Флеминг 1
Материал из Википедии — свободной encyclopedia
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]
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 ? |
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]