b'\n_START_ARTICLE_\nNebuloasa Ochi de Pisic\xc4\x83\n_START_SECTION_\nInforma\xc8\x9bii generale\n_START_PARAGRAPH_\nNGC 6543 este o nebuloas\xc4\x83 planetar\xc4\x83 foarte studiat\xc4\x83. Este relativ luminoas\xc4\x83 cu o magnitudine aparent\xc4\x83 de 8,1, \xc8\x99i de asemenea prezint\xc4\x83 o luminozitate de suprafa\xc8\x9b\xc4\x83 ridicat\xc4\x83.  Este situat\xc4\x83 la o ascensie dreapt\xc4\x83 de 17\xca\xb0\xc2\xa058\xe1\xb5\x90\xc2\xa033,4\xcb\xa2 \xc8\x99i la declina\xc8\x9bia +66\xc2\xb0\xc2\xa037\xe2\x80\xb2\xc2\xa059\xe2\x80\xb3. Declina\xc8\x9bia sa mare reprezint\xc4\x83 faptul c\xc4\x83 este mai u\xc8\x99or de observat din emisfera nordic\xc4\x83, de unde majoritatea telescoapelor mari au studiat-o. \xc3\x8ent\xc3\xa2mpl\xc4\x83tor, NGC 6543 se afl\xc4\x83 pe cer aproape \xc3\xaen pozi\xc8\x9bia aparent\xc4\x83 polului nordic a eclipticei._NEWLINE_De\xc8\x99i nebuloasa luminoas\xc4\x83 intern\xc4\x83 este destul de mic\xc4\x83 \xe2\x80\x94 axa major\xc4\x83 a elipsei interne este de 16,1 secunde de arc, iar distan\xc8\x9ba dintre condens\xc4\x83ri este de 24,7 secunde de arc \xe2\x80\x94 ea este \xc3\xaenconjurat\xc4\x83 de un halou de materie pe care l-a ejectat steaua pe c\xc3\xa2nd era o gigant\xc4\x83 ro\xc8\x99ie. Acest halou se extinde pe un diametru de aproximativ 300 de secunde de arc (5 minute de arc). Nebuloasa Ochi de Pisic\xc4\x83 se afl\xc4\x83 la trei mii de ani-lumin\xc4\x83 de Soare. _NEWLINE_Observa\xc8\x9biile au ar\xc4\x83tat c\xc4\x83 principalul corp al nebuloasei are o densitate de aproximativ 5 000 particule/cm\xc2\xb3 \xc8\x99i o temperatur\xc4\x83 de aproximativ 7 000\xe2\x80\x939 000\xc2\xa0K. Haloul extern are o temperatur\xc4\x83 ceva mai mare de aproximativ 15 000 K \xc8\x99i o densitate mult mai mic\xc4\x83._NEWLINE_Steaua central\xc4\x83 a nebuloasei NGC 6543 este o stea de tipul O7\xc2\xa0+\xc2\xa0[WR], cu o temperatur\xc4\x83 \xc3\xaen fotosfer\xc4\x83 de aproximativ 80 000 K. Este cam de 10 000 de ori mai luminoas\xc4\x83 dec\xc3\xa2t Soarele, iar raza sa este de aproximativ 0,65 din cea solar\xc4\x83. Analiza spectroscopic\xc4\x83 arat\xc4\x83 faptul c\xc4\x83 steaua pierde din masa sa prin intermediul unui v\xc3\xa2nt stelar \xc3\xaentr-un ritm de aproximativ 3,2\xc3\x9710\xe2\x81\xbb\xe2\x81\xb7 mase solare per an \xe2\x80\x94 cam 20 de trilioane de tone per secund\xc4\x83. Viteza acestui v\xc3\xa2nt de particule este de 1900\xc2\xa0km/s. Calculele indic\xc4\x83 faptul c\xc4\x83 steaua central\xc4\x83 con\xc8\x9bine actualmente doar o mas\xc4\x83 solar\xc4\x83, dar teoretic, calculele de evolu\xc8\x9bie sugereaz\xc4\x83 c\xc4\x83 ini\xc8\x9bial ar fi avut cam 5 mase solare._NEWLINE_\xc3\x8en 1994, telescopul Hubble e relevat pentru prima dat\xc4\x83 structurile impresionant de complexe ale nebuloasei NGC 6543, printre care se num\xc4\x83r\xc4\x83 straturile concentrice de gaze, jeturile de gaze \xc8\x99i nodurile neobi\xc8\x99nuite de gaze.\n_START_SECTION_\nObserva\xc8\x9bii\n_START_PARAGRAPH_\nNebuloasa a fost descoperit\xc4\x83 de William Herschel pe 15 februarie 1786, care i-a asem\xc4\x83nat aspectul cu cel al unui disc planetar. Ochiul Pisicii a fost prima nebuloas\xc4\x83 planetar\xc4\x83 observat\xc4\x83 cu ajutorul unui spectroscop. Acest studiu a fost realizat de spectrscopistul pionier William Huggins pe 29 august 1864. Observa\xc8\x9biile lui Huggins, care au relevat faptul c\xc4\x83 spectrul nebuloasei este non-continuu \xc8\x99i alc\xc4\x83tuit din c\xc3\xa2teva linii luminoase, au fost primele indica\xc8\x9bii c\xc4\x83 nebuloasele planetare sunt formate din gaze extrem de rarefiate. \xc3\x8enc\xc4\x83 din timpul acelor observa\xc8\x9bii timpurii, NGC 6543 a fost observat\xc4\x83 prin spectrul electromagnetic.\n_START_SECTION_\nObserva\xc8\x9bii infraro\xc8\x99ii\n_START_PARAGRAPH_\nObserva\xc8\x9biile asupra NGC 6543 \xc3\xaen lungimi de und\xc4\x83 infraro\xc8\x99ii (de aproximativ 60\xc2\xa0\xce\xbcm) dezv\xc4\x83luie prezen\xc8\x9ba unui praf stelar la temperaturi sc\xc4\x83zute. Se crede c\xc4\x83 acest praf s-a format \xc3\xaen timpul ultimei faze de via\xc8\x9b\xc4\x83 a stelei progenitoare. Praful absoarbe lumina de la steaua central\xc4\x83 \xc8\x99i reemite energia \xc3\xaen lungimi de und\xc4\x83 infraro\xc8\x99ii. Spectrul de emisie infraro\xc8\x99ie permite deducerea unor temperaturi ale prafului de 85 K, \xc3\xaen timp ce masa acestuia este estimat\xc4\x83 la 6,4\xc2\xa0\xc3\x97\xc2\xa010\xe2\x81\xbb\xe2\x81\xb4 mase solare._NEWLINE_Emisiile infraro\xc8\x99ii de asemenea dezv\xc4\x83luie prezen\xc8\x9ba unui material neionizat, cum ar fi hidrogenul molecular (H\xe2\x82\x82) sau argonul. La multe nebuloase planetare, emisia molecular\xc4\x83 este mai mare la dep\xc4\x83rtare de steaua central\xc4\x83, unde materialul este neionizat. \xc3\x8en cazul nebuloasei NGC 6543, emisia de hidrogen este mai intens\xc4\x83 la limita interioar\xc4\x83 al haloului exterior. Asta se poate datora undelor de \xc8\x99oc care excit\xc4\x83 H\xe2\x82\x82-ul, ce se love\xc8\x99te de halou la diferite viteze. Aspectul general al Nebuloasei Ochi de Pisic\xc4\x83 \xc3\xaen infraro\xc8\x99u (lungimi de und\xc4\x83 de 2\xe2\x80\x938\xc2\xa0\xce\xbcm) este similar cu cel al luminii vizibile.\n_START_SECTION_\nObserva\xc8\x9bii optice \xc8\x99i ultraviolete\n_START_PARAGRAPH_\nNGC 6543 a fost observat\xc4\x83 pe scar\xc4\x83 larg\xc4\x83 \xc3\xaen lungimi de und\xc4\x83 ultraviolete \xc8\x99i optice. Observa\xc8\x9biile spectroscopice la aceste lungimi de und\xc4\x83 sunt utilizate pentru determinarea abunden\xc8\x9bei, \xc3\xaen timp ce imaginile realizate \xc3\xaen aceste lungimi de und\xc4\x83 au fost folosite pentru dezv\xc4\x83luirea structurii complexe a nebuloasei._NEWLINE_Imaginile false realizate cu ajutorul Telescopului Spa\xc8\x9bial Hubble sunt destinate s\xc4\x83 eviden\xc8\x9bieze regiunile de \xc3\xaenalt\xc4\x83 \xc8\x99i slab\xc4\x83 ionizare. Aceste imagini au fost f\xc4\x83cute \xc3\xaen filtre care izoleaz\xc4\x83 lumina emis\xc4\x83 pentru ionii de hidrogen la 656,3 nm, azot la 658,4\xc2\xa0nm \xc8\x99i oxigen dublu ionizat la 500,7\xc2\xa0nm. Ele au fost combinate \xc3\xaen canale ro\xc8\x99ii, verzi \xc8\x99i respectiv albastre, de\xc8\x99i culorile lor adev\xc4\x83rate sunt ro\xc8\x99u, ro\xc8\x99u \xc8\x99i verde. Imaginile dezv\xc4\x83luie dou\xc4\x83 straturi de material mai pu\xc8\x9bin ionizat la marginea nebuloasei.\n_START_SECTION_\nObserva\xc8\x9bii \xc3\xaen raze X\n_START_PARAGRAPH_\n\xc3\x8en anul 2001, observa\xc8\x9bii \xc3\xaen raze X realizate de Observatorul de raze X Chandra a dezv\xc4\x83luit prezen\xc8\x9ba unor gaze extrem de fierbin\xc8\x9bi \xc3\xaen cadrul nebuloasei, cu o temperatur\xc4\x83 de 1,7\xc2\xa0\xc3\x97\xc2\xa010\xe2\x81\xb6\xc2\xa0K. Imaginea din partea de sus a articolului este o combina\xc8\x9bie de imagini optice realizate de Observatorul Chandra \xc8\x99i Telescopul Spa\xc8\x9bial Hubble. Se crede c\xc4\x83 acele gaze fierbin\xc8\x9bi au rezultat \xc3\xaen urma interac\xc8\x9biunii violente dintre un v\xc3\xa2nd stelar rapid \xc8\x99i materialul ejectat anterior. Aceast\xc4\x83 interac\xc8\x9bie a \xc3\xaendep\xc4\x83rtat bula interioar\xc4\x83 a nebuloasei. Observa\xc8\x9biile realizate de Chandra au ar\xc4\x83tat, de asemenea, c\xc4\x83 sursa de energie se afl\xc4\x83 \xc3\xaen locul stelei centrale. Spectrul acestei surse se extinde p\xc3\xa2n\xc4\x83 la partea grea a spectrului de raze X, p\xc3\xa2n\xc4\x83 la 0.5\xe2\x80\x931.0\xc2\xa0keV. Steaua, av\xc3\xa2nd o temperatur\xc4\x83 fotosferic\xc4\x83 de aproximativ 100 000\xc2\xa0K, nu ar trebui s\xc4\x83 emit\xc4\x83 radia\xc8\x9bii X de flux ridicat, a\xc8\x99adar prezen\xc8\x9ba acestora este \xc3\xaentr-un fel un mister. Asta ar putea sugera prezen\xc8\x9ba unui disc de acumulare cu temperaturi ridicate, ce ar putea face parte dintr-un sistem stelar binar.\n_START_SECTION_\nDistan\xc8\x9b\xc4\x83\n_START_PARAGRAPH_\nUn prim impediment \xc3\xaen cadrul studiului nebuloaselor planetare este reprezentat de distan\xc8\x9bele acestora, care sunt de obicei neclare. Multe metode pentru estimarea distan\xc8\x9belor p\xc3\xa2n\xc4\x83 la unele nebuloase planetare are la baz\xc4\x83 lansarea unor ipoteze, ceea ce confer\xc4\x83 inexactitate._NEWLINE_Totu\xc8\x99i, \xc3\xaen perioadele recente, observa\xc8\x9biile realizate utiliz\xc3\xa2nd Telescopul Spa\xc8\x9bial Hubble au permis utilizarea unor noi metode de determinare a distan\xc8\x9belor. Toate nebuloasele planetare se extind, iar cu observa\xc8\x9bii realizate \xc3\xaen mul\xc8\x9bi ani \xc8\x99i cu destul\xc4\x83 rezolu\xc8\x9bie spa\xc8\x9bial\xc4\x83 (angular\xc4\x83), se poate calcula cre\xc8\x99terea nebuloasei \xc3\xaen raport cu planul celest. Aceasta ar putea fi foarte mic\xc4\x83 \xe2\x80\x94 doar c\xc3\xa2teva milisecunde de arc \xc3\xaentr-un an, sau chiar mai pu\xc8\x9bin. Observa\xc8\x9biile spectroscopice pot dezv\xc4\x83lui viteza de expansiune a unei nebuloase de-a lungul liniei de vedere, folosindu-se de efectul Doppler. Apoi, compar\xc3\xa2nd expansiunea angular\xc4\x83 cu viteza cunoscut\xc4\x83 de expansiune, distan\xc8\x9ba p\xc3\xa2n\xc4\x83 la nebuloas\xc4\x83 poate fi calculat\xc4\x83._NEWLINE_Observa\xc8\x9biile realizate de Telescopul Spa\xc8\x9bial Hubble asupra NGC 6543, pe durata mai multor ani, au fost utilizate pentru calcularea distan\xc8\x9bei. Rata de expansiune angular\xc4\x83 este de 3,457 milisecunde de arc per an, \xc3\xaen timp ce viteza de expansiune de-a lungul liniei de vedere este de 16,4\xc2\xa0km/s. Combin\xc3\xa2nd aceste dou\xc4\x83 rezultate se poate concluziona c\xc4\x83 NGC 6543 este la 1001 \xc2\xb1 269 parseci (3\xc3\x9710\xc2\xb9\xe2\x81\xb9\xc2\xa0m), sau aproximativ 3300 ani-lumin\xc4\x83 distan\xc8\x9b\xc4\x83 de Terra.\n_START_SECTION_\nV\xc3\xa2rst\xc4\x83\n_START_PARAGRAPH_\nExpansiunea angular\xc4\x83 a nebuloasei poate fi de asemenea utilizat\xc4\x83 pentru estimarea vechimii ei. Dac\xc4\x83 aceasta s-ar fi extins cu o rat\xc4\x83 constant\xc4\x83 de 10 milisecunde de arc pe an, atunci i-ar fi luat 1000 \xc2\xb1 260 ani pentru a atinge un diametru de 20 de secunde de arc. Probabil, aceast\xc4\x83 v\xc3\xa2rst\xc4\x83 este doar o limit\xc4\x83 superioar\xc4\x83, din moment ce materialul ejectat poate fi \xc3\xaencetinit \xc3\xaen timp ce \xc3\xaent\xc3\xa2lne\xc8\x99te materialul expulzat de stea \xc3\xaen fazele timpurii ale evolu\xc8\x9biei sale, dar \xc8\x99i mediul interstelar.\n_START_SECTION_\nCompozi\xc8\x9bie\n_START_PARAGRAPH_\nCa \xc8\x99i majoritatea obiectelor astronomice, NGC 6543 este alc\xc4\x83tuit\xc4\x83 \xc3\xaen majoritate din hidrogen \xc8\x99i heliu, iar elementele mai grele sunt prezente \xc3\xaen cantit\xc4\x83\xc8\x9bi mici. Compozi\xc8\x9bia exact\xc4\x83 poate fi determinat\xc4\x83 cu ajutorul observa\xc8\x9biilor spectroscopice. Abunden\xc8\x9bele sunt \xc3\xaen general exprimate \xc3\xaen raport cu hidrogenul, cel mai r\xc4\x83sp\xc3\xa2ndit element._NEWLINE_Studiile diferite g\xc4\x83sesc de cele mai multe ori valori variate pentru abunden\xc8\x9ba elementelor. Aceasta este de obicei din cauza faptului c\xc4\x83 spectrografele ata\xc8\x99ate telescoapelor nu pot colecta toat\xc4\x83 lumina care provine de la obiectele observate, ci colecteaz\xc4\x83 lumina de la o apertur\xc4\x83 mic\xc4\x83. Prin urmare, diversele observa\xc8\x9bii pot surprinde diverse p\xc4\x83r\xc8\x9bi din nebuloas\xc4\x83._NEWLINE_Totu\xc8\x99i, rezultatele pentru NGC 6543 \xc3\xaen linii mari sunt de acord c\xc4\x83, \xc3\xaen raport cu hidrogenul, r\xc4\x83sp\xc3\xa2ndirea heliului este de 0,12, iar cele ale carbonului \xc8\x99i azotului sunt de aproximativ 7\xc3\x9710\xe2\x81\xbb\xe2\x81\xb4. Aceste rezultate sunt destul de obi\xc8\x99nuite pentru o nebuloas\xc4\x83 planetar\xc4\x83, abunden\xc8\x9ba carbonului, azotului \xc8\x99i oxigenului fiind mai mari dec\xc3\xa2t cele solare, datorit\xc4\x83 efectului de nucleosintez\xc4\x83, care \xc3\xaembog\xc4\x83\xc8\x9be\xc8\x99te atmosfera stelei cu elemente mai grele, \xc3\xaenainte ca ele s\xc4\x83 fie expulzate \xc3\xaen nebuloas\xc4\x83._NEWLINE_Analiza spectrometric\xc4\x83 mai detaliat\xc4\x83 poate indica faptul c\xc4\x83 nebuloasa NGC 6543 con\xc8\x9bine mici cantit\xc4\x83\xc8\x9bi de material, care este bogat \xc3\xaen elemente grele.\n_START_SECTION_\nCinematic\xc4\x83 \xc8\x99i morfologie\n_START_PARAGRAPH_\nNebuloasa Ochi de Pisic\xc4\x83 este din punct de vedere structural o nebuloas\xc4\x83 foarte complex\xc4\x83, iar mecanismul sau mecanismele care au modelat \xc8\x99i creat aceast\xc4\x83 morfologie complicat\xc4\x83 nu este \xc3\xaen momentul prezent \xc3\xaen\xc8\x9beleas\xc4\x83 cu claritate. Partea central\xc4\x83 luminoas\xc4\x83 a nebuloasei este format\xc4\x83 dintr-o bul\xc4\x83 interioar\xc4\x83 elongat\xc4\x83 (elips\xc4\x83 intern\xc4\x83) plin\xc4\x83 cu gaz fierbinte. Aceasta la r\xc3\xa2ndul s\xc4\x83u este \xc3\xaenconjurat\xc4\x83 \xc3\xaentr-o pereche de bule mari sferice unite de-a lungul corpului lor. _NEWLINE_Structura por\xc8\x9biunii luminoase din cadrul nebuloasei este \xc3\xaen mare parte cauzat\xc4\x83 de interac\xc8\x9biunea dintre un v\xc3\xa2nt stelar rapid (care este emis de steaua central\xc4\x83) \xc8\x99i materialul ejectat \xc3\xaen timpul form\xc4\x83rii nebuloasei. Aceast\xc4\x83 interac\xc8\x9bie cauzeaz\xc4\x83 emisia de raze X (care a fost discutat\xc4\x83 pe larg mai sus). V\xc3\xa2ntul stelar, sufl\xc3\xa2nd cu o viteaz\xc4\x83 de p\xc3\xa2n\xc4\x83 la 1900\xc2\xa0km/s, a \xc3\xaendep\xc4\x83rtat interiorul bulei interne a nebuloasei, \xc8\x99i arat\xc4\x83 ca \xc8\x99i cum bulele au explodat la ambele capete ale nebuloasei._NEWLINE_De asemenea se suspecteaz\xc4\x83 faptul c\xc4\x83 steaua central\xc4\x83 a nebuloasei ar putea fi de fapt un sistem binar. Existen\xc8\x9ba unui disc de acumulare cauzat de transferul masei dintre cele dou\xc4\x83 componente ale sistemului ar fi putut da na\xc8\x99tere unor jeturi polare, care ar fi interac\xc8\x9bionat cu materialul ejectat anterior. Cu timpul, direc\xc8\x9bia jeturilor polare ar fi putut varia, datorit\xc4\x83 precesiei._NEWLINE_\xc3\x8en afara por\xc8\x9biunii interne luminoase a nebuloasei, exist\xc4\x83 o serie de inele concentrice, despre care se crede c\xc4\x83 ar fi fost ejectate \xc3\xaenainte de formarea nebuloasei planetare, \xc3\xaen timpul \xc3\xaen care steaua se afla \xc3\xaen ramura asimptotic\xc4\x83 a gigantelor din diagrama Hertzsprung-Russell. Aceste inele sunt foarte uniform distan\xc8\x9bate, ceea ce sugereaz\xc4\x83 c\xc4\x83 mecanismul responsabil pentru formarea lor le-a ejectat la intervale foarte regulate \xc3\xaen timp \xc8\x99i cu viteze foarte similare. Masa total\xc4\x83 a inelelor este de aproximativ 0,1 mase solare. Pulsa\xc8\x9biile care au format inelele au luat na\xc8\x99tere probabil acum 15 000 de ani \xc8\x99i au \xc3\xaencetat acum aproximativ 1000 de ani, c\xc3\xa2nd a \xc3\xaenceput formarea p\xc4\x83r\xc8\x9bii centrale luminoase._NEWLINE_Mai departe \xc3\xaen spa\xc8\x9biu, un halou fad gigantic se extinde la distan\xc8\x9be impresionante, iar formarea sa precede pe cea a nebuloasei principale. Masa acestui halou este estimat\xc4\x83 la 0,26\xe2\x80\x930,92 mase solare.\n_START_SECTION_\n\xc3\x8entreb\xc4\x83ri\n_START_PARAGRAPH_\n\xc3\x8en ciuda cercet\xc4\x83rilor intensive realizate, Nebuloasa Ochi de Pisic\xc4\x83 \xc3\xaenc\xc4\x83 de\xc8\x9bine multe mistere. Inelele concentrice care \xc3\xaenconjoar\xc4\x83 nebuloasa intern\xc4\x83 par s\xc4\x83 fie ejectate la intervale care variaz\xc4\x83 \xc3\xaentre c\xc3\xa2teva sute \xc8\x99i c\xc3\xa2teva mii de ani, un interval de timp care este mai degrab\xc4\x83 dificil de explicat. Despre pulsa\xc8\x9biile termale, care cauzeaz\xc4\x83 formarea nebuloasei planetare, se crede c\xc4\x83 au loc la intervale de zeci de mii de ani, \xc3\xaen timp ce pulsa\xc8\x9biile de suprafa\xc8\x9b\xc4\x83 mai mici pot avea loc la intervale de c\xc3\xa2\xc8\x9biva ani sau decenii. Mecanismul care ar fi ejectat materialul \xc3\xaen acest interval de timp \xc8\x99i care ar fi ajutat la formarea inelelor concentrice ale nebuloasei, nu este cunoscut \xc3\xaen prezent._NEWLINE_Spectrele nebuloasei planetare sunt alc\xc4\x83tuite din linii de emisie suprapuse pe un continuum. Emisia liniilor poate fi format\xc4\x83 prin excitarea de coliziune (excitare colizional\xc4\x83) a ionilor din interiorul nebuloasei, sau prin recombinarea electronilor cu ioni. Liniile excitate de coliziune sunt \xc3\xaen majoritate mult mai puternice dec\xc3\xa2t liniile de recombinare, \xc8\x99i astfel au fost folosite \xc3\xaen istorie pentru determinarea abunden\xc8\x9bei. Totu\xc8\x99i, studiile recente au descoperit faptul c\xc4\x83 abunden\xc8\x9bele calculate pe baza liniilor de recombinare observate \xc3\xaen spectrul NGC 6543 sunt cam de trei ori mai mari dec\xc3\xa2t cele derivate din liniile excitate de coliziune. Cauza acestei discrepan\xc8\x9be este cel mai probabil legat\xc4\x83 de fluctua\xc8\x9biile temperaturii spa\xc8\x9biale din interiorul nebuloasei.'