NGC 5315

Туманность была открыта британским астрономом Ральфом Коуплендом 4 мая 1883 года, во время наблюдений в городе Пуно на озере Титикака.

Тип ядра: Центральная звезда относится к классу [WC4], типа Вольфа-Райе характеризующемуся мощным звездным ветром и практически полным отсутствием водорода в спектре и с высокой звездной температурой приблизительно от 76 000 до 90 000 К. Туманность типа I, c сильными эмиссионными линиями C IV и быстрым звездным ветром со скоростью до 2100 км/с (Herald & Bianchi, 2004). NGC 5315 имеет слегка эллиптическую форму, сложную структуру и в некоторой степени разорванное кольцо. Она демонстрирует типичное содержание углерода и несколько повышенное содержание азота.

Столкновение этого ветра с окружающим веществом разогревает газ до температур порядка 2,5 млн К, превращая туманность в один из ярчайших рентгеновских объектов своего класса (D. Schönberner, and M. Steffen, 2024).

Химический анализ выявил значительное обогащение состава неоном и азотом, что позволяет отнести объект к Типу I по Пеймберту (Pottasch et al., 2002).

NGC 5315 является одним из самых ярких известных источников диффузного рентгеновского излучения среди планетарных туманностей. Впервые это излучение было обнаружено обсерваторией Chandra в 2007 году (случайно, в ходе наблюдений за объектом Hen 2-99)(Joel Kastner 2007), а в 2025 году детально проанализировано на основе данных обзора eRASS1 телескопа eROSITA.

Физические механизмы

Модель «горячего пузыря»: Рентгеновское свечение возникает в результате формирования «горячего пузыря» плазмы с температурой около 2,5 млн К. Излучение генерируется при столкновении быстрого звездного ветра от центральной звезды с более медленным веществом, выброшенным на ранних стадиях. Этот процесс очистил центральную полость туманности радиусом около 8000 а. е.

Центральная звезда: Ядро туманности представляет собой звезду типа Вольфа-Райе ([WC4]). Это водорододефицитный объект с эффективной температурой кК. Именно колоссальная кинетическая энергия её звездного ветра является «двигателем», разогревающим газ до рентгеновских температур.

Энергетика и состав: Внутренняя рентгеновская светимость объекта в диапазоне 0,3-2,0 кэВ достигает эрг/с. Спектральный анализ горячей плазмы выявил значительное обогащение неоном (превышает солнечное в 4,3 раза) и повышенное содержание азота, что подтверждает массивную природу звезды-прародителя.