Мачије око (маглина)
<s>Маглина Мачије око или NGC 6543, је релативно светла планетарна маглина у северном сазвежђу Змај, коју је открио Вилхелм Хершел 15. фебруара, 1786.</s><s>То је била прва планетарна маглина чији је спектар испитиван од стране енглеског астрономског аматера Вилијама Хугинса, показујући да су планетарне маглине гасовите и да нису савршене у природи.</s><s>Структурно, објекат има слике високе резолуције свемирског телескопа Хабла који открива чворове, авионе, мехуриће и сложене лукове, који се осветљавају у централној топлотној планетарној маглини језгра или PNN.</s><s>То је добро проучавани објекат који је примећен са радија рендгенских таласних дужина.</s>

<s>Опште информације 
NGC 6543 је објекат, дубоко на небу, високе северне деклинације и налази се поред привидне позиције на северном полу еклиптике.</s><s>Она има комбиновану магнитуду од 8,1, са високом површином сјаја.</s><s>Његова мала светла унутрашња маглина се налази наспрам просека 16.1 лукова, са спољним истакнутим кондензацијама око 25 лукова.</s><s>Дубоке слике откривају проширени ореол око 300 лукова или 5 лучних минута по ширини, који је некада избачен од стране централне пра звезде током фазе црвеног џина</s>

<s>Запажања показују да светла маглина има температуру између 7000 и 9000 К, чија је густина просеку око 5000 честица по кубном центиметру.</s><s>Њен спољни ореол има већу температуру  од око 15000 К, али је много мање густине.</s><s>Брзина брзог звезданог ветра око 1900 km/s, при чему спектроскопска анализа показује тренутну брзину масовних просека губитка 3,2 × 10-7 соларних маса на годишњем нивоу, што је еквивалентно двадесет милијарди тона у секунди (20 Eg/s)</s>

<s>Површинска температура централних звезда је око 80000 К, она постаје 10000 пута светлија у односу на Сунце.</s><s>Хардварска спректална класификација је О7 + [WR] -тип звезде.</s><s>Прорачуни показују да је централна звезда преко једне соларне масе, са теоријског почетка 5 соларних маса.</s><s>Полупречник је око 0.65 пута већи од полупречника Сунца или 910000km.</s>

<s>Маглина Мачије око, дата у неким изворима, се налази на око три хиљаде светлосних година удаљена од Земље.</s>

<s>Запажања 
Мачије око је била прва планетарна маглина која се може посматрати спектроскопом Вилијама Хугинса 29. августа 1864.</s><s>Хугинсова запажања, која су показала да је спектар маглине неконтинуалан и направљен од неколико светлих линија емисије, први показатељ те планетарне маглине се састоји од слаба јонизованог гаса.</s><s>Спектроскопске опсервације на овим таласним дужинама се користи у изобиљу опредјељења, а слике на овим таласним дужинама су коришћене да открију компликовану структуру маглине.</s>

<s>Инфраред запажања 
Запажања NGC 6543 у далеко-инфрацрвеним таласним дужинама (око 60 μm) откривају присуство звездане прашине на ниским температурама.</s><s>За прашине се верује да су се формирале током последњих фаза живота пра звезде.</s><s>Она апсорбује светлост из централне звезде и поново га зрачи на инфрацрвеним таласним дужинама.</s><s>Спектар емисије инфрацрвене прашине значи да је температура прашине око 85K , док је маса прашине процењена на 6,4 × 10-4 соларних маса.</s>

<s>Инфрацрвена емисија такође открива присуство ун-јонизованог материјала, као што је молекуларни водоник (Х2) и аргон.</s><s>У многим планетарним маглинама, молекуларна емисија је највећа на већим удаљеностима од звезде, где су више материјала УН-јонизовани, али молекуларни водоник емисије у NGC 6543 изгледа светао на унутрашњеој ивици њеног спољнег ореола.</s><s>Ово може бити последица ударних таласа H2 због померања различитих бизина сударања.</s><s>Општи изглед малине Мачје око које је у инфрацрвеним таласним дужинама (2-8μm) је сличан у видљивој светлости.</s>

<s>Оптичка, ултра љубичаста запажања 
Слика Хабла, свемирског телескопа произведена је овде у лажним бојама, дизајнирана да истакне регионе високе и ниске јонизације.</s><s>Три слике су одведене у филтере изоловане светлости коју емитује појединачно јонизовани водоник на 656.3 nm, појединачно јонизовани азот на 658.4 nm и двоструко јонизовани кисеоник на 500.7 nm.</s><s>Слике су комбиноване као црвени, зелени и плави каналима, односно, иако су им праве боје црвена и зелена.</s><s>Слика открива д "капе" мање јонизованог материјала на ивици маглине.</s>

<s>Удаљеност 
Удаљеност планетарних маглина као што је NGC 6543 је генерално веома непрецизна и није позната.</s><s>Неко недавно посматрање NGC 6543 помоћу свемирског телескопа Хубла, предузиманих неколико година, осим израчунао је њене удаљеност помоћу мерења угаоне брзине ширења која је 3.457 милисекунди годишње.</s><s>Под претпоставком линије видика брзине ширења од 16,4 километара · с-1, подразумева се да је удаљеност NGC 6543 1001 ± 269 парсека  (3 × 1019 m или 3300 светлосних година) од Земље.</s><s>Неколико других референци на даљину, као што се наводи у SIMBAD-у у 2014.</s><s>Стангелини, Л. (2008) каже да је удаљеност 1623 персека (5300 светлосних година).</s>

<s>Старост 
Угаона експанзија маглине се такође може користити за процену старости.</s><s>Ако је шира при константној брзини од 10 милиарцсекунди годишње, онда би 1000 ± 260 година било потребно да се достигне пречник од 20 арцсекунди.</s><s>Ово може бити горња граница старости, јер ће избачен материјал бити успорен када наиђе на материјал који је избачен из звезде у ранијим фазама своје еволуције и међузвездани медијум.</s>

<s>Састав</s>

<s>Као и већина астрономских објеката  NGC 6543 се састоји углавном од водоника и хелијума, уз теже елемената присутним у малим количинама.</s><s>Тачан састав се може одредити спектроскопским студијама.</s><s>Обилност се углавном изражава у односу на водоник, који је најраспрострањенији елемент.</s>

<s>Различите студије обично налазе различите вредности за елементарно обиље.</s><s>То је често због тога што су спектрографи везани за телескопе који не прикупља сво светло из предмета који се посматра, уместо да окупља светлост од прореза или од малог отвора бленде.</s><s>Дакле, различита запажања могу испробати различите делове маглине.</s>

<s>Међутим, резултати за NGC 6543 широко се слажу да, у односу на водоник, хелијумско обиље је око 0,12, угљеник и азотно обиље су оба око 3 × 10-4 и обиље кисеоника је око 7 × 10-4. Ово су прилично типична обиља планетарних маглина, са угљеником, азотом и обиљем кисеоника која су већа од вредности које се налази у Сунцу,.</s><s>Због ефеката нуклеосинтезе обогатили су звездану атмосферу тешким елеменатима пре него што се избацују као планетарне маглине.</s>

<s>Дубоко спектроскопска анализа NGC 6543 може указивати да је маглина садржала малу количину материјала који је високо обогаћен тешким елеменатима; То се испод расправља.</s>

<s>Кинематика и морфологија 
Маглина мачије око је структурално веома сложена маглина и механизам или механизми који су довели до њене компликоване морфологије нису добро проучени.</s><s>Централни светли део маглине састоји се од унутрашњег издуженог мехура (унутрашња елипса) напуњен врелим гасом.</s><s>То је заузврат смештено у пар већих сферних мехурића спојених заједно у струку.</s><s>Струка се посматра као друга већа елипса која лежи под правим углом у балону са врућим гасом.</s>

<s>Структура светлог дела маглине је првенствено узрокована интеракцијом брзог звезданог ветра који емитују централне звезде са избаченим материјалом током формирања маглине.</s><s>Ова интеракција изазива емисију X-rays зрака горе поменутих.</s><s>Звезданои ветар, са брзином од чак 1900km/s, је 'издубио' унутрашњи мехур маглине и упао је у мехур на оба краја.</s>

<s>Такође се сумња да централна звезда маглине може бити двојна или вишетрука звезда.</s><s>Постојање кружно-стеларног диска, изазвано преносом масе између две компоненте система, може довести до поларних авиона, који би интереаговали са претходно избаченим материјалом.</s><s>Временом, смер поларних авиона се мења због осцилације.</s>

<s>Изван светлог унутрашњег дела маглине, постоји низ концентричних прстенова,  избачених пре формирања планетарне маглине, док је звезда била на огранку асимптотског џина Херцшпрунг-Раселов дијаграма.</s><s>Ови прстенови су веома добро распоређени, што сугерише да механизам, који је одговоран за њихово формирање, је оговоран за врло редовне интервале и за врло сличне брзине.</s><s>Укупна маса прстенова је око 0,1 соларних маса.</s><s>Пулсирање које је формирало прстење вероватно  је почело пре 15.000 година и престало пре око 1000 година, када је почело формирање светлог централног дела (види горе).</s>

<s>Даље се, велики, слаб ореол простире на великим удаљеностима од звезде.</s><s>Хало поново претходи формирању главне маглине.</s><s>Маса хало-а се процењује као 0.26-0.92 соларних маса.</s>

<s>NGC objekti
Planetarne maglice</s>

