年2月15日由威廉·赫歇尔首先发现。1864年，英国业余天文学家威廉·赫金斯对猫眼星云作了光谱分析，使之成为首个通过光谱分析技术进行研究的行星状星云。赫金斯的研究结果首次表明行星状星云由高温气体而非恒星组成。目前，猫眼星云已被人们在从远红外到X 射线的整个电磁波段进行过观测。

现代研究引出了数个关于猫眼星云的谜团。它的复杂结构有可能部分地是由一对中心联星抛射的物质造成的，但迄今尚未有直接证据表明其中心恒星拥有伴星。此外，通过两种方法测量的化学物质丰度的结果出现重大差异，其原因目前仍不能肯定。哈勃望远镜的观测揭示出在“猫眼”的周围有几个由中心恒星在远古时代抛射出的球形外壳构成的昏暗的光环，这些抛射的确切机制现在尚不明确。

一般资料

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这个星云是最被广为研究的星云之一，它的视星等为+8.1，拥有高表面光度。其赤经及赤纬分别为17h58.6m及+66°38'，其高赤纬度代表北半球的观测者可较易看到。不少大型望远镜均座落于北半球地区范围，由于该星云处于接近正北黄极点的位置，在良好天气的情况下，只要在黄极点附近寻找，应该不难找到。

直径方面，较亮的内星云部分直径约为20角秒[2]，其扩张星云晕物质直径约为386角秒（6.4角分）。它的星云晕物质是原来的恒星在演化为红巨星阶段时喷出的。

根据观测结果，星云主体的密度约为每立方厘米有5000颗粒子，温度约为8000K[4]，外层星云晕的温度更高，达15,000 K，而密度方面则比内部更低。

星云中央拥有一颗O型（蓝色）恒星，其温度约为80000 K，光度约为太阳的10000倍，半径为太阳的0.65倍。据光谱学分析，由于受恒星风的影响，中央恒星的质量每秒流失约20兆吨，相等于每年3.2×10−7太阳质量，恒星风的风速为每秒1900公里。根据计算结果，中央恒星的质量与太阳差不多，约为一个太阳质量，演化前的恒星质量估计约为太阳的五倍。[5]

星云观测

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相关影片

该星云于1786年2月15日由威廉·赫歇尔首先发现，同时是首个以光谱仪进行观测的行星状星云，于1864年由威廉·赫金斯进行，他观测到星云气体极为稀薄。除此以外，人们还以电磁波谱对之进行观测。

红外线观测

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猫眼星云释出的红外线给人们进一步观测，其分析结果证实它存在低温星际尘埃，人们相信这些尘埃是在恒星演化末期阶段形成的，尘埃吸收恒星光线，并以红外线释出，光谱显示这些尘埃的温度约为70 K。

除了低温尘埃之外，星云释出的红外线也使人们发现它存在非离子物质，包括氢分子（H2）。一般行星状星云也存在非离子物质，但不少均在恒星远处方能找到。而猫眼星云则不然，它的非离子物质存在于外晕的内层边缘，且能发出光线，这可能是因冲击波把氢分子刺激，使它们以不同的速度互相撞击。[6]

可见光及紫外线观测

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人们也对星云释出的可见光及紫外线作观测，并以光谱分析为数较多的个别波长光线，这些光线让人知道猫眼星云的复杂结构。

本文所用的彩色哈勃望远镜图像均配上假色，色彩分布按区域的离子数量多少来区别，滤波器波长为单离子氢的656.3 nm、单离子氮的658.4 nm及双离子氧的500.7 nm。虽然星云的真正色彩为红及绿色，但图像配上红蓝绿三色去区别，当中星云边绿两端均为离子较少的物质。

X射线观测

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星云的X射线影像

人们近年也开始以量度星云释出的X射线波长去观测，据昌德拉X射线望远镜的观测结果，猫眼星云存在温度极高的气体，本文顶部的图片便是结合了哈勃望远镜的可见光图像及昌德拉望远镜的X射线图像。人们认为这些炽热气体是透过星云释出物质受到恒星风的激烈吹袭，同时也使星云内层泡沫状物质的一部分给恒星风挖走。

此外，昌德拉望远镜也在星云中心恒星的位置，找到一个X射线的源头点。由于人们预期这颗恒星不会释出强大的X射线，因此难以解释这个放出X射线的源头点，其中一个说法是连星系统存在的高温恒星物质吸积盘，因而产生X射线。[7]

与地球距离

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要准确量度行星状星云与地球距离是天文学之中存在多时的难题之一，人们通常是以假设去估计，其结果可以很不准确。 近代的哈勃望远镜使人们能以新方法去测定距离，由于任何行星状星云的大小均正在膨胀，因此在相距多年的时间，以高角距分辨率的望远镜，可透过角距的改变看到星云的增大。事实上，星云的膨胀速度并不明显，每年仅增长数角秒或以下，透过光谱观测及多普勒效应，可计算星云的膨胀速度及其与地球的距离。

据哈勃望远镜多年来的观测结果，猫眼星云以每年10角毫秒的速度膨胀，在速度上则为每秒16.4公里，把这些结果以正弦计算，可得出猫眼星云距离地球大约1,000秒差（3×1019 m）。[2]

星云年龄

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角距膨胀除了可计算距离外，也可推断星云的年龄。假设星云膨胀速率不变，现时的角距为20角秒，每年增长速度为10角毫秒，将之相除可得到该星云大约于1,000年前出现[2]。由于星云释出物质的速度会因遇到上代恒星残余物质或星际物质而减慢，因此上述估计数字或会是星云的年龄上限。

物质构成

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经过处理的猫眼星云图片，显示内核外围绕着多个同心圆环。

与不少天体一样，猫眼星云的物质主要为氢和氦，并拥有少量重元素。这些元素可以光谱分析去量度其存在比例，由于氢是最丰富的元素，因此其他重元素的比例均会以相对于氢的数值去表示。

由于望远镜使用的摄谱仪不会收集来自观测目标的所有光线，也不会使用细小光圈去聚集物体光线，因此多个有关星云化学元素比例的研究结果均会有出入，每个不同的结果可代表星云的某一部分。

在多个计算结果当中，人们普遍相信它的氦元素比例约为氢的0.12倍，碳和氮的比例均为氢的3×10−4倍，氧的比例约为氢的7×10−4倍。受到核合成的影响，重元素得以在恒星爆发成行星状星云以前，于恒星外层大气聚集，使之与不少行星状星云一样，碳、氮和氧元素均为除氢以外，所占比重较多的元素，比太阳的相同重元素要多。[4][8]

在对猫眼星云进行更深入观测所得结果当中，或已显示星云的一小部分物质拥有丰富的重元素，这点会在以下段落详述。

星云运动及形态

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猫眼星云拥有极为复杂的结构，人们至今仍未完全明白其形态的形成机制。

星云的光亮部分主要是中央恒星释出的恒星风及星云形成时射出的物质相碰撞而成的，两者间的撞击产生上述的X射线，恒星风也使星云内层泡沫状物质的一部分给挖走，这个情况在内层两端均有发生。[9]

人们也怀疑星云的中央恒星为一连星系统，一颗恒星吸取另一颗恒星物质的过程形成一吸积盘，并在物质受方恒星两极射出喷流，这些喷流又与先前射出的物质碰撞。由于天体进动（岁差）的关系，恒星的两极喷流方向会随时间而改变。[10]

人们在内星云光亮部分的外部，找到不少同中心的环状物体，他们认为可能在恒星演变在行星状星云前，在赫罗图中的渐进巨星分支（asymptotic giant branch）阶段便已出现。这些环状物体的半径具规则性，每两个环之间的半径差均相若，因此人们指出这些环的形成机制为于特定时间，并以差不多相同的发射速度进行。[11]

再者，一大型暗晕膨胀至恒星远处，于星云形成前便已出现。

现时谜题

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人们纵使已作出深入研究，但至今仍有不少谜题有待解决。星云外层多个相同中心的环状物体的时间差距可能为数百年，现时仍难以解释。导致星云形成的热脉可能每隔数万年会发生一次，而较小的表面脉冲则每隔数年至数十年一次，星云会定时释出同中心环状物体的机制至今尚未有定论。

星云的光谱呈连续重叠的发射线状，这些发射线可能来自星云中离子之间发生的碰撞激发，或是离子再度与电子结合而形成的，当中因碰撞激发产生的发射线比电子融合的更强，因此成为多年来人们量度两者比例的方法。但近期研究结果指，在星云的光谱图中，离子与电子结合的发射线数量约为碰撞激发发射线的三倍[4]，其原因至今尚在争论中，有说法指是因为存在一些含丰富重元素的物质，或是星云温度的波动。

参考文献

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  1. ^ 1.0 1.1 1.2 Nasa/Ipac Extragalactic Database. Results for NGC 6543. [2006-08-31]. （原始内容存档于2011-05-14）. 
  2. ^ 2.0 2.1 2.2 2.3 2.4 HST Measurements of the Expansion of NGC Parallax Distance and Nebular Evolution (PDF). Reed D.S., Balick B., Hajian A.R. et al（1999）. [2006-08-31]. [永久失效链接]
  3. ^ distance × sin( diameter_angle / 2 ) = 0.2 ly. radius
  4. ^ 4.0 4.1 4.2 Wesson R., Liu X.-W. (2004), Physical conditions in the planetary nebula NGC 6543, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 351, p.1026
  5. ^ Bianchi L., Cerrato S., Grewing M. (1986), Mass loss from central stars of planetary nebulae - The nucleus of NGC 6543, Astronomy and Astrophysics, vol. 169, p.227
  6. ^ Hora J.L., Latter W.B., Allen L.E. et al（2004）, Infrared Array Camera (IRAC) Observations of Planetary Nebulae, Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 154, p.296
  7. ^ Guerrero M.A., Chu Y-H., Gruendl R.A., (2001), The Enigmatic X-Ray Point Sources at the Central Stars of NGC 6543 and NGC 7293, Astrophysical Journal, vol. 553, p.55
  8. ^ Hyung S., Aller L.H., Feibelman W.A. et al（2000）, The optical spectrum of the planetary nebula NGC 6543, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 318, p.77
  9. ^ Balick B., Preston H.L. (1987), A wind-blown bubble model for NGC 6543. Astronomical Journal, vol. 94, p.958
  10. ^ Miranda L.F., Solf J. (1992), Long-slit spectroscopy of the planetary nebula NGC 6543 - Collimated bipolar ejections from a precessing central source?. Astronomy and Astrophysics, vol. 260, p.397
  11. ^ Balick B., Wilson J., Hajian A.R. (2001), NGC 6543: The Rings Around the Cat's Eye, Astronomical Journal, vol. 121, p.354

文献

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外部链接

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