b"\n_START_ARTICLE_\nKatt\xc3\xb8yet\xc3\xa5ken\n_START_SECTION_\nGenerell informasjon\n_START_PARAGRAPH_\nKatt\xc3\xb8yet\xc3\xa5ken er en velstudert planetarisk t\xc3\xa5ke. Den er relativt lys med en st\xc3\xb8rrelsesklasse p\xc3\xa5 +8,1, og har ogs\xc3\xa5 en h\xc3\xb8y overflatelyshet. Den har en rektascensjon p\xc3\xa5 17\xc2\xa0t\xc2\xa058,6\xc2\xa0m og en deklinasjon p\xc3\xa5 66\xc2\xb038'. Den h\xc3\xb8ye deklinasjonen gj\xc3\xb8r den enkel \xc3\xa5 observere fra den nordlige halvkulen, hvor de fleste av de store teleskopene finnes. Katt\xc3\xb8yet\xc3\xa5ken ligger nesten n\xc3\xb8yaktig p\xc3\xa5 linje med den nordre ekliptiske polen._NEWLINE_Mens den lyse, indre t\xc3\xa5ken er ganske liten \xe2\x80\x93 store halvakse for den indre ellipsen er 16,1\xc2\xa0buesekunder, mens avstanden mellom kondensasjonene er 24,7\xc2\xa0buesekunder i diameter \xe2\x80\x93 har den en utbredt halo av materie som den foreg\xc3\xa5ende stjernen kastet ut i l\xc3\xb8pet av sin r\xc3\xb8de kjempefase. Haloen strekker seg utover til en diameter p\xc3\xa5 ca. 300\xc2\xa0buesekunder (5\xc2\xa0bueminutter). Katt\xc3\xb8yt\xc3\xa5ken ligger tre tusen lysp\xc3\xa5r fra jorden._NEWLINE_Observasjoner viser at t\xc3\xa5kens hovedlegeme har en tetthet p\xc3\xa5 omtrent 5\xc2\xa0000\xc2\xa0partikler/cm\xc2\xb3 og en temperatur p\xc3\xa5 rundt 7\xc2\xa0000\xe2\x80\x939\xc2\xa0000\xc2\xa0K (6\xc2\xa0730\xe2\x80\x938\xc2\xa0730\xc2\xa0\xc2\xb0C). Den ytre haloen har en h\xc3\xb8yere temperatur p\xc3\xa5 ca. 15\xc2\xa0000\xc2\xa0K og en mye lavere tetthet._NEWLINE_Den sentrale stjernen hos Katt\xc3\xb8yet\xc3\xa5ken er en O7+WR-stjerne og har en temperatur p\xc3\xa5 ca. 80\xc2\xa0000\xc2\xa0K (79\xc2\xa0727\xc2\xa0\xc2\xb0C). Den har omtrent 10\xc2\xa0000 ganger s\xc3\xa5 h\xc3\xb8y lysstyrke som solen, og radien er omtrent 65\xc2\xa0% av solens. Spektroskopiske analyser viser at stjernen gjennom en rask solvind taper masse tilsvarende rundt 3,2\xc3\x9710\xe2\x81\xbb\xe2\x81\xb7 solmasser per \xc3\xa5r \xe2\x80\x93 det vil si ca. 20\xc2\xa0billioner tonn per sekund. Vindens hastighet ligger p\xc3\xa5 rundt 1\xc2\xa0900\xc2\xa0km/s (6\xc2\xa0840\xc2\xa0000\xc2\xa0km/t). Visse utregninger viser at stjernen bare veier litt mer enn en solmasse, mens andre, teoretiske m\xc3\xa5linger viser at den har en vekt p\xc3\xa5 ca. 5\xc2\xa0solmasser._NEWLINE_I 1994 avsl\xc3\xb8rte Hubble-teleskopet for f\xc3\xb8rste gang NGC\xc2\xa06543s overraskende intrikate strukturer, deriblant konsentriske skall av gass, jetstr\xc3\xb8mmer med gass og uvanlige sjokkinduserte knuter av gass.\n_START_SECTION_\nObservasjoner\n_START_PARAGRAPH_\nNGC 6543 ble oppdaget av William Herschel 15. februar 1786, og han koblet utseende til en planetarisk skive. Katt\xc3\xb8yet\xc3\xa5ken ble den f\xc3\xb8rste planetariske t\xc3\xa5ken hvis spektrum ble unders\xc3\xb8kt. Det var den engelske amat\xc3\xb8rastronomen William Huggins som unders\xc3\xb8kte t\xc3\xa5ken 29. august 1864. Siden disse tidlige observasjonene har hele NGC\xc2\xa06543s elektromagnetiske spektrum blitt unders\xc3\xb8kt. Huggins observasjoner, som for\xc3\xb8vrig avsl\xc3\xb8rte at t\xc3\xa5kens spektrum var ikke-kontinuerlig og bestod av noen f\xc3\xa5 lyse linjer, var de f\xc3\xb8rste indikasjonene p\xc3\xa5 at planetariske t\xc3\xa5ker bestod av ekstremt fortynnede gasser. Siden disse tidlige observasjonene, har NGC\xc2\xa06543 blitt observert gjennom hele det elektromagnetiske spekteret.\n_START_SECTION_\nInfrar\xc3\xb8de observasjoner\n_START_PARAGRAPH_\nObservasjoner gjort av Katt\xc3\xb8yet\xc3\xa5ken i fjerninfrar\xc3\xb8de b\xc3\xb8lgelengder (rundt 60\xc2\xa0\xce\xbcm) avsl\xc3\xb8rte tilstedev\xc3\xa6relsen av stjernest\xc3\xb8v ved lave temperaturer. St\xc3\xb8vet antas \xc3\xa5 ha blitt dannet i l\xc3\xb8pet av de siste fasene av den progenitore stjernens liv. St\xc3\xb8vet absorberer lys fra den sentrale stjerner, og sender det tilbake ved infrar\xc3\xb8de b\xc3\xb8lgelengder. Spekteret til str\xc3\xa5lingen fra st\xc3\xb8vet antyder at temperaturen p\xc3\xa5 st\xc3\xb8vet ligger rundt 85\xc2\xa0K (\xe2\x88\x92188\xc2\xa0\xc2\xb0C), mens massen til st\xc3\xb8vet er estimert til 6,4\xc3\x9710\xe2\x81\xbb\xe2\x81\xb4 solmasser._NEWLINE_Den infrar\xc3\xb8de str\xc3\xa5lingen avsl\xc3\xb8rer ogs\xc3\xa5 tilstedev\xc3\xa6relsen av ikke-ioniserte materialer slik som molekyl\xc3\xa6rt hydrogen (H\xe2\x82\x82) og argon. I mange planetariske t\xc3\xa5ker er molekyl\xc3\xa6r str\xc3\xa5ling h\xc3\xb8yest ved st\xc3\xb8rre avstander fra stjerner, hvor mer materiale er ikke-ionisert, men str\xc3\xa5ling fra molekyl\xc3\xa6rt hydrogen i Katt\xc3\xb8yet\xc3\xa5ken synes \xc3\xa5 v\xc3\xa6re h\xc3\xb8yest innenfor grensen av den ytre haloen. Dette kan komme fra sjokkb\xc3\xb8lger som sender ut H\xe2\x82\x82 n\xc3\xa5r utkastet materiale som beveger seg med ulike hastigheter kolliderer. Det helhetlige utseende p\xc3\xa5 Katt\xc3\xb8yet\xc3\xa5ken i det infrar\xc3\xb8de spekteret (2\xe2\x80\x938\xc2\xa0\xce\xbcm) er lignende ved synlig lys.\n_START_SECTION_\nOptiske og ultrafiolette observasjoner\n_START_PARAGRAPH_\nKatt\xc3\xb8yet\xc3\xa5ken har blitt grundig observert ved ultrafiolette og optiske b\xc3\xb8lgelengder. Spektroskopiske observasjoner ved disse b\xc3\xb8lgelengdene brukes i hovedsak til fastsettelser, mens bilder ved disse b\xc3\xb8lgelengdene har blitt brukt til \xc3\xa5 avsl\xc3\xb8re den intrikate strukturen til t\xc3\xa5ken._NEWLINE_Hubble-bildet som vises her er produsert i falske farger, med det form\xc3\xa5l \xc3\xa5 fremheve regioner med h\xc3\xb8y og lav ionisering. Tre bilder ble tatt, med filtere som isolerer lyset som sendes ut av enkeltionisert hydrogen ved 656,3\xc2\xa0nm, enkeltionisert nitrogen ved 658,4\xc2\xa0nm og dobbelionisert oksygen ved 500,7\xc2\xa0nm. Bildene ble kombinert som henholdsvis r\xc3\xb8de, gr\xc3\xb8nne og bl\xc3\xa5 kanaler, selv om de sanne fargene er r\xc3\xb8d, r\xc3\xb8d og gr\xc3\xb8nn. Bildet viser to 'kapsler' med mindre ionisert materiale ved ytterkanten av t\xc3\xa5ken.\n_START_SECTION_\nR\xc3\xb8ntgenobservasjoner\n_START_PARAGRAPH_\nI 2001 avsl\xc3\xb8rte Chandra X-ray Observatorys observasjoner ved r\xc3\xb8ntgenb\xc3\xb8lgelengder at det fantes ekstremt varm gass, med temperatur opp mot 1\xc2\xa0700\xc2\xa0000\xc2\xa0K. Bildet \xc3\xb8verst i denne artikkelen er en kombinasjon av optiske bilder fra Hubble-teleskopet sammen med bilder fra Chandra X-ray Observatory. Det antas den sv\xc3\xa6rt varme gassen kommer av voldsomme veselvirkninger mellom en rask stjernevind og materialet som tidligere ble slynget ut. Denne vekselvirkningen har uthulet den indre boblen i t\xc3\xa5ken. Chandra-observasjoner har ogs\xc3\xa5 avsl\xc3\xb8rt punktkilder ved posisjonen til sentralstjernen."