Las Nebulosas
Las nebulosas asociadas con estrellas jóvenes se localizan en los discos de las galaxias espirales y en cualquier zona de las galaxias irregulares, pero no se suelen encontrar en galaxias elípticas puesto que éstas apenas poseen fenómenos de formación estelar y están dominadas por estrellas muy viejas. El caso extremo de una galaxia con muchas nebulosas sufriendo intensos episodios de formación estelar se denomina galaxia starburst.
Antes de la invención del telescopio, el término «nebulosa» se aplicaba a todos los objetos celestes de apariencia difusa. Por esta razón, a veces las galaxias (conjunto de miles de millones de estrellas, gas y polvo unidos por la gravedad) son llamadas impropiamente nebulosas; se trata de una herencia de la Astronomía de siglo XIX que ha dejado su signo en el lenguaje astronómico contemporáneo.
Las nebulosas se pueden clasificar en tres grandes categorías según la naturaleza de su emisión (o falta de ella):
Nebulosas oscuras
Una nebulosa oscura (también llamada nebulosa de absorción), es una acumulación de gas o polvo interestelar no relacionado con ninguna estrella o alejado de éstas, de tal forma que no es perturbada por su energía, por lo que su presencia sólo puede ser advertida por contraste con un fondo estelar poblado o una nebulosa de emisión más alejados.
En este caso la nebulosa no emite ni refleja ninguna luz por estar lejos de las estrellas, pero sí absorbe la luz de objetos que están detrás de ella. Por lo tanto, su existencia se deduce por la presencia de una región oscura que destaca sobre el fondo de cielo estrellado. Un ejemplo típico es la denominada Saco de Carbón en la constelación de la Cruz del Sur, y también es muy famosa la nebulosa Cabeza de Caballo, en la constelación de Orión. Numerosas nebulosas oscuras pueden asimismo observarse por sobre la franja brillante de la Vía Láctea que atraviesa el cielo.
Nebulosas de reflexión
Estas nebulosas reflejan la luz de estrellas cercanas que no son lo suficientemente calientes como para emitir la radiación ultravioleta necesaria para excitar el gas de la nebulosa. Generalmente, estas nebulosas están formadas por los residuos del gas que dio origen a la estrella, y su espectro es similar al de las estrellas cuya luz reflejan. El caso más representativo es la nebulosa en torno de la estrella Mérope en el cúmulo abierto de las Pléyades (M45).
Nebulosas de emisión
En este caso, el más común, el gas que compone la nebulosa brilla como consecuencia de la transformación que sufre por la intensa radiación ultravioleta de estrellas vecinas calientes. En astrofísica estos objetos se denominan regiones H II y son fundamentales a la hora de analizar la composición química y las propiedades físicas de las nebulosas (y de las galaxias en las que se encuentran) gracias al análisis de su espectro, compuesto por multitud de líneas de emisión de los elementos químicos que albergan. La línea de emisión más brillante e importante es H-alfa (de la serie de Balmer del hidrógeno), localizada en la zona roja del espectro (a 6562,82 Å), siendo éste el motivo por el que dicho color domine en las imágenes tradicionales de nebulosas de emisión. Pero también se detectan líneas de emisión de helio, oxígeno, nitrógeno, azufre, neón o hierro. Dependiendo de la naturaleza de la nebulosa de emisión, se subdividen en dos grupos totalmente distintos.
1) Las nebulosas de emisión asociadas a regiones de formación estelar, es decir, en presencia de estrellas muy jóvenes, masivas y calientes, incluso en proceso de formación (plópidos y objetos Herbig-Haro) y a nubes moleculares. El caso más famoso es la Nebulosa de Orión (M42), la más cercana a la Tierra, pero otros ejemplos destacables son la Nebulosa del Águila (M16, en la constelación de la Serpiente), la Nebulosa Trífida (M20, en Sagitario) o la Nebulosa de la Laguna (M8, también en Sagitario).
2) Las nebulosas de emisión asociadas a estrellas moribundas o ya extintas se denominan nebulosas planetarias y restos de supernova. Las primeras no tienen nada que ver con los planetas: son las envolturas de estrellas de masa baja o intermedia expulsadas al espacio al final de sus ciclos evolutivos. En ellas, el gas es excitado por un objeto muy pequeño y caliente, una enana blanca, que es el núcleo expuesto de la estrella muerta. Ejemplos conocidos de este tipo de nebulosa son la Nebulosa del Anillo (M57, en la Lira) y la Nebulosa de la Hélice (NGC 7293, en Acuario).
El resto (o «remanente») de supernova es el material liberado en la titánica explosión que pone fin a las estrellas masivas. El gas de este tipo de nebulosas puede ser afectado tanto por la propia energía entregada por la supernova, como por la emisión de una posible estrella de neutrones (un púlsar) en su seno. Tal vez ejemplo más famoso de resto de supernova sea la Nebulosa del Cangrejo (M1, en la constelación de Tauro).
La Nebulosa Algodón de Azúcar (en inglés Cotton Candy Nebula) es una protonebulosa planetaria situada en la constelación de Scorpius, el escorpión. Este tipo de nebulosas constituye un breve episodio de la evolución estelar entre la fase final de la rama asintótica gigante y la transformación en una verdadera nebulosa planetaria. La Nebulosa Algodón de Azúcar es conocida formalmente como IRAS 17150-3224, ya que fue descubierta por el observatorio espacial de infrarrojos IRAS.
La imagen obtenida con el Telescopio Espacial Hubble permite ver una serie de anillos concéntricos que representan los distintos episodios de material expulsado por la estrella central en los últimos miles de años. Después de una serie de estos episodios, la estrella ha quedado encerrada en un "capullo"; en la imagen se observan los primeros indicios que muestran a la nebulosa emergiendo del capullo.[2
La Nebulosa Boomerang es una protonebulosa planetaria[1] en la constelación de Centaurus que se encuentra a unos 5000 años luz de distancia de la Tierra.[2] Es una estrella —o sistema estelar— evolucionando hacia la fase de nebulosa planetaria. Llamada así por Keith Taylor y Mike Scarrot en 1980 cuando la observaron con el Telescopio Anglo-Australiano, los astrónomos apenas vieron una ligera asimetría en los lóbulos, lo que sugería una forma curvada similar a un bumerán (boomerang en inglés). La imagen de mucha mayor resolución obtenida con el Telescopio Espacial Hubble la muestra como una nebulosa bipolar, por lo que también ha recibido el nombre de Nebulosa de la Pajarita.
La Nebulosa Boomerang es uno de los objetos peculiares del universo. En 1995, utilizando el Telescopio Submilimétrico del European Southern Observatory, se descubrió que su temperatura es de tan sólo 1 K (-272 ºC) —un grado por encima del cero absoluto—, la temperatura más fría conocida fuera de un laboratorio. Es el único objeto conocido con una temperatura inferior a la radiación de fondo de microondas.[3]
La nebulosa se formó por el gas expulsado por su estrella central. La estrella ha estado perdiendo materia a razón de una milésima de la masa solar cada año durante al menos 1500 años.[1] Ello supone un ritmo de pérdida de masa entre 10 y 100 veces mayor que en otros objetos similares.[3] El gas se expande a una gran velocidad (164 km/s), lo que causa la baja temperatura. Asimismo existe una capa interna que se expande a 35 km/s, que puede ser el resultado de la expulsión de una envoltura común por parte de una estrella binaria central.[1
La nebulosa Cabeza de Caballo (Horsehead nebula en inglés) o Barnard 33 (B33), es una nube de gas fría y oscura, situada a unos 1.500 años luz de la Tierra, al sur del extremo izquierdo del Cinturón de Orión. Forma parte del Complejo de Nubes Moleculares de Orión, y mide aproximadamente 3,5 años luz de ancho. Esta nebulosa oscura es visible por contraste, ya que aparece por delante de la nebulosa de emisión IC 434. Por su forma es la más familiar de las nebulosas de absorción.
El color rojizo de la nebulosa de emisión se origina por la recombinación de los electrones con los protones de los átomos de hidrógeno. La estrella más brillante, situada a la izquierda de la nebulosa, es la popular Alnitak (ζ Orionis) del Cinturón de Orión. La forma inusual de Cabeza de Caballo fue descubierta por primera vez en una placa fotográfica a finales del siglo XIX por Williamina Fleming, en el Observatorio del Harvard College. El primero en incluir en un catálogo a la Nebulosa Cabeza de Caballo fue Edward Emerson Barnard de la Familia Barnard, en 1919.[1
Entorno de la nebulosa
En la foto del entorno se ven también nebulosas de reflexión, que reflejan preferentemente la luz azul de las estrellas cercanas.
En la fotografía también puede verse, en color anaranjado, la Nebulosa de la Flama, catalogada como NGC 2024, en la parte inferior izquierda. Recibe este nombre por su parecido con una hoguera. Un franja oscura de polvo interestelar absorbente se destaca en silueta contra el resplandor de la emisión del hidrógeno y, de hecho, oculta la verdadera fuente de energía de la Nebulosa de la Flama. Detrás de la franja oscura yace un cúmulo de estrellas jóvenes y calientes, vistas a longitudes de onda infrarrojas a través del polvo oscurecedor. Una estrella masiva joven de ese cúmulo es la fuente probable de la intensa radiación ultravioleta que ioniza el gas de hidrógeno de la Nebulosa de la Flama.
En la imagen también se aprecia la nebulosa NGC 2023, debajo de IC 434; es una nebulosa de reflexión, de ahí su característico color azulado. IC 431 aparece justo a la izquierda de la Nebulosa de la Flama.
NGC 6537 es una nebulosa planetaria en la constelación de Sagitario distante unos 3000 años luz de la Tierra. Se la conoce también con el nombre de Nebulosa de la Araña Roja.
NGC 6537 es una nebulosa con dos lóbulos simétricos, originados por la atracción gravitatoria de una enana blanca y una estrella acompañante, ambas invisibles en la imagen obtenida con el Telescopio Espacial Hubble. Además emiten una enorme cantidad de rayos X que no se observa al quedar fuera del espectro visible.
La enana blanca central, remanente compacto de la estrella original, genera un fuerte viento estelar muy caliente (~10.000 K) con una velocidad de 2500-4000 km/s, que ha generado ondas con picos de 100.000 millones de kilómetros de largo.[1] Estas ondas son originadas por choques supersónicos, formados cuando el gas es comprimido y calentado por los lóbulos expandiéndose a gran velocidad. Los átomos capturados en estas colisiones emiten la luz mostrada en la imagen. Con una temperatura estimada de al menos 500.000 K, es una de las estrellas más calientes que se conocen.
La Nebulosa de la Calabaza, conocida también como Nebulosa del Huevo Podrido o por su nombre técnico OH 231.84 +4.22, es una protonebulosa planetaria situada en la constelación de Puppis. Recibe el nombre de Nebulosa de la Calabaza por su peculiar forma. El otro sobrenombre, Nebulosa del Huevo Podrido, alude a la gran cantidad de compuestos sulfurosos presentes en ella, lo que produciría un desagradable olor si se pudiera estar allí para comprobarlo. Tiene aproximadamente 1,4 años luz de largo y se encuentra en un cúmulo abierto M46, a unos 5000 años luz de distancia.[1]
La nebulosa se compone fundamentalmente de gas expulsado por la estrella central y posteriormente acelerado en direcciones opuestas. El gas ha alcanzado enormes velocidades de hasta 1,5 millones de km/h. La mayor parte de la masa estelar se encuentra ahora en estas estructuras bipolares de gas.[1] [2]
Un equipo de astrónomos españoles y americanos, utilizando el Telescopio Espacial Hubble, ha estudiado cómo el chorro de gas golpea contra el material que se encuentra a su alrededor (en azul en la imagen). Debido a la gran velocidad del gas, el impacto crea frentes de choque que calientan el gas. Aunque cálculos con ordenador habían predicho la existencia y estructura de estos choques desde hace tiempo, observaciones previas no habían podido demostrar esta teoría. En color amarillo aparece el gas que fluye desde la estrella a gran velocidad. Una ancha banda de gas y polvo oculta la estrella central.[3] Ésta es una variable Mira que recibe el designador variable QX Puppis.[4]
La mayor parte del gas que se observa ahora parece haber sido repentinamente acelerado hace sólo unos 800 años. Los astrónomos creen que en otros 1000 años la nebulosa se convertirá en una nebulosa planetaria plenamente desarrollada.
NGC2024 o La Nebulosa de la Flama es una nebulosa que aparenta estar en llamas. Esta cerca de la estrella más oriental del Cinturón de Orión, Alnitak.
Este efecto se da gracias a su luminosidad de color rojizo. Los átomos de hidrógeno de la nebulosa son constantemente ionizados por la luz de la cercana Alnitak (Zeta Orionis),[1] cuya intensa radiación ultravioleta les hace perder sus electrones. Gran parte de la luminosidad de la nebulosa se produce cuando esos electrones se recombinan con el hidrógeno ionizado, dando lugar a la emisión de luz rojiza. Cerca de esta nebulosa hay tres objetos candidatos a ser planetas gaseosos.
La Nebulosa de la Hélice, Nebulosa Helix o NGC 7293, y en ocasiones llamada El ojo de Dios, es una nebulosa planetaria en la constelación de Acuario, a unos 680 años luz de distancia. Es una de las nebulosas planetarias más próximas a la Tierra y fue descubierta por Karl Ludwig Harding antes de 1824. Su aspecto es muy similar a la Nebulosa del Anillo (M57) y sus características físicas son parecidas a las de la Nebulosa Dumbbell (M27).
Esta nebulosa es un ejemplo de nebulosa planetaria formada por una estrella similar al Sol en los últimos estadios de su vida. Los gases expulsados por la estrella aparecen desde nuestra perspectiva como si viéramos una hélice desde arriba, de donde proviene su nombre. La estrella remanente es una enana blanca. La edad de la nebulosa, basada en su ritmo de expansión, se estima en unos 10.600 años aproximadamente.
Un equipo de astrónomos ha establecido que la estructura de esta nebulosa es más compleja que lo que inicialmente se creía, consistiendo en dos discos gaseosos colocados casi perpendicularmente uno respecto al otro. Observaciones con rayos X proporcionan evidencia sobre la existencia de una estrella acompañante. Así, uno de los discos puede ser perpendicular al eje de rotación de la estrella agonizante, mientras que el otro está situado en el plano orbital de las dos estrellas. Se cree también que los discos se formaron durante dos períodos diferenciados en donde hubo pérdida de masa por parte de la estrella moribunda. Así, mientras el disco interior se formó hace unos 6.600 años, el exterior surgió hace 12.000 años. Además, el disco interior se está expandiendo algo más rápido que el exterior.
A pesar de su gran tamaño aparente, es un objeto difícil de ver debido a su difusión, requiriendo cielos oscuros y el uso de instrumentos lo más luminosos posible, como unos prismáticos o un telescopio funcionando a bajos aumentos. Un filtro nebular acoplado al ocular del telescopio puede ayudar bastante a su observación.
La Nebulosa de la Hormiga (formalmente conocida como Mz 3 o Menzel 3) es una nebulosa planetaria en la constelación de Norma distante unos 3000 años luz de la Tierra. Su nombre proviene de su forma, que recuerda el tórax y la cabeza de una hormiga.
Una de las nebulosas bipolares más sorprendentes, la Nebulosa de la Hormiga está formada por un núcleo brillante y, al menos, cuatro flujos de materia distintos. Han sido identificados como: un par de brillantes lóbulos bipolares, dos flujos opuestos muy colimados en forma de columna, una sistema cónico de estructura radial y un tenue flujo radial con forma de anillo.[1]
Algunos investigadores creen que la Nebulosa de la Hormiga alberga una estrella simbiótica en su centro.[2] Una segunda posibilidad es que el giro de la estrella moribunda haya provocado que su intenso campo magnético se haya enrollado de forma compleja; vientos con carga y con velocidades de 1000 km/s -similares al viento solar pero mucho más densos- pueden haber seguido líneas de campo torcidas en su camino hacia el exterior. Estos densos vientos pueden tornarse visibles por la luz ultravioleta proveniente de la estrella central o por colisiones supersónicas con el gas ambiental que excita el material con fluorescencia. Si bien no hay ninguna nebulosa realmente similar a ella, la Nebulosa M2-9 tiene cierto parecido, aunque la velocidad del flujo en la Nebulosa de la Hormiga es hasta 10 veces mayor que en M2-9.[3]
La Nebulosa de la Hormiga fue descubierta por Donald Menzel en 1922.
La Nebulosa de la Laguna (también conocida como Objeto Messier 8, Messier 8, M8 o NGC 6523), es una nebulosa de emisión (concretamente se trata de una Región H II) situada en la constelación de Sagitario. Está, aproximadamente, a una distancia de 5.000 años luz.[1] Fue descubierta por Guillaume Le Gentil en 1747.
La nebulosa -asociada a una nube molecular y que forma parte de la asociación estelar Sagittarius OB1- parece tener una profundidad comparable a la de su anchura e incluye cierto número de glóbulos de Bok -nubes de gas y polvo en proceso de colapso para formar estrellas-, algunos de los cuales han sido catalogados por Edward Emerson Barnard cómo B88, B89, y B296. El descubrimiento de cinco objetos Herbig-Haro en el borde sur de la nebulosa (HH893, HH894, HH895, HH896, y HH897) aporta más evidencia a la formación estelar en curso.[2]
En la porción más brillante de la nebulosa se halla una estructura conocida cómo El reloj de arena, en la que se está produciendo una intensa actividad de formación de estrellas; en ella, en el año 2006, han sido identificados cuatro objetos Herbig-Haro: HH867, HH868, HH869 y HH870[1] . También incluye una estructura de polvo con forma de tornado provocada por la acción de la radiación ionizante de la estrella múltiple de tipo espectral O Herschel 36.
El cúmulo asociado a la Nebulosa Laguna es conocido cómo NGC 6530, siendo sus estrellas más luminosas 9 Sagittarii y HD 165052; ambas estrellas de tipo espectral O son sistemas estelares binarios y los principales responsables de ionizar y excitar la nebulosa.
La Nebulosa M2-9 (también conocida como Nebulosa de los Chorros Gemelos, Nebulosa Alas de Mariposa o simplemente Nebulosa Mariposa) es una nebulosa planetaria en la constelación de Ofiuco distante unos 2100 años luz de la Tierra. Es una nebulosa bipolar con dos lóbulos de material emitidos por la estrella central. Se estima que la capa exterior tiene unos 1200 años de edad.[1]
La Nebulosa M2-9 muestra las etapas finales de un estrella binaria. Situada en el centro de la nebulosa, las componentes son una estrella gigante y una enana blanca caliente con un período orbital de 120 años.[2] Se piensa que la enana blanca cuando se encontraba en la secuencia principal era una estrella no muy distinta del Sol; tras pasar por la etapa de gigante roja, expulsó sus capas externas al espacio, quedando únicamente el remanente estelar. La velocidad del gas en expansión supera los 320 km/s.[3]
El estudio de la nebulosa a lo largo de los años muestra un desplazamiento de sus características visibles de oeste a este. Su origen puede ser un rayo de energía giratorio que atraviesa el material que forma la nebulosa. Se cree que el rayo es colimado por la interacción de los vientos estelares del sistema binario.[2]
La Nebulosa M2-9 fue descubierta por Rudolph Minkowski en 1947.
IC 4406 es una nebulosa planetaria en la constelación de Lupus. También se la conoce como Nebulosa Retina, pues su aspecto se ha comparado con la retina del ojo. Su distancia a la Tierra es incierta, estimándose entre 1900 y 5000 años luz.
Imágenes combinadas obtenidas con el VLT (siglas en inglés de Very Large Telescope) y con el Telescopio Espacial Hubble permiten ver la forma inusual, casi rectangular de esta nebulosa. Al igual que la Nebulosa Mariposa, IC 4406 pertenece a la clase de las nebulosas bipolares, con un alto grado de simetría.
En la imagen se oberva como el lado derecho e izquierdo son prácticamente iguales. El gas y polvo manan de la estrella moribunda formando una estructura de "rosquilla" alrededor, de la que sólo vemos un lado.[1] Esta rosquilla de material confina la intensa radiación proveniente del remanente de la estrella. El gas del interior de la rosquilla es ionizado por la luz que llega de la estrella central. La luz de los átomos de oxígeno se muestra de color azul en la imagen, el hidrógeno en color verde y el nitrógeno en rojo. Invisible en la fotografía se encuentra una zona mayor de gas neutro que no emite luz visible, pero que puede ser observada por los radiotelescopios.
La nebulosa de Orión, también conocida como Messier 42, M42, o NGC 1976, es una nebulosa difusa situada al sur del Cinturón de Orión.[6] Es una de las nebulosas más brillantes que existen, y puede ser observada a simple vista sobre el cielo nocturno. Está situada a 1.270±76 años luz de la Tierra,[2] y posee un diámetro aproximado de 24 años luz. Algunos documentos se refieren a ella como la Gran Nebulosa de Orión, y los textos más antiguos la denominan Ensis, palabra latina que significa "espada", nombre que también recibe la estrella Eta Orionis, que desde la Tierra se observa muy próxima a la nebulosa.[7]
La nebulosa de Orión es uno de los objetos astronómicos más fotografiados, examinados, e investigados.[8] De ella se ha obtenido información determinante acerca de la formación de estrellas y planetas a partir de nubes de polvo y gas en colisión. Los astrónomos han observado en sus entrañas discos protoplanetarios, enanas marrones, fuertes turbulencias en el movimiento de partículas de gas y efectos fotoionizantes cerca de estrellas muy masivas próximas a la nebulosa.
Información general
La nebulosa de Orión forma parte de una inmensa nube de gas y polvo llamada Nube de Orión, que se extiende por el centro de la constelación de Orión y que contiene también el anillo de Barnard, la nebulosa cabeza de caballo, la nebulosa de De Mairan, la nebulosa M78, y la nebulosa de la Flama. Se forman estrellas a lo largo de toda la nebulosa, desprendiendo gran cantidad de energía térmica, y por ello el espectro que predomina es el infrarrojo.
La nebulosa de Orión es una de las pocas nebulosas que pueden observarse a simple vista, incluso en lugares con cierta contaminación lumínica. Se trata del punto luminoso situado en el centro de la región de la Espada (las tres estrellas situadas al sur del cinturón de Orión). A simple vista la nebulosa aparece borrosa, pero con telescopios sencillos, o simplemente con prismáticos, la nebulosa se observa con bastante nitidez.
La nebulosa de Orión contiene un cúmulo abierto de reciente formación denominado cúmulo del Trapecio, debido al asterismo de sus cuatro estrellas principales. Dos de ellas pueden observarse como estrellas binarias en noches con poca perturbación atmosférica, efecto denominado seeing, lo que hace un total de seis estrellas. Las estrellas del cúmulo del Trapecio acaban de formarse, son muy jóvenes, y forman parte de un masivo cúmulo estelar con una masa calculada en 4.500 masas solares dentro de un radio de 2 parsecs llamado Cúmulo de la Nebulosa de Orión,[9] una agrupación de aproximadamente 2.000 estrellas y con un diámetro de 20 años luz. Este cúmulo podría haber contenido hace 2 millones de años a varias estrellas fugitivas, entre ellas AE Aurigae, 53 Arietis, o Mu Columbae, las cuales se mueven en la actualidad a velocidades cercanas a los 100 km/s.[10]
Los observadores se han percatado de que la nebulosa posee zonas verdosas, además de algunas regiones rojas y otras azuladas con tintes violetas. La tonalidad roja se explica por la emisión de una combinación de líneas de radiación del hidrógeno, Hα, con una longitud de onda de 656,3 nanómetros. El color azul-violeta es el reflejo de la radiación de las estrellas de tipo espectral O (muy luminosas y de colores azulados) sobre el centro de la nebulosa. El color verdoso supuso un auténtico quebradero de cabeza para los astrónomos durante buena parte de comienzos del siglo XX, ya que ninguna de las líneas espectrales conocidas podía explicar el fenómeno. Se especuló que estas líneas eran causadas por un elemento totalmente nuevo, y a dicho elemento teórico se le acuñó el nombre de "nebulium". Más tarde, cuando ya se poseía mayor profundidad en el conocimiento de la física de los átomos, se llegó a la conclusión de que dicho espectro verdoso era causado por la transición de un electrón sobre un átomo de oxígeno doblemente ionizado. Sin embargo, este tipo de radiación es imposible de reproducir en los laboratorios, ya que depende de un medio con unas características concretas solo existentes en las entrañas del espacio.[11
historia
En un cuento popular de la cultura maya se habla sobre una parte del cielo de la constelación de Orión, conocida como Xibalbá.[12] En el centro de sus fogones tradicionales se hallaba una mancha muy emborronada generada por el fuego, que representaba la nebulosa de Orión. Se trata de una clara evidencia de que, antes de la invención del telescopio, los mayas ya detectaron sobre el cielo una superficie difusa que no se trataba simplemente de puntos luminosos como las estrellas.[13] Esto es un hecho sorprendente, pues hasta bien entrado el siglo XVII no se hace la primera referencia astronómica a su nebulosidad, pues ni Ptolomeo en el Almagesto, ni Al Sufi en el Libro de las Estrellas Fijas se percataron de ella, a pesar de que sí mencionan otras nebulosas. Curiosamente, Galileo tampoco menciona absolutamente nada acerca de esta nebulosa, incluso habiendo realizado observaciones telescópicas en la posición donde se encuentra la nebulosa entre 1610 y 1617.[14] A causa de todo esto, se ha especulado que el brillo de la nebulosa se ha incrementado al originarse estrellas muy luminosas desde entonces.[15]
El descubrimiento de la nebulosa de Orión se le atribuye al astrónomo francés Nicolas-Claude Fabri de Peiresc, como indican sus escritos de 1610. Cysatus de Lucerna, un astrónomo jesuita, fue el primero en publicar un documento acerca de dichos escritos (aunque algo ambiguo) en un libro que trata sobre un cometa brillante, en 1618. En los años siguientes, varios astrónomos de prestigio descubrieron la nebulosa de forma independiente, incluido Christiaan Huygens en 1658, y cuyo borrador fue el primero en publicarse, concretamente en 1659. Charles Messier se percató de su existencia el 4 de marzo de 1769, observando de paso también tres de las estrellas del cúmulo del Trapecio, aunque el descubrimiento de estas tres estrellas se le atribuye a Galileo en el año 1617, a pesar de que no pudo observar la nebulosa (posiblemente debido al limitado campo de visión de su primitivo telescopio). Charles Messier publicó la primera edición de su catálogo de objetos astronómicos en 1774, aunque en 1771 ya estaba finalizado.[16] La nebulosa de Orión fue designada por dicho catálogo como M42, por ser el objeto número 42 de dicha lista en ser descubierto. En 1865, la espectroscopia realizada por William Huggins confirmó el carácter gaseoso de la nebulosa. El 30 de septiembre de 1880, se publica la primera astrofotografía de la nebulosa de Orión, elaborada por Henry Draper.
En 1902, Vogel y Eberhard descubrieron en el interior de la nebulosa velocidades irregulares, y en 1914 astrónomos de la ciudad francesa de Marsella usaron un interferómetro para detectar variaciones en la rotación y movimientos irregulares. Campbell y Moore confirmaron dichos resultados mediante la utilización de un espectrógrafo, demostrando así las turbulencias del interior de la nebulosa.[17
En 1931, Robert J. Trumpler se percató de que las estrellas borrosas cercanas al Trapecio formaban un cúmulo, y fue el primero en denominar a dicho objeto con el nombre de cúmulo del Trapecio. Basándose en tipos espectrales y magnitudes, calculó una distancia de 1.800 años luz. Este valor arrojaba una cifra tres veces superior a la distancia aceptada en la época, pero es la que más se aproxima al valor actual.[18]
En 1993, el Telescopio espacial Hubble observó por primera vez la nebulosa de Orión. Desde entonces, la nebulosa ha sido estudiada y examinada en profundidad en multitud de ocasiones, y las imágenes obtenidas se han utilizado para realizar un modelo detallado de la nebulosa en tres dimensiones. Se han observado y estudiado discos protoplanetarios alrededor de estrellas recién formadas, como también han sido estudiados los poderosos efectos destructivos de los altos niveles de energía ultravioleta provenientes de las estrellas más masivas.[19]
En el año 2005, la Cámara avanzada para sondeos del Telescopio espacial Hubble tomó la imagen más detallada de la nebulosa que se ha obtenido. Para obtener la imagen, el telescopio tuvo que completar 104 órbitas, y capturar alrededor de 3.000 estrellas por debajo de la 23ª magnitud, incluidas varias enanas marrones y posibles enanas marrones binarias.[20] Un año más tarde, un equipo de científicos del Telescopio espacial Hubble anunció la primera enana marrón binaria. Dicho sistema binario de enanas marrones se encuentra en la nebulosa de Orión y poseen aproximadamente masas de 0,054 masas solares y 0,034 masas solares respectivamente, con un periodo orbital de 9,8 días. Sorprendentemente, la enana marrón más masiva de las dos es también la menos luminosa.[21
Estructura
La nebulosa de Orión abarca una región de 10º en el cielo, y contiene nubes interestelares, cúmulos estelares, regiones H II, y nebulosas de reflexión.
La nebulosa forma una nube casi esférica, donde la densidad máxima se alcanza cerca del punto central.[22] La temperatura máxima es de 10.000 K, pero cerca del borde exterior la temperatura decae drásticamente.[23] Al contrario que la distribución de densidad, la nube posee velocidades y turbulencias muy diferentes en toda su extensión, sobre todo en los alrededores de la región central. Los movimientos relativos en el interior de la nube alcanzan velocidades de 10 km/s, mientras que las variaciones locales llegan a sobrepasar los 50 km/s.
El modelo astronómico actual de la nebulosa consiste en una región ionizada, con centro en Theta1 Orionis C, la estrella responsable de la mayoría de la radiación ultravioleta, pues su emisión es cuatro veces más potente que la segunda estrella más brillante, Theta2 Orionis A.[24] Alrededor de esta región ionizada, se encuentra una nube de alta densidad de forma cóncava pero muy irregular, con aglomeraciones de gas en el exterior, las cuales conforman el perímetro de la Nube de Orión.
Los observadores han puesto nombre a varias facciones significativas de la nebulosa de Orión. A la senda oscura que se extiende desde el norte hacia la región brillante se le ha denominado la "Boca del Pez". Las regiones iluminadas de ambos lados reciben el nombre de "Alas". Existen también otros rasgos, tales como "La Espada", "La Estocada" o "La Vela".[25
Formación estelar
La nebulosa de Orión es un ejemplo de incubadora estelar, donde el polvo cósmico forma estrellas a medida que se van asociando debido a la atracción gravitatoria. Las observaciones de la nebulosa han mostrado aproximadamente 700 estrellas en diferentes etapas de formación.
Observaciones más recientes del Telescopio espacial Hubble han descubierto que la mayor concentración de discos protoplanetarios se encuentra precisamente en la nebulosa de Orión,[26] revelando 150 de estos discos, y se considera que están en una fase de formación equivalente a las primera etapas de formación del sistema solar, lo que prueba que la formación de sistemas solares es muy común en el universo. Las estrellas se forman cuando el hidrógeno y otros elementos se acumulan en una región H II del espacio, donde se contraen debido a su propia gravedad. A medida que el gas se colapsa, el agrupamiento central atrae cada vez a más partículas, pues la masa va aumentando, hasta que el gas se calienta a una temperatura suficiente como para convertir la energía potencial gravitatoria en energía térmica. Si la temperatura continúa aumentando, se inicia un proceso de fusión nuclear, dando lugar a una protoestrella. Se dice que una protoestrella ha nacido cuando comienza a emitir suficiente energía radioactiva como para compensar su gravedad y frenar el colapso gravitatorio.
Normalmente, cuando la estrella comienza la fusión nuclear la nube de material se encuentra a una distancia considerable. Esta nube que rodea a la estrella es el disco protoplanetario de la protoestrella, del cual se podrán formar los planetas. Observaciones infrarrojas recientes muestran que las partículas de polvo de estos discos protoplanetarios están creciendo, por lo que están empezando a formar planetesimales.[27]
Una vez que la protoestrella entra en la secuencia principal, se le clasifica como estrella. Aunque la mayoría de los discos protoplanetarios pueden formar planetas, las observaciones muestran que una intensa radiación estelar habría destruido cualquier disco protoplanetario que se formara cerca del grupo del Trapecio si estos discos tuvieran la misma edad que las estrellas de baja masa del cúmulo.[19] Como se observa que los discos protoplanetarios se encuentran muy próximos al cúmulo del Trapecio, se deduce que las estrellas formadas por estos discos son mucho más jóvenes que el resto de estrellas del cúmulo.
Efectos de los vientos estelares
Una vez formadas, las estrellas de la nebulosa emiten un flujo de partículas cargadas conocido como viento estelar. Las estrellas masivas (tipo OB) y las estrellas jóvenes poseen vientos estelares mucho más fuertes que los del Sol.[28] Este viento forma ondas de choque cuando se encuentra con el gas de la nebulosa, dándoles forma. Las ondas de choque de los vientos estelares juegan un papel muy importante en la formación estelar, compactando las nubes de gas y creando densidades no homogéneas que conducen al colapso gravitatorio de la nube.
Existen tres tipos diferentes de choques en la nebulosa de Orión. Muchos de ellos son objetos Herbig-Haro:[29]
* Choques de proa (o Bow shock): son estacionarios y se forman cuando dos partículas de vapor colisionan entre sí. Se encuentran cerca de las estrellas más calientes de la nebulosa, donde la velocidad del viento estelar se estima en miles de kilómetros por segundo, y en las zonas exteriores de la nebulosa, donde las velocidades son de varias decenas de kilómetros por segundo. Los choques de proa también se pueden forman enfrente de los chorros estelares, donde el chorro expulsa partículas interestelares.
* Choques de jet: se forman a partir de los chorros de material surgido de las estrellas T Tauri de reciente formación. Estos vapores viajan a cientos de kilómetros por segundo, convirtiéndose en choques cuando impactan sobre cualquier gas estacionario.
* Choques deformados: son similares a los choques de proa. Se producen cuando los choques de jet impactan sobre gas moviéndose en contradirección.
La dinámica de los gases de la nebulosa de Orión es muy compleja, pero por lo general tienden a salir y a dirigirse hacia la Tierra.[30] La gran superficie neutra que se encuentra detrás de la región ionizada se está contrayendo bajo su propia gravedad.
Evolución
En todas las galaxias, incluida la Vía Láctea, se pueden encontrar nubes interestelares como la nebulosa de Orión. Se originan a partir de pequeños cúmulos de hidrógeno frío y neutro, mezclado con trazas de otros elementos. Estas nebulosas pueden contener cientos de miles de masas solares y pueden medir varios centenares de años luz. Las fuerzas de gravedad que podrían obligar a la nube a que se colapse son muy pequeñas, y están igualadas debido a la poca presión que ejerce el gas en la nube.
Es posible que, debido a colisiones con un brazo espiral o a interacciones con ondas de choque emitidas por supernovas, los átomos precipiten en moléculas más pesadas, formando H2 o CO entre otras muchas moléculas, lo que da lugar a una nube molecular. Este es el primer paso para la formación de estrellas en la nube, que se producirán en un período de 10-30 millones de años, ya que la región debe pasar por la inestabilidad de Jeans y el gas desestabilizado se colapsa creando discos. El disco se concentra en el núcleo para formar una estrella, que podría estar rodeada por un disco protoplanetario. Este es el estado actual de la nebulosa, con estrellas todavía formándose a partir de nubes moleculares colapsadas. Las estrellas más jóvenes y brillantes que podemos observar en la nebulosa de Orión tienen menos de 300.000 años,[31] y la más brillante de todas apenas 10.000 años.
Algunas de estas estrellas colapsadas pueden llegar a ser muy masivas, y pueden emitir grandes cantidades de radiación ultravioleta ionizante. Un ejemplo de esto se puede observar en el cúmulo del Trapecio: con el tiempo la luz ultravioleta proveniente de las estrellas masivas del centro de la nebulosa puede expulsar el gas y polvo que la rodea en un proceso denominado fotoevaporación. Este proceso es el responsable de crear la cavidad interior de la nebulosa, permitiendo así que las estrellas del núcleo sean visibles desde la Tierra.[8] La más grande de estas estrellas tiene una vida muy corta y evolucionará convirtiéndose en una supernova.
Dentro de aproximadamente 100.000 años, la mayor parte del gas y del polvo será expulsado. El material que quede sin expulsar formará un cúmulo abierto joven, un cúmulo brillante y estrellas jóvenes rodeadas de tenues filamentos del antiguo cúmulo. Las Pléyades son un ejemplo conocido de un cúmulo abierto de este tipo.
La Nebulosa del Águila (también conocida como Objeto Messier 16, o popularmente denominada como "pilares de la creación", M16 o NGC 6611) es un cúmulo estelar abierto en la constelación Serpens. Está asociado con una nebulosa de emisión difusa catalogada como IC 4703. Esta región donde se forman estrellas se encuentra a una distancia de 7.000 años luz.
Los Pilares de la creación como fueron vistos por la Cámara Planetaria y de Gran Angular 2 del Telescopio espacial Hubble. La combinación de colores de esta imagen (rojo para la emisión de azufre ionizado, verde para la emisión de hidrógeno y azul para la emisión de oxígeno doblemente ionizado) ha pasado a ser conocida como paleta Hubble y ha sido ampliamente difundida en la fotografía astronómica del cielo profundo.
Su magnitud conjunta en banda B (filtro azul) es igual a la 6,58, su magnitud en banda V (filtro verde) es igual a la 6,0; telescópicamente aparece como un parche grisáceo que sólo con telescopios medianos presenta una forma definida. Sin embargo, el cúmulo asociado puede verse incluso con binoculares.[cita requerida]
De su velocidad radial, 18,00 km/s, se deduce que se aleja de la Tierra a más 64.800 km/h: esta velocidad está originada por la combinación de la velocidad orbital del Sol (alrededor del núcleo de la Vía Láctea) y el de la propia Tierra.
Se estima que el cúmulo contiene 460 estrellas, las más brillantes de tipo espectral O con una masa estimada en alrededor de 80 masas solares y una luminosidad del orden de 1 millón de veces la del Sol. Se ha calculado que su edad es de alrededor de 1-2 millones de años.
Referencias culturales
La imagen del Hubble es una de las ilustraciones más populares del espacio, y con frecuencia aparece en películas de ciencia-ficción, como Contacto, de 1997, la cual está basada en la novela homónima del astrónomo Carl Sagan.
NGC 3132 es una nebulosa planetaria en la constelación de Vela de magnitud aparente 9,87. Es conocida también con el nombre de Nebulosa del Anillo del Sur. Tiene un diámetro de cerca de medio año luz, y a una distancia de 2000 años luz de la Tierra es también una de las nebulosas planetarias más próximas. Los gases que se expanden desde el centro lo hacen a una velocidad de 15 km/s.
Imágenes obtenidas con el Telescopio Espacial Hubble claramente muestran dos estrellas cerca del centro de la nebulosa, una brillante (de magnitud 10,1) y otra más tenue.[1] Esta última es la responsable del material expulsado que forma la nebulosa. Esta estrella, mucho más pequeña ahora que el Sol, es extremadamente caliente y emite radiación ultravioleta que hace que los gases resplandezcan por fluorescencia. La estrella actualmente más brillante está en un estadio anterior de su evolución estelar.
En la imagen, el color azul representa los gases calientes ionizados por la estrella, confinados en la región interna de la nebulosa. Por el contrario, los gases más fríos, en color rojo, se encuentran en los extremos más alejados.
NGC 3132 fue descubierta en 1835 por John Herschel.
La Nebulosa del Anillo (también conocida como Nebulosa Planetaria M57, Messier 57, M57 o NGC 6720) es una nebulosa planetaria prototípica situada en la constelación de Lyra. Se trata de una de las nebulosas más conocidas utilizada frecuentemente como ejemplo de este tipo de objetos astronómicos. Está situada a 0,7 kpc (2.300 años luz) de la Tierra y fue descubierta por Antoine Darquier de Pellepoix en 1779.
Su magnitud conjunta en banda V (filtro verde) es igual a la 8.80. Su forma real es posiblemente la de una nebulosa bipolar vista con una inclinación de 30° respecto a su eje, y calculándose que ha estado expandiéndose alrededor de 1600 años.
De su velocidad radial, -19.2 km/s, se deduce que se aproxima a la Tierra a más de 69 120 km/h: esta velocidad está originada por la combinación de la velocidad orbital del Sol alrededor del núcleo de la Vía Láctea, además de la velocidad propia de la Tierra.
M57 está iluminada por una enana blanca en su centro de magnitud visual 15,8.
Información y descripción
Esta nebulosa planetaria está flanqueada por las estrellas Sulafat y Sheliak (beta y gamma Lyrae respectivamente); la nebulosa Anular constituye una de las nebulosas planetarias más conocidas entre las accesibles a telescopios de aficionado. Se requiere una abertura de al menos 75 o 100 mm con aumentos moderados y un cielo oscuro, para percibir el agujero en el anillo de humo. Un instrumento de 150 mm presenta el aro como un orbe glauco, ligeramente achatado y con un hueco gris en el centro.
Al medir apenas un minuto de arco y mostrarse tan definida, esta nebulosa admite grandes aumentos. El perfil ovalado se mantiene nítido incluso con 150x, con el hueco cubierto por una neblina fina. Cuando las condiciones atmosféricas son excepcionales, con grandes aumentos llega a apreciarse que los extremos del óvalo acaban rematados en puntas. Telescopios mayores empiezan a mostrar los tonos azul verdosos de la nebulosa, debidos al oxígeno ionizado.
La nebulosa Anular dista entre 2000 y 5000 años luz de la Tierra y mide alrededor de 1 año luz de diámetro. Consiste en la envoltura expulsada por una estrella moribunda. La estrella central es una enana blanca muy caliente, débil (magnitud +15,4), fue otrora más grande que el Sol. Ahora, en las etapas postreras de su vida, el núcleo estelar ha expulsado la atmósfera externa del astro hacia el espacio. El residuo central es una enana blanca con el tamaño aproximado de la Tierra. Por desgracia, para distinguirla aún y con dificultades, se necesitan unos cielos muy rasos y sin polución y un telescopio de 330 mm para atisbar la estrella central. El telescopio espacial Hubble ha demostrado que lo que parece un anillo, posee una forma de barril. Más que un aro, miramos una estructura cilíndrica observada casi a lo largo de su eje. La estrella puede verse con telescopios de 325 mm a 375 mm.
Con prismáticos ...
Con unos prismáticos de 9x63 y un cielo de magnitud límite cercana a +5,5, esta nebulosa puede observarse como un punto meramente estrelliforme, como la gran mayoría de nebulosas planetarias, sin detalle.
Con unos prismáticos de 20x60 y un cielo de magnitud límite cercana a +5,5, se puede observar como un óvalo muy tenue, con forma ovalada - anillada.
Con unos prismáticos de 10x42 y un cielo limpio, se puede observar como una estrella, como un punto estrellado o estrelliforme. Quizás esforzando la vista y desviando la visión, como un punto difuso.
Con prismáticos 10x50 (captan algo más de luz) y un cielo limpio, puede observarse como algo estrelliforme, algo desenfocado.
No suelen aparecer problemas para empezar a ver un óvalo difuso con más de 20 aumentos.
Una nebulosa de reflexión, como su propio nombre lo indica, la nebulosa del ave fenix es una nube de polvo que refleja la energía procedente de una o más estrellas cercanas. Esta energía es insuficiente para ionizar el gas, pero sí alcanza para que la dispersión de la luz pueda revelarlo. Como es luz reflejada, el espectro de la nebulosa es similar al de las estrellas iluminantes.
A menudo las nebulosas de reflexión y las de emisión aparecen juntas; un ejemplo clásico es M42 en Orión.
Como cualquier nebulosa, se compone de gas, sobre todo hidrógeno y polvo. Contiene también elementos más pesados como oxígeno, silicio y carbono. Las nebulosas de reflexión son usualmente azules porque la dispersión es más eficiente para la luz azul que para la roja (es la misma razón que explica el color del cielo).
Un ejemplo de este tipo de nebulosas lo constituye la que rodea al cúmulo abierto Pléyades (M45), en Taurus, sobre el que basó sus estudios Vesto M. Slipher en 1912, cuando comprobó que el espectro de la nebulosa de las Pléyades coincidía con el de sus estrellas, en lo que fue la primera demostración de la naturaleza de las nebulosas de reflexión.ave fenix
La Nebulosa del Búho (también conocida como Messier 97 o NGC 3587) es una nebulosa planetaria ubicada en la constelación de la Osa Mayor. Fue descubierta por Pierre Méchain en 1781. El nombre de Nebulosa del Búho fue acuñado por Lord Rosse, quien por vez primera lo utilizó en 1848. En 1866, William Huggins reconoció su naturaleza de nebulosa gaseosa a partir de la observación de su espectro.[1] Se encuentra a una incierta distancia de 2600 años luz de la Tierra.
M97 está considerada como una de las nebulosas planetarias más complejas. Su apariencia ha sido interpretada como una cubierta cilíndrica tórica vista oblicuamente, de forma que los extremos del cilindro se asocian a zonas pobres en material expulsado, correspondiendo a los ojos del búho. Esta cubierta se halla envuelta por una nebulosa más tenue y menos ionizada.[1]
La estrella central, de magnitud 16, tiene una masa aproximada de 0,7 masas solares, mientras que la masa de la propia nebulosa se estima en 0,15 masas solares. La nebulosa se formó hace unos 6000 años.
Observación
Entre los objetos del catálogo Messier, la nebulosa de la Lechuza (M97), es uno de los más difíciles de observar. No deben aparecer dificultades al intentar localizarlo con un telescopio de 75 mm, con pocos aumentos y un cielo despejado, limpio y raso.
Para encontrar la nebulosa, hay que buscar justo bajo la parte trasera de la caja del Carro de la Osa Mayor. Con más exactitud, se halla a unos 2 grados al sudeste de Merak, la estrella que marca la rueda trasera del carro.
Así aparecería como un óvalo grande y sin detalles internos. Con mayores aumentos empiezan a apreciarse algunos rasgos, aunque se requiere de un telescopio de 150 mm a 200 mm para vislumbrar los ojos oscuros de la lechuza.
El filtro nebular ayuda a realzar el contraste entre el objeto y el fondo, pero si no se dispone del mismo, puede emplearse la técnica de la visión lateral o evitada, que consiste en apartar la mirada de la nebulosa ligeramente para que la luz de la misma estimule las células periféricas del ojo, más sensibles. Así la frontera entre nebulosa y entorno se torna más manifiesta de repente.
Se puede detectar con sólo 3 prismáticos: 10x50, 15x70 y 20x50, ambos bajo cielos muy estrellados, sin polución y rasos. Con estos prismáticos, se puede observar como una estrella difusa, como un punto "estrelliforme" un tanto borroso.
¿En qué consiste?
La nebulosa de la Lechuza consiste en la envoltura expulsada por una estrella moribunda. En el centro de la nube yace la estrella en cuestión, pero su magnitud 14 la hace difícil de ver, salvo con telescopios de más de 250 mm de abertura. Los huecos oscuros en la nube, se atisban con telescopios de 300 mm, y se seben a turbulencias del gas que se expande libremente. Hay un anillo circular externo, muy débil que rodea la cara de la lechuza, pero sólo se distingue en fotografías de larga exposición, y nuevamente se debe a los gases expulsados.
La Nebulosa del Cangrejo (también conocida como M1, NGC 1952, Taurus A y Taurus X-1) es un resto de supernova de tipo plerión resultante de la explosión de una supernova en 1054 (SN 1054). La nebulosa fue observada por vez primera en 1731 por John Bevis. Es el resto de una supernova que fue observada y documentada, como una estrella visible a la luz del día, por astrónomos chinos y árabes el 5 de julio del año 1054. La explosión se mantuvo visible durante 22 meses. Con este objeto, Charles Messier comenzó su catálogo de objetos no cometarios. Situado a una distancia de aproximadamente 6.300 años luz (1.930 pc[2] ) de la Tierra, en la constelación de Tauro, la nebulosa tiene un diámetro de 6 años luz (1,84 pc) y su velocidad de expansión es de 1.500 km/s.
El centro de la nebulosa contiene un púlsar, denominado PSR0531+121, que gira sobre sí mismo a 30 revoluciones por segundo, emitiendo también pulsos de radiación que van desde los rayos gamma a las ondas de radio. El descubrimiento de la nebulosa produjo la primera evidencia que concluye que las explosiones de supernova producen pulsares.
La nebulosa sirve como una fuente de radiación útil para estudiar cuerpos celestes que la ocultan. En las décadas de 1950 y 1960, la corona solar fue cartografiada gracias a la observación de las ondas de radio producidas por la Nebulosa del Cangrejo que pasaban a través del Sol. Más recientemente, el espesor de la atmósfera de Titán, satélite de Saturno, fue medido conforme bloqueaba los rayos X producidos por la nebulosa.
Orígenes
La Nebulosa del Cangrejo fue observada por primera vez en 1731 por John Bevis y redescubierta independientemente en 1758 por Charles Messier mientras observaba el paso de un cometa brillante. Messier la catalogó como la primera entrada de su catálogo de objetos celestes no cometarios, llamado hoy en día Catálogo Messier. William Parsons, tercer conde de Rosse, observó la nebulosa en el Castillo de Birr en la década de 1840, refiriéndose al objeto como la Nebulosa del Cangrejo, dado que un dibujo que realizó de ésta se asemejaba a un cangrejo.[4]
Al inicio del siglo XX, el análisis de las primeras fotografías de la nebulosa tomadas durante el transcurso de varios años revelaron que la nebulosa se expandía. Determinando el origen de la expansión se dedujo que la nebulosa se debía haber formado unos 900 años atrás. Existen documentos históricos que revelan que una nueva estrella suficientemente brillante como para ser visible a la luz del día fue observada en la misma región del cielo por astrónomos chinos y árabes en 1054.[5] [6] Es posible que la "nueva estrella" brillante fuera observada por los anasazi y registrada en petroglifos.[7] Dada su gran distancia y su carácter efímero, esta "nueva estrella" observada por chinos y árabes sólo pudo haber sido una supernova, una enorme estrella en plena explosión, que una vez ha agotado su fuente de energía por medio de fusión nuclear, se colapsa sobre sí misma.
Análisis recientes de estos documentos históricos han encontrado que la supernova que creó la Nebulosa del Cangrejo probablemente ocurrió en abril o principios de mayo de 1054, alcanzando su máximo brillo con una magnitud aparente entre −7 y −4,5 en julio, siendo más brillante que cualquier otro objeto celeste en la noche exceptuando la Luna. La supernova fue visible a simple vista aproximadamente durante dos años después de su primera observación.[8] Gracias a las observaciones escritas de los astrónomos del Extremo Oriente y Oriente Medio en 1054, la Nebulosa del Cangrejo se convirtió en el primer objeto astronómico donde se pudo reconocer una relación con una explosión de supernova.[6
Características físicas
En luz visible, la Nebulosa del Cangrejo consiste de una amplia masa de filamentos de forma ovalada, de aproximadamente 6 arcominutos de longitud y una anchura de 4 arcominutos, rodeando una región central de azul difuso (en comparación, la Luna llena cubre 30 arcominutos). Los filamentos son los restos de la atmósfera de la estrella progenitora, y están constituidos principalmente de helio e hidrógeno ionizado, junto con carbón, oxígeno, nitrógeno, hierro, neón y azufre. La temperatura de los filamentos está comprendida entre los 11.000 y los 18.000 K, y su densidad está en torno a las 1.300 partículas por cm³.[9]
En 1953, Iósif Shklovsky propuso la idea según la cual la región azul difusa está principalmente producida por radiación sincrotón, que es la radiación electromagnética generada por los electrones que viajan en trayectorias curvilíneas a velocidades que alcanzan la mitad de la velocidad de la luz.[10] Tres años más tarde, la hipótesis fue confirmada por medio de observaciones. En la década de 1960 se descubrió que la causa de las trayectorias curvilíneas de los electrones es el fuerte campo magnético producido por una estrella de neutrones ubicada en el centro de la nebulosa.[11]
La Nebulosa del Cangrejo es un ejemplo típico de resto de supernova de tipo pleriónico. Un plerión se caracteriza porque su energía procede de la rotación del púlsar y no del material arrojado al medio interestelar durante la explosión de la supernova.
La Nebulosa del Cangrejo se expande a una velocidad de 1.500 km/s,[12] medida por el efecto Doppler del espectro de la nebulosa. Por otro lado, las imágenes tomadas con varios años de diferencia muestran la lenta expansión angular aparente en el cielo. Comparando esta expansión angular con la velocidad de expansión determinada por espectroscopía (corrimiento al rojo) se pudo estimar la distancia de la nebulosa respecto el Sol, obteniendo una distancia de aproximadamente 6.300 años luz, y un tamaño de alrededor de 11 años luz para la nebulosa.[2]
Rastreando el origen de la expansión consistentemente, y utilizando su velocidad como se observa hoy en día, es posible determinar la fecha de la formación de la nebulosa, es decir, la fecha de la explosión de la supernova. Haciendo este cálculo se obtiene una fecha que corresponde a varias décadas después del año 1054. Una explicación plausible de este desfase sería que la velocidad de expansión no ha sido uniforme, sino que se ha acelerado después de la explosión de la supernova.[13] Esta aceleración sería debida a la energía del púlsar que alimentaría el campo magnético de la nebulosa, la cual se expande y empuja a los filamentos de la nebulosa hacia el exterior.[14]
Los cálculos de la masa total de la nebulosa permiten estimar la masa de la estrella progenitora de la supernova. Las estimaciones de la cantidad de materia contenida en los filamentos de la Nebulosa del Cangrejo varían entre una y cinco masas solares;[15] aunque otras estimaciones basadas en investigaciones del Púlsar del Cangrejo ofrecen valores diferentes.
Estrella central
En el centro de la Nebulosa del Cangrejo se encuentran en apariencia dos estrellas poco brillantes, una de las cuales es la estrella responsable de la existencia de la nebulosa. Ésta se identificó en 1942, cuando Rudolf Minkowski descubrió que su espectro óptico era extremadamente inusual y no se parecía al de una estrella normal.[16] En 1949, se descubrió que la región alrededor de la estrella era una gran fuente de ondas de radio[17] y en 1963 se descubrió que también lo era de rayos X,[18] y fue identificado como uno de los objetos celestes más brillantes en rayos gamma en 1967.[19] Luego, en 1968, se descubrió que la estrella emitía su radiación en pulsos rápidos, convirtiéndose en uno de los primeros púlsares en ser identificado, y el primero en estar asociado a un resto de supernova.
Los púlsares son fuentes de potentes radiaciones electromagnéticas emitidas en breves y constantes pulsos muchas veces por segundo. Fueron un gran misterio cuando se descubrieron en 1967, y el equipo que identificó el primero consideró la posibilidad de que podía ser una señal de una civilización avanzada.[20] No obstante, el descubrimiento de una fuente de radio pulsante en el centro de la Nebulosa del Cangrejo fue una fuerte evidencia de que los púlsares no eran señales de extraterrestres sino que se formaban a partir de explosiones de supernovas. Hoy en día se sabe que son estrellas de neutrones de rápida rotación cuyos potentes campos magnéticos concentran sus emisiones de radiación en rayos estrechos. El eje del campo magnético no está alineado con el de su rotación, la dirección del haz barre el cielo siguiendo un círculo. Cuando, por azar la dirección de un haz cruza la de la Tierra, el pulso es observado. Así, la frecuencia de los pulsos es una medida de velocidad de rotación de la estrella de neutrones.
El púlsar del Cangrejo tiene un diámetro estimado comprendido entre 28 y 30 kilómetros;[21] emite pulsos de radiación cada 33 milisegundos.[22] Los pulsos son emitidos en longitudes de onda dentro del espectro electromagnético, desde ondas de radio hasta rayos X. Como todos los púlsares aislados, la frecuencia de los pulsos disminuye de forma regular muy ligeramente, indicando que el púlsar se desacelera gradualmente. Sin embargo, ocasionalmente, su periodo de rotación muestra cambios drásticos, llamados 'interferencias', que se cree que son causados por repentinos reajustes en la estructura interna de la estrella de neutrones. La energía liberada a medida que el púlsar se desacelera es enorme, y provoca la emisión de radiación sincrotrón de la Nebulosa del Cangrejo, la cual tiene una luminosidad total 75.000 veces mayor que la del Sol.[23]
La enorme energía emitida por el púlsar crea una región particularmente dinámica en el centro de la Nebulosa del Cangrejo. Si bien la mayoría de los objetos astronómicos evolucionan tan lentamente que los cambios son visibles únicamente en escalas de tiempo de muchos años, las partes centrales de la Nebulosa del Cangrejo muestran cambios en escalas de tiempo de apenas unos pocos días.[24] La parte más dinámica en la zona central de la nebulosa es el punto donde el viento ecuatorial del púlsar choca contra la materia circundante de la nebulosa, formando una onda de choque. La forma y la posición de esta zona cambia rápidamente, con el viento ecuatorial que se comporta como una serie de remolinos que se acentúan, brillan y después se atenúan a medida que se alejan del púlsar muy lejos dentro el cuerpo principal de la nebulosa.
Estrella progenitora
La estrella que se convirtió en supernova y dio origen a la Nebulosa del Cangrejo mediante su explosión es la llamada estrella progenitora.
Los modelos teóricos de explosiones de supernovas sugieren que la estrella progenitora que creo la Nebulosa del Cangrejo debió haber tenido una masa de entre ocho y doce masas solares. Las estrellas con una masa inferior a ocho masas solares son consideradas demasiado ligeras como para producir explosiones de supernova, y finalizan su vida produciendo una nebulosa planetaria, mientras que aquellas mayores de doce masas solares producen una nebulosa con una composición química distinta a la observada en el seno de la Nebulosa del Cangrejo.[25]
Uno de los principales problemas provocados por el estudio de la Nebulosa del Cangrejo es que la masa combinada de la nebulosa y el púlsar suman considerablemente menos que la masa estimada de la estrella progenitora, siendo una incógnita por resolver la diferencia entre estas dos masas.[15] Para estimar la masa de la nebulosa se mide la cantidad total de luz emitida, dada la temperatura y la densidad de la nebulosa, y se deduce la masa requerida para emitir la luz observada. Las estimaciones oscilan entre 1 y 5 masas solares, siendo el valor generalmente aceptado de 2 ó 3 masas solares.[25] Se estima que la masa de la estrella de neutrones estaría comprendida entre 1,4 y 2 masas solares.
La teoría predominante que trata de explicar la masa faltante de la nebulosa considera que una proporción considerable de la masa de la estrella progenitora fue eyectada por un rápido viento estelar antes de la explosión de supernova, como es el caso de numerosas estrellas masivas como las estrellas de Wolf-Rayet. Sin embargo, un viento así habría creado un cascarón alrededor de la nebulosa. Aunque se han llevado a cabo varios intentos para observar el supuesto cascarón usando diferentes longitudes de onda, nadie ha logrado encontrarlo.[26
Observacional
Tauro se alza pronto en las noches del invierno boreal, con sus largas astas apuntando hacie el nordeste. La nebulosa del Cangrejo, se halla poco más de 1 grado al noroesta de Zeta Tauri, la estrella que marca la punta del cuerno sudoriental. Este intrigante objeto, que ostenta el número uno del catálogo de Charles Messier, consiste en los residuos gaseosos dejados por una explosión de supernova registrada por astrónomos chinos y japoneses en el año 1054.
Se trata de uno de los escasos remanentes de supernova que pueden detectarse con prismáticos, a condición de que el cielo esté lo bastante oscuro. Con unas dimensiones angular de tan sólo 6x4 minutos de arco, al observarla con prismáticos de 7x50 aparece como una estrella algodonosa, con más aumentos (prismáticos 20x50), aparece como algo más que eso, pero sin detalles, como poco más que una estrella engordada. Con telescopios de 100 mm a 200 mm y aumentos medios se muestra como un óvalo difuso sin textura interna. Por desgracia, al incrementar los aumentos no mejoran los detalles. Sin embargo, con instrumentos mayores se percibe el carácter dentado del borde y aparecen filamentos en las regiones externas de la nebulosa. Las fotografías de larga exposición y las imágenes digitales (CCD), muestran un objeto bello y atormentado, entrecruzado por bucles del gas arrastrado por las ondas de choque generadas en la explosión de la supernova.
En el corazón de la nebulosa del Cangrejo permanece el núcleo de la estrella que estalló, un cuerpo que rota a gran velocidad debido al impulso que recibió en la explosión que se observó en la Tierra. Pero con magnitud 16, sólo puede observarse con telescopios grandes. Este astro consiste casi por entero en neutrones comprimidos y posee un diámetro aproximado de 10 kilómetros. Más sorprendente aún es que la estrella de neutrones emite un destello de ondas de radio concentradas en dirección a la Tierra con cada rotación, como un faro marítimo, 30 veces por segundo. Este tipo de objeto se denomina púlsar.
Tránsito por los cuerpos del Sistema Solar
La Nebulosa del Cangrejo se encuentra aproximadamente a 1,5° de la eclíptica—el plano que contiene la órbita de la Tierra alrededor del Sol. Esto significa que la Luna — y ocasionalmente, los planetas — pueden transitar u ocultar la nebulosa. Aunque el Sol no transita la nebulosa, su corona pasa enfrente de ésta. Estos tránsitos y ocultaciones pueden usarse para analizar tanto la nebulosa como el objeto que pasa enfrente de ella, observando cómo la radiación de la nebulosa es alterada por el cuerpo en tránsito.
Los tránsitos lunares se han usado para trazar un mapa de las emisiones de rayos X de la nebulosa. Antes del lanzamiento de satélites dedicados a la observación de rayos X, como el XMM-Newton o el Observatorio de rayos X Chandra, los telescopios de observación en rayos X generalmente tenían muy poca resolución óptica. Inversamente, la posición de la Luna es conocida con mucha precisión. Así, cuando ésta pasa enfrente de la nebulosa, las variaciones en el brillo de la nebulosa pueden usarse para crear mapas de emisiones de rayos X.[27] Cuando los rayos X fueron observados por primera vez desde la nebulosa, una ocultación lunar fue usada para determinar la posición exacta de su origen.[18]
La corona solar pasa enfrente de la Nebulosa del Cangrejo cada mes de junio. Las variaciones en las ondas de radio recibidas desde la Nebulosa del Cangrejo en ese momento pueden usarse para deducir detalles sobre la densidad y estructura de la corona. Las primeras observaciones establecieron que la corona se extendía a distancias más grandes de lo que se había pensado anteriormente; las observaciones posteriores descubrieron que la corona presentaba variaciones considerables de densidad.[28]
Muy raramente, Saturno transita la Nebulosa del Cangrejo. Su último tránsito, en 2003, fue el primero desde 1296; no ocurrirá otro hasta 2267. Los científicos usaron el Observatorio de rayos X Chandra para observar la luna de Saturno Titán durante su tránsito enfrente de la nebulosa, y descubrieron que la 'sombra' de rayos X de Titán era mayor que su superficie sólida, debido a la absorción de rayos X por su atmósfera. Estas observaciones pudieron establecer que el grosor de la atmósfera de Titán es de 880 km.[29] El tránsito del planeta Saturno propiamente no pudo observarse, porque el telescopio Chandra estaba pasando a través de los cinturones de Van Allen en ese momento.
La Nebulosa del Cangrejo en la ficción
La Nebulosa del Cangrejo aparece en sucesivas ocasiones en obras de ficción. En particular, se pueden citar:
* En la historia de ciencia ficción First Contact (Astounding, mayo de 1945) escrita por Murray Leinster, el primer encuentro entre unos terrícolas y una raza extraterrestre sucede en la Nebulosa del Cangrejo.
* En el libro Dave Barry Slept Here: A Sort of History of the United States, la Nebulosa del Cangrejo es cedida por España a los Estados Unidos, junto con Cuba, Puerto Rico, las Filipinas, Guam, la Isla Wake, Australia, Snooze Island, la Antártida y Francia después de su derrota en la Guerra Hispano-Estadounidense por los Boston Celtics en la batalla de la colina de San Juan.
* En la serie Colony in Space de Doctor Who, el maestro revela que la creación de la Nebulosa del Cangrejo es el resultado de la prueba de la Doomsday Weapon, una arma que puede proyectar antimateria a velocidades superluminales, por una Super Raza del planeta Exariux (o Uxarius).
* En la película Colega, ¿Dónde está mi coche? dos hombres del espacio exterior invitan a una secta obsesionada con los extraterrestres a una fiesta en la Nebulosa del Cangrejo.
* En la serie animada Ren y Stimpy, en el episodio "Locura espacial" este psicodélico par hacen un viaje de 36 años a la Nebulosa del Cangrejo "a velocidades tan fantásticas que asustan a la imaginación".
IC 1805 e IC 1848 son dos nebulosas de emisión situadas en la constelación de Casiopea a 7500 años luz del Sistema Solar, en el brazo espiral de Perseo de la Vía Láctea.[1] Ambas conforman la asociación estelar Cassiopeia OB6.[2
IC 1805
IC 1805 es también conocida cómo la Nebulosa del Corazón, por su característica forma en fotografías de larga exposición. Tiene un tamaño de casi 200 años luz, y su fuente de ionización son las estrellas del joven (1,5 millones de años de edad) cúmulo abierto Melotte 15,[3] situadas en su interior y que se han formado en ella. Dicho cúmulo contiene varias estrellas de tipo espectral O que son las responsables de ionizar el hidrógeno de la nebulosa y hacer que brille con luz rojiza, entre las que caben destacar HD 15629, y sobre todo HD 15570 -considerada una de las estrellas más masivas y luminosas de la galaxia, con una luminosidad de casi 3 millones de veces la del Sol y posiblemente más de 100 veces más masiva que éste-[4] y HD 15558 -un sistema binario masivo formado por dos estrellas de 150 y 50 masas solares, que incluso podría ser triple[5] -.
IC 1848
IC 1848 es conocida, por su parte, cómo la Nebulosa del Alma, y es ligeramente mayor que IC 1805, con un tamaño también de más de 200 años luz. Sin embargo, ésa designación es en realidad la del cúmulo que alberga en su interior; el número de catálogo de la nebulosa es LBN 667.
Cómo la anterior, IC 1848 contiene varias estrellas de tipo espectral O que la hacen brillar.[6] [7
W3, W4, y W5 (Westerhout 3, Westerhout 4, y Westerhout 5)
W5 es una fuente de ondas de radio con centro en IC 1848. Corresponde a un complejo de nubes moleculares, que incluye también a W3 y W4 -éstas asociadas a IC 1805-, que ocupa un espacio de cuatro Lunas llenas en el cielo y en cuyo interior se hayan embebidos varios cúmulos estelares aún en formación.[8] Incluye grandes cavidades excavadas por la radiación y los vientos estelares de estrellas masivas que han nacido en su interior y que han sido observadas por el telescopio de infrarrojos Spitzer.[9]
W4 es notable por ser una especie de chimenea a escala galáctica, con forma de burbuja y poseyendo buena cantidad de gas ionizado, el cual se aleja del plano galáctico a grandes velocidades causadas por vientos estelares de estrellas masivas y/o supernovas.[10
Otros objetos
Cerca también de IC 1805 se hallan Maffei I y Maffei II, dos de las galaxias más brillantes del Grupo Maffei 1.[11] [12
IC 418 es una nebulosa planetaria en la constelación de Lepus, la liebre, distante unos 2000 años luz de la Tierra. Se la conoce también con el nombre de Nebulosa del Espirógrafo, ya que su forma recuerda los dibujos geométricos que se realizan con un espirógrafo, instrumento que sirve para dibujar trocoides.
La imagen de la nebulosa obtenida con el Telescopio Espacial Hubble permite diferenciar la emisión de nitrógeno ionizado -el gas más alejado del núcleo y el menos caliente-, la emisión de hidrógeno -en la parte intermedia-, y la emisión de oxígeno ionizado -el gas más caliente y el más cercano al núcleo-.[1]
En el centro de la nebulosa se encuentra una estrella en las etapas finales de su evolución estelar, la cual, hasta hace unos pocos miles de años, era una gigante roja. Expulsó sus capas exteriores al espacio formando la nebulosa, cuyo diámetro actual es de 0,3 años luz.[2] El remanente estelar que hoy vemos es el núcleo de la estrella, que emite radiación ultravioleta provocando la fluorescencia del gas que le rodea. Con el transcurso del tiempo la nebulosa se irá dispersando en el espacio, quedando en lo que fue su centro una enana blanca, que lentamente se irá enfriando.
NGC 246 es una nebulosa planetaria en la constelación de Cetus, a veces llamada Nebulosa del Esqueleto. Debido a su bajo brillo superficial, se recomienda para su observación un cielo oscuro y la utilización de un telescopio de diámetro mayor o igual a 150 mm. Fue descubierta en el año 1785 por William Herschel.
En la imagen en falso color tomada por el Telescopio Espacial Spitzer se puede ver la estrella agonizante en el centro, rodeada por una nube de polvo y gas. Esta estrella central (HIP 3678) tiene magnitud visual 12, y tiene una compañera más tenue de magnitud 14 a 3,8 arcsec. Probablemente sean dos estrellas en la misma línea de visión, pero cabe la posibilidad de que sea una verdadera estrella binaria.
Con el telescopio Spitzer se ha medido la radiación infrarroja de la nebulosa y se ha descubierto un anillo de material ligeramente descentrado con respecto al núcleo de la nube.[1] Los gases expelidos aparecen de color verde, y el anillo de material expulsado por la estrella al envejecer se muestra en color rojo. Se piensa que el anillo está compuesto principalmente por moléculas de hidrógeno, expulsado de la estrella en forma de átomos que al enfriarse formaron moléculas.
NGC 3242 es una nebulosa planetaria ubicada en la constelación de Hydra.
Esta nebulosa planetaria fue descubierta por el astrónomo William Herschel el 7 de febrero de 1785, y fue catalogada como H IV.27. En la década de 1830, John Herschel observó la Nebulosa Fantasma de Júpiter en el Cabo de Buena Esperanza,Sudáfrica, y la numeró como h 3284. La incluyó luego en el Catálogo General como CG 2102. En 1888, J. L. E. Dreyer la incluyó en el catálogo NGC con la denominación actual, NGC 3242.
NGC 3242 es también conocida como la nebulosa fantasma de júpiter. Es observable con telescopios pequeños, por ejemplo con uno de 114 milímetros de apertura. Se encuentra a 1º 50' aproximadamente de la estrella μ Hya.
La Nebulosa del Huevo (RAFGL 2688) es una protonebulosa planetaria -un tipo de nebulosa de reflexión- en la constelación de Cygnus. Distante unos 3000 años luz de la Tierra,[1] su velocidad de expansión es de 20 km/s.[2] Fue descubierta en 1996 por Raghvendra Sahai y John Trauger del Jet Propulsion Laboratory de la NASA.
La característica más notable de la Nebulosa del Huevo es la serie de arcos y círculos brillantes que rodean la estrella central. En la imagen obtenida con el Telescopio Espacial Hubble se puede ver como una densa capa de gas y polvo oculta la estrella, impidiendo que nos llegue directamente su luz. No obstante, dicha luz penetra las regiones menos densas de la envoltura que la rodea, iluminando las capas más exteriores del gas y creando los arcos visibles.[2]
La envoltura en torno a la estrella es probablemente un disco. Los haces de luz que se observan indican que el sistema tiene un momento angular, probablemente generado por un disco de acreción. Asimismo, la geometría en forma de disco explicaría el distinto grosor de la envoltura, que por una parte permite que la luz escape a través de los ejes del disco iluminando las capas externas de gas, y por otra impide la visión directa de la estrella cuando es observada desde el plano del disco. Aunque se han confirmado discos de polvo alrededor de otros objetos post-RAG,[3] el disco en torno a la Nebulosa del Huevo no ha sido confirmado.
NGC 6302 es una nebulosa planetaria bipolar en la constelación de Scorpius, el escorpión, también conocida como Nebulosa del Insecto. Al estar incluida en el Nuevo Catálogo General, este objeto es conocido al menos desde 1888. El primer estudio conocido de NGC 6302 data de 1907 y fue llevado a cabo por Edward Emerson Barnard, quien dibujó y describió esta nebulosa.
A una distancia de 3400 años luz de la Tierra, NGC 6302 es una de las nebulosas planetarias más complejas que se conocen. Su espectro muestra que su estrella central es uno de los objetos más calientes del universo, con una temperatura superior a 200.000 K. No ha podido ser observada al estar rodeada de un denso disco ecuatorial compuesto de polvo y gas, que la oculta en todas las longitudes de onda. Este disco denso puede ser el responsable de que los flujos de la estrella formen una estructura bipolar.
La compleja morfología de la nebulosa puede aproximarse como bipolar con dos lóbulos principales, si bien hay evidencia de un segundo par de lóbulos que pueden provenir de un episodio previo de pérdida de masa. El lóbulo prominente, orientado en sentido norte-oeste, puede haberse formado hace unos 1900 años. A 1,71 minutos de arco del centro, la velocidad de expansión de este lóbulo es de 263 km/s, pero en la periferia del mismo la velocidad supera los 600 km/s. El borde oeste del lóbulo muestra características que sugieren una colisión con glóbulos de gas preexistentes que modificaron el flujo en esa región.[1
Junto a la Nebulosa de la Araña Roja (NGC 6537), es uno de los dos objetos en donde por vez primera se han encontrado carbonatos sin ninguna relación con el agua líquida. El descubrimiento -mediante el Observatorio Espacial Infrarrojo (ISO)- de grandes cantidades de calcita y dolomita en NGC 6302, rompe la asociación automática entre estos minerales y el medio acuoso.
NGC 6826 es una nebulosa planetaria en la constelación de Cygnus a unos 2200 años luz de distancia de la Tierra. Es la fase final de una estrella similar al Sol, una fase muy corta (se estima la edad de la nebulosa en 10.000 años) en comparación con la edad de la estrella (aproximadamente 10.000 millones de años).[1]
Con la apariencia de un ojo con dos manchas rojas a los lados es conocida también como Nebulosa del Ojo que Parpadea. La parte circundante de color verde pálido se piensa que es gas equivalente a la mitad de la masa de la estrella.[2] El remanente de la estrella (en el centro de la imagen) produce un viento estelar que empuja al material más antiguo, formando una burbuja caliente interior. La estrella es una de las más brillantes en una nebulosa planetaria.
Fue descubierta en 1793 por William Herschel.
Información y datos
Suele recibir también el nombre de Nebulosa Parpadeante, en inglés Blinking Nebula.
Esta nebulosa planetaria recibe su nombre por una ilusión óptica. Cuando se mira alternativamente la nebulosa y su estrella principal, de décima magnitud, la nebulosa parece desvanecerse y luego aparecer de nuevo, por lo que se asemeja al parpadear de un ojo.
Dónde encontrarla
Esta nebulosa se encuentra a 1,3 grados al este de Theta Cygni, una de las dos estrellas que forman la punta del ala del Cisne. Como es pequeña (aproximadamente medio minuto de arco), con un telescopio pequeño se suele ver apenas un objeto de brillo débil similar a una estrella. Para ver algún detalle se necesita un telescopio de 200 mm, que mostrará el brillante disco de color verde neón. Con una mayor potencia óptica se ven dos manchas rojas llamativas llamadas volantes que nadie ha conseguido todavía explicar.
Con prismáticos
Con unos prismáticos 9x63 y una magnitud límite próxima a +5,6 se aprecia como un objeto de apariencia prácticamente estelar, pero muy brillante y, con la técnica de visión desviada, se puede apreciar un parpadeo ligero, igualmente se aprecia como un objeto estrelliforme.
Con más aumentos (15-20x) se puede apreciar como una estrella desenfocada y poco más.
DEM L 106 es una región H II en la Gran Nube de Magallanes, galaxia cercana que forma parte del Grupo Local. Originalmente, esta nebulosa fue catalogada en la década de 1970 por los astrónomos R. Davies, K. Elliot y J. Meaburn, quienes crearon el catálogo "DEM" de la Pequeña Nube de Magallanes y de la Gran Nube de Magallanes. Visualmente, DEM L 106 está situada en la constelación de Dorado.
En la imagen de DEM L 106 obtenida con el Telescopio Espacial Hubble, se aprecia una nube de gas más brillante y pequeña cerca de la parte superior. Denominada N30B, esta nebulosa fue descubierta por K. Henizeen en la década de 1950. N30B rodea un grupo de jóvenes estrellas azules calientes, cuya luz ultravioleta arranca los electrones de los átomos de hidrógeno del gas que las rodea, haciendo que éste brille debido a fluorescencia.[2]
La brillante estrella cerca de la esquina superior izquierda, Henize S22, es una supergigante muy caliente y luminosa que se encuentra a unos 25 años luz de la nebulosa N30B. Es una estrella Be rodeada de un disco de gas achatado, probablemente expelido desde su ecuador. La estrella ilumina las partículas del polvo interestelar de N30B, produciendo un débil resplandor a su alrededor -una nebulosa de reflexión-, que de alguna forma recuerda a un número 8 tendido de lado. La banda de gas que cruza la parte inferior de la imagen es parte de la cáscara de una "superburbuja" gigante creada por el viento estelar de S22.
La nebulosa Dumbbell (badajo de la campana), también conocida como Nebulosa de la Manzana y Nebulosa de la Haltera, constituye, igual que M57, un ejemplo de nebulosa planetaria: la envoltura expulsada por una estrella moribunda. Esta fase en la muerte de una estrella no dura demasiado tiempo, por lo cual no hay una gran cantidad de nebulosas en el firmamento. Pasados 50.000 años, simplemente se disipan en el espacio.
La nebulosa de la Haltera es grande, brillante y fácil de localizar. Con prismáticos o telescopio, basta escudriñar el cielo 3 grados al norte de la estrella gamma Sagitae en la Flecha (Sagita). Hay que buscar un disco de luz grisáceo (en prismáticos aparece como un punto un tanto borroso).
Para llegar a apreciar detalles, se requieren cielos oscuros, un telescopio de al menos 100 mm con un ocular de aumentos medios y utilizar la técnica de visión lateral. Al aplicar más aumentos se incrementa el contraste y el borde de la nebulosa destaca más. El disco de humo llena el campo de visión como si se tratara de una nube esparcida sobre el cielo negro, con su núcleo ovalado orientado de nordeste a sudoeste.
Normalmente pueden llegar a aplicarse 150 aumentos con un telescopio de 150 mm. Sin embargo, con aumentos mayores se necesita una abertura mayor, ya que el objeto se extiende y oscurece a medida que se incrementa la escala de la imagen.
La estrella central no se distingue con telescopios de aberturas inferiores a 330 mm. En su conjunto, la Dumbbell o Haltera, se parece más al corazón de una manzana o a un reloj de arena que a unas pesas de gimnasia o un badajo.
Se estima la distancia a la nebulosa de unos 1000 años luz, lo cual implicaría unas dimensiones de entre 2 y 3 años luz para este objeto: se trataría de una de las mayores nebulosas planetarias conocidas.
Con prismáticos ...
Basándome en las observaciones realizadas, con prismáticos, se puede observar así:
Con unos prismáticos 7x50 y una magnitud límite próxima a +5,7, este objeto puede observarse como una estrella cuadrada algo brumosa, incluso con forma.
Con unos prismáticos 8x56 y una magnitud límite próxima a +6,3, este objeto puede observarse como una estrella como mancha nebulosa claramente visible y evidente, si se sabe donde buscar, claro.
Con unos prismáticos 7x35 y una magnitud límite cercana a +7,3, este objeto se puede observar como una estrella nebulosa, sin apariencia estrelliforme, incluso con forma de Haltera y corazón de manzana, nuevamente, si se sabe buscar, se puede observar como una estrella nebulosa con forma.
Con unos prismáticos 20x50, se puede observar como una nebulosa, no muy grande, pero con aspecto nebuloso y forma propia.
La nebulosa Dumbbell (también conocida como Objeto Messier 27, M27 o NGC 6583) es una nebulosa planetaria en la constelación de Vulpecula, a una distancia de 1250 al.
Esta nebulosa fue la primera nebulosa planetaria descubierta; por Charles Messier en 1764. Con una magnitud aparente de 7.4 y un diámetro de 8 minutos de arco, es fácil de observar con unos binoculares.
La nebulosa Dumbbell tiene una edad estimada de 3.000 a 4.000 años.
NGC 2392 es una nebulosa planetaria en la constelación de Géminis. Por su curiosa apariencia, que recuerda a la cara de una persona rodeada por una capucha, recibe también los nombres de Nebulosa Esquimal. Se encuentra, según autores, a unos 3000 o 5000 años luz de distancia de la Tierra.
La edad de NGC 2392 se estima en unos 10.000 años, y está compuesta por dos lóbulos elípticos de materia saliendo de la estrella moribunda. Desde nuestra perspectiva, unos de los lóbulos está delante del otro.
Se cree que la forma de la nebulosa se debe a un anillo de material denso alrededor del ecuador de la estrella expulsado durante la fase de gigante roja. Este material denso es arrastrado a una velocidad de 115.000 km/h, impidiendo que el viento estelar, que posee una velocidad mucho mayor, empuje la materia a lo largo del ecuador. Por el contrario, este viento de gran velocidad (1,5 millones de km/h) barre material por encima y debajo de la estrella, formando burbujas alargadas. Estas burbujas, de 1 año luz de longitud y la mitad de anchura, tienen filamentos de materia más densa. No obstante, las líneas que van de dentro a afuera en el anillo exterior (en la capucha) no tienen todavía explicación, si bien su origen puede deberse a la colisión entre gases de baja y alta velocidad.
Fue descubierta por William Herschel el 17 de enero de 1787.
Más información
También se denomina como: Nebulosa Cara de Payaso .
Esta colorida nebulosa fue descubierta en 1787 por el astrónomo británico sir William Herschel. En el año 2000, el telescopio espacial Hubble tomó una fotografía de la nebulosa que la hizo famosa en todo el mundo. La imagen revela con un detalle un reborde de apariencia peluda, como la capucha de un esquimal o innuit.
Observación
Si bien es bastante brillante (magnitud +8,3), para observar algún detalle se necesita un telescopio grande con buen aumento, y probablemente un filtro nebular. De todas maneras, no se puede observar la cara, que sólo es visible mediante fotografías de elevada resolución tomadas con aparatos de gran tamaño.
Esta nebulosa se puede observar con unos simples prismáticos. Con unos prismáticos 9x63 y un cielo de magnitud límite +5,2 (así la observé yo) esta nebulosa aparece como una estrella algo desenfocada, sin detalle aparente. Podríamos decir que la nebulosa era un punto "estrelliforme" algo engordado.
Con prismáticos mayores, se puede apreciar como algo más que una estrella (algo más algodonosa), pero nada más, no espere ver detalles sin un telescopio.
NGC 2371 es una nebulosa planetaria en la constelación de Géminis. Tiene doble entrada en el Nuevo Catálogo General, por lo que lo tanto NGC 2371 como NGC 2372 se refieren a ella. También recibe el nombre de Nebulosa Gemini. Dado su diámetro de sólo 0,9 arcmin, para su observación es recomendable un telescopio con más de 100 aumentos. Fue descubierta en 1785 por William Herschel e identificada como una nebulosa por Don Pease en 1917.
Su aspecto es el de un disco irregular con una distribución de brillo desigual, envuelto en un halo de nebulosidad mayor y más tenue. Tiene una clara apariencia bipolar. La magnitud aparente de la estrella central es 14,8.
La Hamburguesa de Gómez (en inglés Gomez's Hamburger) es una protonebulosa planetaria situada en la constelación de Sagitario, a una distancia estimada de 6500 años luz de la Tierra.[1] Este tipo de nebulosas constituye un breve episodio de la evolución estelar entre la fase tardía de la rama asintótica gigante y la transformación en una verdadera nebulosa planetaria. Descubierta en fotografías del cielo en 1985 por el astrónomo Arturo Gómez desde el Observatorio de Cerro Tololo (Chile), debe su peculiar nombre a su sorprendente semejanza con una hamburguesa.
La imagen obtenida con el Telescopio Espacial Hubble permite ver la estructura de la nebulosa en alta resolución, destacando la banda oscura de polvo que la corta por la mitad. Esta banda oscura es en realidad la sombra de un grueso disco que rodea a la estrella central, y que nosotros vemos de perfil.[2] La propia estrella, con una temperatura efectiva en torno a 10.000 K, queda oculta dentro del disco. Sin embargo, la luz que emite emerge en direcciones perpendiculares al disco ilumina el polvo encima y debajo de ella. Se desconoce la razón por la cual la estrella se encuentra rodeada por este disco de polvo. Es posible que el objeto central sea en realidad una estrella binaria. Si fuera así, entonces la estrella que expulsó la nebulosa puede estar girando a gran velocidad, expeliendo el material principalmente desde sus regiones ecuatoriales.
La Nebulosa Helada de Leo es una protonebulosa planetaria (PPN), ubicado aproximadamente a 3.000 años-luz ( Davis et al. 2005 ) de distancia de la Tierra en la dirección de la constelación de Leo . [ 6 ] Su estrella central es de tipo espectral óptico K7II, [2] por sí mismo llamada IRAS 09371+1212. [5] Es inusual en que tiene una absorción característica muy profunda en el 3,1 micras y está extraordinariamente situado en más de 900 PC por encima del plano de nuestra galaxia. ( Bourke et al. 2000 ) Además, a partir de 1990, que cuenta con el único conocido PPN salida circunestelar de hielo cristalino que domina la longitud de onda del espectro de emisión a lo largo y lo conocido PPN sólo con la reflexión simétrica desviaciones del punto de la simetría axial .
La Nebulosa Homúnculo o Nebulosa del Homúnculo es una nebulosa del hemisferio sur que se encuentra rodeando la estrella Eta Carinae en la constelación «La Quilla». De forma bilobulada, también es conocida como Nebulosa de Eta Carinae. El término homunculus significa «hombre pequeño» en latín, y fue introducido por el físico y astrónomo argentino Enrique Gaviola.[1]
Se cree que está conformada por polvo estelar y gas expulsado por la estrella en una erupción detectada alrededor de 1840, época en la cual Eta Carinae constituía la segunda estrella más luminosa del firmamento nocturno; desde entonces, su brillo habría disminuido debido a la presencia de la nube. En su interior existe otra estructura llamada «el homúnculo», que se cree fue producida por una erupción de menor intensidad que tuvo lugar a finales del siglo XIX.
Se denomina Hubble V a una nebulosa en la vecina galaxia de Barnard (NGC 6822) situada a 1,63 millones de años luz en la constelación de Sagitario. Descubierta con el telescopio Espacial Hubble en 2005, Hubble V aparece como una nube de gas resplandeciente con un diámetro aproximado de 200 años luz.
La capacidad de resolución del Hubble y su sensibilidad a la luz ultravioleta revela una densa acumulación de docenas de estrellas muy calientes en la nebulosa, cada una de ellas con una masa de unas 20 veces la masa solar y una luminosidad de 100.000 veces la del Sol.[1] Estas jóvenes estrellas de apenas 4 millones de años de edad están demasiado distantes y cercanas entre sí como para que se las pueda distinguir individualmente con los telescopios con base en tierra. Además, estas estrellas masivas pierden una cantidad significativa de masa por vientos estelares que viajan a velocidades supersónicas. Estos vientos, que se estrellan en la nube de gas circundante, se piensa que juegan un papel fundamental en la formación de estrellas de menor masa.
Aunque Hubble V y la análoga Hubble X (ambas en NGC 6822) lucen extraordinariamente parecidas a la cercana Nebulosa de Orión en nuestra propia Vía Láctea, son mucho más grandes y brillantes. En definitiva, esta nebulosa permite tener una nueva perspectiva del feroz nacimiento de estrellas, un fenómeno que pudo haber sido típico en el universo primitivo.
Hubble X es una nebulosa en la galaxia de Barnard (NGC 6822), una de las galaxias más próximas a la Vía Láctea que forma parte del Grupo Local. Está situada a aproximadamente 1,63 millones de años luz en dirección a la constelación de Sagitario. Su diámetro aproximado es de 110 años luz.[1]
La imagen obtenida con el Telescopio Espacial Hubble muestra una nube brillante de forma casi circular, una región activa de formación estelar similar a la Nebulosa de Orión existente en nuestra galaxia, aunque muchas veces más brillante y grande que ésta. Contiene varios miles de estrellas recién formadas en un cúmulo central, las más brillantes de ellas fácilmente visibles en la imagen como brillantes puntos blancos. De hecho, la nube minúscula que se observa debajo de Hubble X -apenas resuelta por el telescopio-, es comparable en tamaño y brillo a la Nebulosa de Orión.
La Nebulosa de Iris (LBN[2] 487, y también NGC 7023 y Caldwell 4) es una brillante nebulosa de reflexión de la constelación de Cefeo .
NGC 7023 es en realidad el cúmulo estelar que hay dentro de la nebulosa LBN 487, que está iluminada por una estrella de magnitud +7: SAO 19158.[1]
La nebulosa brilla con una magnitud de 6,8. Se encuentra cerca de la estrella variable Mira Tau de Cefeo y de la estrella variable Beta de Cefeo.
Se encuentra a 1.300 al de distancia, y tiene un diámetro de 6.
NGC 1435, también llamada Nebulosa Mérope o Nebulosa de Tempel, es una nebulosa de reflexión difusa en el cúmulo abierto de las Pléyades, en la constelación de Tauro. Fue descubierta el 19 de octubre de 1859 por el astrónomo Wilhelm Tempel.
De magnitud aparente 13, NGC 1435 está enteramente iluminada por la estrella Merope (23 Tauri), que se halla totalmente rodeada por ella. Cerca de la estrella se encuentra un nudo brillante de aproximadamente medio arcmin de ancho, IC 349. NGC 1435 aparece en las fotografías de color azul por el fino polvo de carbono difundido por toda la nube. Aunque inicialmente se pensó que las Pléyades habían formado ésta y otras nebulosas circundantes, ahora se sabe que las Pléyades simplemente están atravesando la nebulosidad.
La nebulosa Messier 78 (también conocida como M78 o NGC 2068) es una nebulosa de reflexión en la constelación Orión. Fue descubierta por Pierre Méchain en 1780 e incluida por Charles Messier en su catálogo de objetos ese mismo año.
Características
M78 es la nebulosa difusa de reflexión más brillante de un grupo de nebulosas que incluye NGC 2064, NGC 2067 y NGC 2071. M78 es fácilmente visible en pequeños telescopios como una mancha difusa e incluye dos estrellas de magnitud 10. Estas dos estrellas, HD 38563A y HD 38563B, son responsables de hacer la nube de polvo en M78 visible al reflejar su luz.
La Nebulosa Medialuna (NGC 6888), también llamada Nebulosa Creciente o Caldwell 27, es una nebulosa de emisión en la constelación de Cygnus, situada 6º al suroeste de Sadr (γ Cygni). Se encuentra a unos 4700 años luz de distancia de la Tierra.
La Nebulosa Medialuna es una nebulosa de Wolf-Rayet, formada por el fuerte viento estelar originado por la estrella de Wolf-Rayet HD 192163 (WR 136) que choca y dinamiza el viento más lento que expulsó la estrella cuando se convirtió en una gigante roja hace unos 400.000 años. A resultas de esta colisión se ha formado una envoltura y dos ondas de choque, una moviéndose hacia afuera y otra hacia dentro. La onda de choque que se mueve hacia el interior calienta el viento estelar hasta temperaturas en donde se emiten rayos X.
NGC 1333 es una nebulosa de reflexión en la constelación de Perseus a 1000 años luz de distancia, siendo una de las regiones más próximas de formación estelar.
Las estrellas recién formadas en NGC 1333 no tienen más de un millón de años de antigüedad. Gran parte de la luz de estas estrellas está oscurecida por la oscura nube de polvo a partir de la cual se han formado. Con la utilización del Telescopio Espacial Spitzer de la NASA se ha detectado la luz infrarroja de estos objetos. Esto permite mirar a través del polvo para obtener una comprensión más detallada acerca de cómo las estrellas comienzan sus vidas.
Las estrellas de NGC 1333 no forman un único cúmulo, sino están divididas en dos subgrupos. El primero de ellos está al norte cerca de la nebulosa, mientras que el segundo se halla al sur en la zona más densa de la nube de gas.
Los rasgos verde-amarillos con forma de nódulos situados abajo en la imagen son ondas de choque resplandecientes donde chorros de material expelidos desde estrellas embriónicas entrechocan con el gas denso y frío. Se piensa que esto produce la dispersión de la nube de gas evitando que se formen más estrellas en NGC 1333. Por el contrario, la zona superior de la imagen aparece en color rojo por la luz infrarroja proveniente de polvo cálido.
Se ha detectado en el interior de un sistema estelar en formación de NGC 1333 suficiente vapor de agua como para rellenar cinco veces todos los océanos de la Tierra.[1] Este vapor de agua, localizado en la nebulosa protoestelar, se está concentrando ahora en el disco de polvo en donde se piensa que podrían estar formándose planetas, constituyendo una prueba de como el agua es depositada en los planetas.
NGC 1499 es una nebulosa de emisión en la constelación de Perseo a 1000 años luz de distancia. Se encuentra al sur de la constelación, 36' al norte de Menchib (ξ Persei). Por su forma recibe también el nombre de Nebulosa California, ya que recuerda el contorno de ese estado de Norteamérica. Aunque tiene 2,5º de longitud, debido a su bajo brillo superficial como mejor se la aprecia es en fotografías de larga exposición. A simple vista sólo es posible observarla en noches especialmente oscuras.
El color rojo de la nebulosa es ante todo Hα (Hidrógeno alfa). Con una longitud de onda de 656,3 nm, esta luz proviene de átomos de hidrógeno en donde un electrón excitado del átomo regresa a un nivel de baja energía, liberándose un fotón de esa longitud de onda. Presumiblemente sea la antes citada Menchib, de tipo espectral O, la estrella responsable de su iluminación.[1]
Fue descubierta en el año 1885 por Edward Emerson Barnard.
NGC 1748 es una nebulosa de emisión en la Gran Nube de Magallanes, galaxia que forma parte del Grupo Local. Visualmente se encuentra en la constelación de Dorado.
Las estrellas jóvenes emiten tal cantidad de energía que empujan y dispersan el gas y el polvo que forma la nebulosa. En los últimos cientos de miles de años, estas estrellas han alterado la forma de burbuja de la nebulosa y probablemente destruirán la nebulosa en unos pocos millones de años.[1]
De especial interés es una región brillante, rodeada por un anillo de polvo de color rosáceo, que aparece a la izquierda en la imagen. El centro de esta región está siendo despejada por el viento estelar de la estrella que se halla en su centro, 30 veces más masiva y 200.000 veces más luminosa que el Sol. La cavidad formada tiene un diámetro de unos 25 años luz. Una línea de polvo más frío conecta NGC 1748 con una nebulosa difusa más grande que se encuentra a su derecha llamada DEM22d.[2]
NGC 1748 fue descubierta en el año 1836 por John Herschel.
NGC 1990 es una Nebulosa de reflexión siendo una nube molecular de Epsilon Orionis. Los vientos estelares de Epsilon Orionis, o Alnilam, expanden la nebulosa aproximadamente a 2000 km/s, mas de 20 millones de veces que el viento estelar del Sol.
NGC 2346 es una nebulosa planetaria en la constelación de Monoceros, el unicornio, distante unos 2000 años luz de la Tierra.[1] Por su forma característica recibe el nombre de Mariposa NGC 2346, siendo Nebulosa Mariposa un sobrenombre utilizado para diferentes nebulosas cuya forma recuerda las alas de este insecto. Con un telescopio de aficionado resulta un objeto grande pero tenue, por lo que es recomendable el uso de un filtro para nebulosas.[2] NGC 2346 fue descubierta por William Herschel en 1785.
En el centro de esta nebulosa bipolar se encuentra una estrella binaria espectroscópica cuyas componentes, muy próximas entre sí, giran una en torno a la otra cada 16 días. Hace millones de años, probablemente las estrellas estaban más separadas. La estrella más masiva fue la primera en evolucionar, transformándose en una gigante roja que abarcó a su compañera, lo que provocó que giraran más cerca y puso en marcha un proceso responsable de la forma que hoy vemos. La estrella menos masiva, al caer en espiral hacia una órbita interior, expulsó anillos de gas. Una vez que el núcleo de la estrella gigante quedó al descubierto, fuertes vientos estelares inflaron dos enormes burbujas de gas creando el aspecto de mariposa.[3] [2]
Dentro de miles de millones de años, nuestro Sol llegará a ser una gigante roja e igualmente emitirá una nebulosa planetaria, pero probablemente no con forma de mariposa ya que nuestra estrella no forma parte de un sistema binario.
NGC 2359 es una nebulosa de emisión en la constelación de Canis Major situada a algo más de 8 grados de Sirio (α Canis Majoris). Su inusual forma, semejante al casco de un guerrero vikingo, ha llevado a que sea conocida también como Nebulosa del Casco de Thor. Puede ser observada, en cielos oscuros, con telescopios pequeños a 47x con la ayuda de filtros del tipo Oxígeno III.
La estrella que se encuentra en el interior de la burbuja, denominada WR 7 (HD 56925), posee magnitud aparente 11,5. Es una estrella de Wolf-Rayet y es la fuente que ilumina esta nebulosa de Wolf-Rayet. La nebulosidad es el resultado de la interacción entre el viento estelar procedente de la caliente estrella y la materia interestelar. El viento comprime la materia interestelar produciéndose una burbuja de gas en torno a la estrella. La masa de la burbuja se estima en unas 20 masas solares.[1] Aunque de naturaleza similar a la Nebulosa Burbuja (NGC 7635), la interacción con una nube molecular vecina parece haber contribuido a moldear la compleja forma de la nebulosa.
NGC 2440 es una nebulosa planetaria en la constelación de Puppis, la popa del Argo Navis. Se encuentra a unos 4000 años luz de distancia de la Tierra.[1] Fue descubierta el 4 de marzo de 1790 por William Herschel.
La nebulosa ha sido creada por una estrella similar al Sol en los últimos estadios de su vida. Ha expulsado sus capas exteriores que han formado un "capullo" alrededor del núcleo estelar. La luz ultravioleta proveniente de la estrella hace que el material resplandezca.[2]
En la imagen se aprecia un punto blanco en el centro, el núcleo estelar remanente convertido en una enana blanca.[3] Es uno de los más calientes que se conocen, con una temperatura superficial cercana a los 200.000 K.[1] La estructura irregular de la nebulosa sugiere que la estrella expulsó sus capas por partes. En cada estallido, el material fue arrojado en una dirección diferente.
NGC 2867 es una nebulosa planetaria en la constelación de Carina situada 1,2º al nor-noroeste de Aspidiske (ι Carinae). La estrella central es una estrella de Wolf-Rayet[1] con una temperatura efectiva en torno a 145.000 K.[2] Su edad puede no ser superior a 2750 años.
El espectro ultravioleta de NGC 2867 obtenido con el observatorio espacial IUE es uno de los más complejos que se conocen. Se han identificado más de 80 rasgos distintivos en su espectro de alta dispersión. La detección de líneas de OVIII se cree que requieren una corona o un fuerte viento estelar, aunque no se observa un perfil P Cygni, característico de una capa de gas en expansión o de un fuerte viento estelar.[3]
NGC 2867 fue descubierta el 1 de abril de 1834 por John Herschel. En un principio pensó que podía tratarse de un nuevo planeta, pero dado que su posición permanecía fija a lo largo del tiempo, tuvo que descartar esta posibilidad.[4]
NGC 3918 es una nebulosa planetaria de magnitud aparente 8,1 situada en la constelación de Centaurus, 2,5º al noreste de Decrux (δ Crucis). En un telescopio de 25 cm, utilizando entre 75 y 120x, aparece como un pequeño disco azul pálido similar al de Neptuno.[1]
El Telescopio Espacial Hubble muestra a NGC 3918 con una envoltura exterior aproximadamente esférica. También permite ver un globo interior alargado, formado por el fuerte viento estelar proveniente de la caliente estrella central, que está comenzando a irrumpir fuera de la envoltura esférica por arriba y por abajo de la imagen.[2]
La envoltura o globo interior, con forma de eje, está ligeramente inclinada respecto al plano del cielo. Partiendo de las regiones polares de esta envoltura, se encuentra un chorro de materia con dos extremos, cuya velocidad de expansión aumenta de forma lineal con la distancia, desde 50 a 100 km/s. Este chorro probablemente es coetáneo con la envoltura interna, sugiriendo que su formación puede adscribirse a los mismos procesos que dieron lugar a la nebulosa principal, y que no se ha originado en un episodio posterior.[3]
NGC 3918 se encuentra a cerca de 3000 años luz de distancia de la Tierra, siendo su diámetro aproximado de unos 0,3 años luz. Fue descubierta por John Herschel en 1834.
NGC 4361 es una nebulosa planetaria en la constelación de Corvus situada a unos 4300 años luz de distancia. Por su contorno exterior semejante a los brazos de una galaxia espiral y por su localización al sur del Cúmulo de Virgo puede ser confundida con una galaxia.
De color azulado, la nebulosa NGC 4361 está formada por las capas exteriores de gas arrojadas por la estrella de magnitud 12,8 que se halla en su centro. La estrella, con la fusión nuclear casi agotada, se está enfriando y encogiendo, entrando en la fase de enana blanca.
NGC 4361 fue descubierta en el año 1785 por William Herschel.
NGC 5189 es una nebulosa planetaria en la constelación de Musca distante unos 3000 años luz de la Tierra. Se encuentra 1,75˚ al sudeste de la estrella m Centauri. Vista desde el telescopio tiene forma en S y es marcadamente simétrica. Por ello también se la conoce como Nebulosa planetaria espiral. En su centro se encuentra la estrella caliente HD 117622.
Fue descubierta por James Dunlop en 1826. Cuando John Herschel la observó en 1835, la describió como un objeto "extraño". No fue identificada inmediatamente como una nebulosa planetaria, pero en su espectro se observaron líneas de emisión de helio ionizado, hidrógeno, azufre y oxígeno. Todos estos son elementos que se forman dentro de la estrella cuando envejece y muere.
NGC 5307 es una nebulosa planetaria de magnitud aparente 11,2 situada en la constelación de Centaurus. Se encuentra a unos 10.000 años luz de distancia de la Tierra.[1] La velocidad de expansión de la nebulosa es muy baja, en torno a 15 km/s.[2]
La imagen de NGC 5307 tomada por el Telescopio espacial Hubble permite ver su estructura en molinete o espiral. La nebulosa es marcadamente simétrica: cada bolsa visible de gas en la zona superior de la imagen tiene su contrapartida en la zona inferior.[1] Se piensa que una nebulosa planetaria espiral se forma por una enana blanca existente en su centro que expulsa chorros de gas simétricos a gran velocidad.[3]
El estudio de la abundancia de distintos elementos químicos en la nebulosa ha mostrado que los contenidos de hidrógeno, helio, carbono y oxígeno son prácticamente independientes de la temperatura. Por el contrario, las abundancias de nitrógeno, neón, azufre, cloro y argón -en relación al contenido de hidrógeno- dependen en gran medida de la estructura de temperatura de la nebulosa.[2] Su composición química indica que la fusión nuclear en la estrella central no ha ido más allá de una conversión parcial de carbono en nitrógeno. En concreto, la relación helio/hidrógeno es muy similar a la existente en el medio interestelar cuando se formó la estrella progenitora.
NGC 5315 es una nebulosa planetaria de magnitud aparente 9,8 situada en la constelación austral de Circinus, el compás. La estrella central, de magnitud 14, es claramente visible en su centro.
NGC 5315 presenta un aspecto caótico, con una estructura con forma de X. Esta forma sugiere que la estrella expulsó el material durante dos distintos episodios en dos direcciones diferentes. Cada erupción lanzó pares de eyecciones diametralmente opuestas.[1]
NGC 5315 se encuentra a unos 7000 años luz de distancia de la Tierra. Fue descubierta en el año 1883 por Ralph Copeland.
NGC 5882 es una nebulosa planetaria en la constelación de Lupus. Fue descubierta en 1834 por John Herschel.
Imágenes obtenidas con el Telescopio Espacial Hubble y el New Technology Telescope (NTT) muestran como NGC 5882 parece estar formada por una envoltura interna elíptica brillante rodeada por una envoltura externa esférica más débil de un diámetro aproximado de 15 arcsec. La superficie del borde interior parece estar formado por varias estructuras parecidas a una burbuja.[1] La estrella central no está en el centro de simetría sino desplazada hacia su lado occidental, lo que puede deberse a inestabilidad en el proceso de pérdida de masa y/o a la interacción con una estrella acompañante.
NGC 5979 es una nebulosa planetaria en la constelación de Triangulum Australe cerca del límite con la constelación de Norma. Fue descubierta el 24 de abril de 1835 por John Herschel.
De apariencia ligeramente elíptica, la distancia estimada de NGC 5979 a la Tierra, basada en emisiones metálicas, es de cerca de 11.700 años luz. Las estrellas como el Sol pasan la mayor parte de sus vidas convirtiendo el hidrógeno en helio. Cuando se agota el hidrógeno en su núcleo, se expanden y enfrían, transformándose en gigantes rojas y comienzan a desprenderse de grandes cantidades de gas y polvo a través de un suave viento estelar. Cuando la estrella se ha desprendido de la mayor parte de su masa, la estrella se calienta de nuevo iluminando el material expulsado, a la vez que un viento estelar mucho más fuerte barre el capullo de material oscuro y nace la nebulosa planetaria.
NGC 6210 es una nebulosa planetaria en la constelación de Hércules, situada 4º al NE de Kornephoros (β Herculis). Con un brillo superficial de 15.1 mag/arcsec2 sólo puede ser observada con un telescopio de al menos 150 mm de apertura. Se encuentra a 6500 años luz del sistema solar.[1] Fue descubierta en 1825 por Friedrich Georg Wilhelm Struve.
Imágenes obtenidas con el Telescopio Espacial Hubble (imagen de la derecha) muestran la peculiar forma de la nebulosa, que recuerda a una tortuga que se ha tragado una concha.[2] Se pueden observar chorros de gas caliente fluyendo a través de aberturas en una cubierta gaseosa más antigua y fría.[1] La estrella central, visible en el centro de la nebulosa, se encuentra en las etapas finales de su vida, habiendo expulsado sus capas externas. La imagen inferior muestra la compleja estructura que rodea a la estrella moribunda.
NGC 6578 es una tenue nebulosa planetaria en la constelación de Sagitario de magnitud aparente 13. Se encuentra a una distancia de 8050 años luz de la Tierra.[1]
En la banda V, NGC 6578 muestra un núcleo brillante del que surgen dos bulbos -por donde parece escapar materia- a lo largo de un único eje que pasa por la estrella central. Estos lóbulos están dispuestos juntos a las regiones del halo -la zona exterior de la nebulosa- con menor brillo. Se piensa que pueden ser lugares donde el núcleo interior está menos confinado por el halo.[2]
Asimismo, se observan unos nódulos brillantes que parecen estar asociados a uno de los lóbulos antes citados. Dos de estos nódulos están muy próximos entre sí, pudiendo estar físicamente relacionados. Todos estos nódulos parecen tener "colas" que apuntan lejos de la estrella central y lejos de la zona donde parece fluir materia. Son similares a las que existen en la Nebulosa de la Hélice, pero mucho menos numerosos.
NGC 6751 es una nebulosa planetaria en la constelación de Aquila, a unos 6500 años luz de distancia de la Tierra. La nebulosa se ha formado por el viento estelar y la radiación provenientes de la estrella central, tremendamente caliente, cuya temperatura superficial es de 140.000 K. El diámetro actual de NGC 6751 es aproximadamente de 0,8 años luz o 600 veces el tamaño del sistema solar.[1]
Imágenes obtenidas con el Telescopio Espacial Hubble muestran varios rasgos notables y poco comprendidos en la nebulosa. Las regiones azules señalan el gas más caliente que forma un anillo más o menos circular en torno a la estrella central. En naranja y en rojo aparecen los lugares con gas más frío, que tiende a estar en largos rayos que apuntan de dentro a fuera y en el anillo irregular que rodea el borde exterior de la nebulosa. El origen de estas nubes más frías dentro de la nebulosa es incierto, pero los rayos son clara evidencia de que la radiación y los vientos estelares influyen en su forma.[2]
Fue descubierta en 1863 por Albert Marth.
NGC 6790 es una nebulosa planetaria en la constelación de Aquila, el águila, de magnitud aparente 10. Se está expandiendo a una velocidad de unos 40 km/s y su estrella central brilla con magnitud 11.
Visualmente, la apariencia de NGC 6790 es bastante uniforme, e igualmente en radiofrecuencias aparece como un objeto simétrico. Se piensa que es una nebulosa relativamente joven, con una edad estimada de 6000 años. La temperatura efectiva de la estrella central puede estar en torno a los 85.000 K. Se considera que esta nebulosa es un buen prototipo de nebulosas planetarias jóvenes, densas y de alto brillo superficial.
NGC 6818 es una nebulosa planetaria en la constelación de Sagitario de 48 arcsec de diámetro, situada a unos 10º del cúmulo globular M75. Se encuentra a unos 6000 años luz de distancia de la Tierra. Fue descubierta el 8 de agosto de 1787 por William Herschel.
Imágenes obtenidas con el Telescopio Espacial Hubble muestran una cubierta exterior de forma aproximadamente esférica y una burbuja interior de forma ovalada. Los astrónomos piensan que un fuerte viento estelar proveniente de la estrella central está creando la forma interior alargada, que de hecho está "escapando" por los dos extremos del eje mayor (en la figura, abajo derecha y arriba izquierda).[1]
La estrella central, de magnitud aparente 16,1, podría haber sido una estrella similar al Sol, al menos en cuanto a su composición química. Excepto carbono y nitrógeno, más abundantes que en el Sol, el resto de los elementos químicos presentan aproximadamente la misma proporción que en nuestra estrella. Se piensa que la estrella central tiene características similares a las de una estrella de Wolf-Rayet con una temperatura efectiva de al menos 140.000 K.[2]
NGC 6818 es casi gemela a NGC 3918, nebulosa planetaria también con dos estructuras visibles, una interior alargada y una exterior cuasi-esférica.
NGC 6884 es una nebulosa planetaria en la constelación de Cygnus de magnitud aparente 12,5. La distancia a la que se encuentra varía entre 4.600 y 15.700 años luz según la fuente consultada, pudiéndose adoptar la distancia de 6.500 años luz como valor medio entre las distintas distancias publicadas.[1]
La imagen de la nebulosa muestra un brillante núcleo elíptico con dos lóbulos de emisión de intensidad diferente, orientados aproximadamente en dirección este-oeste, rodeados por un halo extendido de unos 70 segundos de arco de tamaño. Las imágenes en alta resolución demuestran que la nebulosa es extremadamente grumosa y filamentosa, y que posee un caparazón central elíptico. Todos los datos concuerdan con que las espirales representan dos flujos bipolares con una velocidad de expansión constante de unos 55 km/s, pero existiendo un movimiento de precesión cuyo período es uno de los más cortos que se conocen.[1]
La estrella central, de magnitud de 15,6, tiene una temperatura efectiva aproximada de 100.000 K.[2] Las determinaciones de los contenidos de distintos elementos químicos sugieren un enriquecimiento en carbono, nitrógeno y neón, y un empobrecimiento en cloro y azufre.[2]
Este objeto tiene una entrada doble en el catálogo NGC: como NGC 6884 y como NGC 6766. Esta nebulosa fue descubierta en el año 1883.
NGC 6891 es una pequeña nebulosa planetaria en la constelación de Delphinus. De magnitud aparente 10,7 y con un diámetro de sólo 0,35 arcmin, para su observación es recomendable un telescopio con más de 100 aumentos para que el objeto deje de ser puntual. La estrella central es de magnitud 12,5.
Fue descubierta en el año 1884 por Ralph Copeland.
NGC 7027 es una nebulosa planetaria en la constelación de Cygnus a unos 3000 años luz de distancia de la Tierra.
La imagen tomada con el Telescopio Espacial Hubble es un registro de la agonía de una estrella. Inicialmente, la expulsión de las capas exteriores de la estrella, cuando ésta era una gigante roja, se llevó a cabo a un ritmo pausado, dando lugar a unas nubes concéntricas de forma esférica.[1] Esto culminó con la expulsión final de todas las capas remanentes, dando lugar a las regiones interiores más brillantes de la imagen, en un episodio que produjo nubes de polvo con forma no-esférica. Lo que queda de la estrella es una enana blanca que aparece como un punto blanco en el centro de la nebulosa.
Fue descubierta en 1878 por Edouard Jean-Marie Stephan.
NGC 7354 es una nebulosa planetaria en la constelación de Cepheus de magnitud aparente 12,2. La estrella central tiene una magnitud de 16,5. Fue descubierta en 1787 por William Herschel
La nebulosa Ojo de gato (NGC 6543) es una nebulosa planetaria en la constelación del Dragón. Estructuralmente es una de las nebulosas más complejas conocidas habiéndose observado en imágenes de muy alta resolución del Telescopio Espacial Hubble mostrando chorros de material y numerosas estructuras en forma de arco.
Fue descubierta por William Herschel el 15 de febrero de 1786 y fue la primera nebulosa planetaria cuyo espectro fue por primera vez investigado siendo esta labor realizada por el astrónomo amateur William Huggins en 1864.
Los estudios modernos revelan una naturaleza compleja con intrincadas estructuras que podrían estar causadas por material eyectado por una binaria acompañando a la estrella central. Sin embargo no hay evidencias directas de la presencia de dicha compañera estelar. También las medidas de abundancias de elementos químicos revelan una importante discrepancia entre las medidas obtenidas por diferentes métodos indicando que hay aspectos de esta nebulosa que permanecen todavía sin ser comprendidos.
Observacional
Con prismáticos de 9x63 con un cielo de magnitud límite aproximada de +5,2, este objeto se puede observar con un ligero efecto de parpadeo y un punto estrelliforme, quizás algo desenfocado, como toda nebulosa planetaria.
Con unos prismáticos de 10x50 posee un aspecto de una estrella desenfocada, siempre bajo cielos limpios y sin polucionar.
Información general
NGC 6543 es una nebulosa planetaria muy estudiada. Es relativamente brillante con una magnitud aparente de 8.1, y también con una temperatura de brillo elevada. Se encuentra en las coordenadas de ascensión recta 17h 58.6m y declinación +66°38'. La alta declinación significa que es fácilmente observable desde el hemisferio norte, donde la mayoría de los grandes telescopios han sido construidos. Curiosamente se halla en el polo N de la eclíptica del Sistema Solar, por lo que las representaciones que muestran cómo se vería éste desde "arriba" muestran cómo se vería desde allí[5]
Mientras que la nebulosa interior más brillante tiene un tamaño relativamente reducido de 20 segundos de arco en diámetro, posee un halo extenso con material eyectado de la estrella central durante la etapa de gigante roja. El halo se extiende unos 386 arcseconds (6,4 minutos de arco).
Las observaciones muestran que el cuerpo principal de la nebulosa tiene una densidad de unas 5000 partículas/cm³ y una temperatura de 8.000 K 1. El halo exterior tiene una temperatura algo superior de 15.000 K y una densidad muy inferior.
La estrella central en NGC 6543 es una estrella de tipo espectral O con una temperatura en la fotosfera de 80.000 K. Su brillo es aproximadamente 10.000 veces más luminosa que el Sol con un radio de 0,65 el radio solar. Diversos análisis espectroscópicos muestran que la estrella pierde masa rápidamente por un fuerte viento estelar a un ritmo de 3,2×10−7 masas solares por año - 20 trillones de t/s. La velocidad de este viento de partículas es de 1900 km−1. Los cálculos y modelos teóricos indican que la estrella central posee actualmente una masa solar pero los cálculos de su evolución teórica implican una masa inicial de 5 masas solares2.
Observaciones infrarrojas
Las observaciones de NGC 6543 en longitudes de onda infrarrojas muestran la presencia de una polvo estelar y gas a baja temperatura. Se piensa que el polvo se formó en las últimas fases de la vida de la estrella progenitora. Este polvo absorbe luz de la estrella central reemitiendo la energía en longitudes infrarrojas. El espectro de emisión infrarrojo permite deducir temperaturas de 70 K.
Las emisiones infrarrojas revelan la presencia de material no ionizado como hidrógeno molecular (H2). En muchas nebulosas planetarias la emisión molecular es mayor a distancias mayores de la estrella donde el material deja de estar ionizado. En el caso de NGC 6543 la emisión de hidrógeno es más intensa en el límite interior del halo exterior. Esto es posiblemente debido a ondas de choque excitando el H2 a medida que impactan a diferente velocidad con el halo.3
Observaciones ópticas y ultravioletas
Imagen en falso color de NGC 6543 tomada por la cámara ACS del Telescopio Espacial Hubble.
NGC 6543 ha sido extensamente observada en el ultravioleta y en las longitudes de onda del visible. Las observaciones espectroscópicas en estas longitudes de onda permiten determinar las abundancias de diferentes especies químicas, así como intrincadas estructuras de la nebulosa.
La imagen en falso color del HST resalta las regiones de alta y baja concentración de iones. Tres imágenes fueron tomadas en filtros que aislaban la luz emitida por iones de hidrógeno en 656.3 nm, nitrógeno ionizada en 658.4 nm y oxígeno doblemente ionizado en 500.7 nm. Las imágenes fueron combinadas en canales rojo, verde y azul respectivamente. La imagen revela dos capas de material menos ionizado en los límites de la nebulosa.
Observaciones en rayos X
El Observatorio de rayos X Chandra ha revelado la presencia de gas extremadamente caliente alrededor de NGC 6543. Se cree que el gas caliente es producido por la violenta interacción entre el viento estelar y el material expulsado anteriormente. Esta interacción ha vaciado en gran medida el interior de la nebulosa dejando un espacio menos denso en forma de burbuja.
Las observaciones de Chandra han revelado también una fuente puntual de intensos rayos X en la posición de la estrella. Ésta no debería emitir tan intensamente en esta longitud de onda por lo que el elevado flujo de rayos X resulta algo misteriosa. Una posibilidad interesante es que los rayos X podrían ser producidos en un hipotético disco de acreción alrededor del sistema binario4.
Distancia
Las distancias a las nebulosas planetarias no son tan fáciles de identificar como en el caso de algunas estrellas. Muchos de los métodos utilizados para estimar estas distancias se basan en hipótesis generales que pueden ser inadecuadas para el objeto específico bajo estudio.
En años recientes sin embargo, las observaciones de mayor precisión realizadas con telescopios como el Hubble, han permitido mejorar estas estimaciones. Todas las nebulosas planetarias se expanden, y las observaciones del mismo objeto en años diferentes y con suficiente resolución angular, permiten medir el ritmo de crecimiento de la nebulosa sobre el cielo. Esta expansión es normalmente muy pequeña, unos pocos milisegundos de arco por año o menos.
Pero los métodos espectroscópicos permiten calcular la velocidad de expansión de una nebulosa planetarias a partir del efecto Doppler. Por lo tanto, comparando la expansión angular con la velocidad de expansión medida por efecto Doppler, permite calcular la distancia a la nebulosa.
En el caso de NGC 6543, las observaciones del telescopio espacial Hubble a lo largo de varios años han permitido estimar su ritmo de expansión en 10 milisegundos de arco por año con velocidades de expansión a lo largo de la línea de visión de 16.4 km/s. Combinando ambos resultados resulta una distancia entre la Tierra y la Nebulosa "Ojo de gato" de 1000 pársecs5.
Edad
El ritmo de expansión angular de la nebulosa puede ser utilizado para estimar la edad de ésta. Si la expansión ha procedido a ritmo constante, para alcanzar un diámetro de 20 segundos de arco a un ritmo de 10 milisegundos de arco por año, la nebulosa se habría formado hace unos 1000 años5. Probablemente esta edad es solo un límite superior ya que el material expulsado podría haberse desplazado a mayor velocidad en el pasado siendo frenado por su interacción con el medio interestelar.
Composición química
Como la mayoría de los objetos astronómicos NGC 6543 está formada sobre todo por hidrógeno y helio, con elementos pesados tan solo presentes en pequeñas cantidades. La composición exacta puede ser estudiada mediante el análisis espectroscópico de la luz procedente de la nebulosa. Las abundancias se expresan generalmente relativas al hidrógeno, el elemento más abundante.
Diferentes estudios indican que la proporción de helio frente hidrógeno en la Nebulosa del Ojo de Gato es de 0.12, el carbono y el nitrógeno tienen abundancias de 3×10−4, y el oxígeno tiene una abundancia de 7×10−4. Estos valores son típicos dentro de las nebulosas planetarias con concentraciones de carbono, nitrógeno y oxígeno más abundantes que en una estrella como el Sol debido a los efectos de la nucleosíntesis que enriquece la atmósfera estelar en elementos pesados que son luego expulsados formando la nebulosa planetaria1,6.
El análisis más detallado muestra que la nebulosa contiene también una pequeña cantidad de material altamente enriquecido en elementos pesados.
Cinemática y morfología de la nebulosa
NGC 6543 es una nebulosa de gran complejidad estructural. Los mecanismos capaces de moldear todas sus formas no se comprenden con claridad. La porción más brillante interior está causada por la interacción del viento estelar con el material expulsado durante la formación de la nebulosa. En este proceso se emiten gran cantidad de rayos X. El viento estelar vacía de manera inhomogénea el interior de la nebulosa.7
Dado que la estrella central presenta signos de poder ser un sistema binario la interacción entre ambas estrellas contribuye también a moldear las estructuras interiores de la nebulosa. En este caso podría existir un disco de acrecimiento con material fluyendo de una estrella a la otra y con fenómenos de eyección por las regiones polares de la estrella acretando material. Estos chorros de eyección estarían sometidos a movimientos de precesión que podría contribuir a formar las estructuras en forma de filamento presentes en la nebulosa.8
Más allá de la nebulosa interior el halo exterior envuelve el sistema en una serie de anillos concéntricos formados en etapas anteriores de la formación de la nebulosa planetaria, cuando la estrella interior estaba en la rama asintótica de las gigantes rojas del diagrama de Hertzsprung-Russell. Los anillos están uniformemente distribuidos por lo que tan solo habría un único mecanismo responsable de su formación a intervalos regulares.9 Más lejos todavía se puede apreciar un halo de material más tenue. es una de las más grandes sabiendo los datos que ya hemos dado anteriormente
NGC 6334 (también conocida como Nebulosa Pata de Gato) es una nube de gas radiante o Nebulosa de emisión que parece la gigantesca huella de un gato cósmico recorriendo el Universo. esta localizada en la constelación del Escorpión.[1] Fue descubierta por el astrónomoJohn Herschel en 1837, quien la observó por primera vez desde el observatorio de Cabo de Buena Esperanza en Sudáfrica.[2]
La nebulosa NGC 6334 está a unos 5.500 años-luz de distancia en la dirección de la constelación del Escorpión, cubre un área del cielo un poco mayor que la de la Luna llena. La nube tiene una extensión de unos 50 años-luz. La nebulosa se aprecia de de color rojo, proveniente prevalentemente del gas de hidrógeno incandescente.
La Nebulosa Reloj de Arena (MyCn 18) es una joven nebulosa planetaria en la constelación de Musca distante 8000 años luz de la Tierra. Fue descubierta por Annie Jump Cannon y Margaret W. Mayall cuando trabajaban sobre el catálogo de Henry Draper.
Se piensa que la forma de la Nebulosa Reloj de Arena se debe a la expansión muy rápida de viento estelar sobre una nube de expansión más lenta y que es más densa cerca de su ecuador que de sus polos. Imágenes obtenidas con el Telescopio Espacial Hubble permiten observar el anillo brillante central, cuyo eje de simetría es totalmente diferente que el del resto de la estructura. Igualmente, la estrella central, responsable de la formación de la nebulosa, aparece claramente descentrada.[1] Estas y otras observaciones se apartan de los modelos teóricos sobre formación de nebulosas planetarias. Los efectos gravitatorios de una estrella acompañante e invisible podrían explicar la compleja estructura de MyCn18.
La Nebulosa Saturno (NGC 7009) es una nebulosa planetaria en la constelación de Acuario, situada un grado al oeste de ν Aquarii. El nombre de Nebulosa Saturno se debe a su apariencia semejante al planeta Saturno, con sus anillos, visto de perfil.
La Nebulosa Saturno destaca por sus proyecciones con forma de asa, observadas también en otras nebulosas como NGC 6826, que surgen a partir del disco central desde lados opuestos. La estrella central, relativamente luminosa, tiene magnitud aparente 11,5, con una luminosidad visual unas 20 veces mayor que la del Sol. Su tenue brillo se debe a la distancia que nos separa de ella y a que emite la mayor parte de su radiación como luz ultravioleta. Enormemente caliente, tiene una temperatura de 90.000 K, y constituye el núcleo central de lo que una vez fue una estrella gigante de gran tamaño; la nebulosa que vemos hoy no es otra cosa que las capas interiores de la estrella expulsadas, modeladas por los restos del viento estelar procedente de la estrella. Con el paso del tiempo, irá perdiendo brillo hasta convertirse en una de las muchas enanas blancas que pueblan el cosmos.No se sabe con certeza su distancia respecto a la Tierra, estimándose entre 2.400 y 3.900 años luz.
Las nebulosas planetarias como NGC 7009 se forman en la etapa final de la vida de una estrella de masa media. Es una etapa muy breve, en donde la estrella, una vez expulsadas sus capas exteriores, comienza a colapsar y su temperatura aumenta. La radiación emitida actúa como un viento estelar que arrastra la atmósfera exterior de la estrella.
NGC 7009 fue descubierta en el año 1782 por William Herschel, constituyendo uno de sus primeros descubrimientos. Fue llamada así por Lord Rosse en la década de 1840, cuando los telescopios habían mejorado hasta el punto de que la forma de Saturno podía ser discernida.
La Nebulosa Stingray (Mantarraya) es una nebulosa planetaria en la constelación de Ara, el altar, distante unos 18.000 años luz de la Tierra. Formalmente es conocida como Hen 3-1357. Es la nebulosa más joven que se conoce,[1] pues su estrella central empezó a iluminar el gas hace sólo 20 años. En 1971 estaba clasificada como una estrella supergigante azul de tipo B1, pero en 1989 el IUE descubrió que se había transformado en una nebulosa planetaria.[2] La nebulosa es unas 130 veces más grande que nuestro sistema solar, pero su tamaño es tan sólo una décima parte del de otras nebulosas planetarias conocidas.
La imagen obtenida con el Telescopio Espacial Hubble revela una compleja estructura que incluye un anillo y burbujas de gas. La estrella central aparece rodeada por un anillo de color verde (OIII). Los arcos de color rojo corresponden a NII calentado por la onda de choque del viento estelar de la estrella central. La luz roja del hidrógeno (H-beta) se ha representado en azul.[3]
En 1995 se observó que la estrella central estaba evolucionando rápidamente hacia una enana blanca de tipo DA, habiendo disminuido su brillo por un factor de 3 entre 1987 y 1995. Tiene una estrella acompañante a 0,3 arcsec de separación angular, con la que forma un sistema binario. Se estima que la masa de la estrella central es de 0,6 masas solares y que la masa de la nebulosa es de 0,015 masas solares.
La Nebulosa Trífida[1] (también conocida como Messier 20 y NGC 6514) es una región H II en la constelación de Sagitario. Fue descubierta por Guillaume Le Gentil en el año 1750. El nombre de la nebulosa significa "dividido en tres lóbulos", dado que la caracterísitica sobresaliente es el aspecto de tres lóbulos brillantes separados por oscuras líneas de polvo. La nebulosa Trífida, que es una nebulosa tanto de emisión como de reflexión, tiene un brillo aparente de 6.3 magnitudes. La nebulosa está relativamente cercana, a unos 1.700 pársecs, algo así como 5.500 años luz.[2] Su edad estimada es de 300.000 años, lo que la convierte en una zona de formación estelar extremadamente joven.
Messier 20 es una de las grandes nebulosas gaseosas que hay en la región de Sagitario; se encuentra próxima de la Nebulosa de la Laguna (M8). En el centro de la nebulosa Trífida se puede ver el núcleo del cúmulo abierto Collinder 360 (C1759-230), cuya estrella dominante es HD164492A, una estrella enana azul de tipo espectral O. Junto a HD 164492A, en un círculo de 15" de radio, hay al menos otras 6 estrellas menos brillantes pero todas con características que demuestran juventud. En el corazón de la nebulosa se han descubierto numerosos objetos estelares jóvenes, discos protoplanetarios y objetos Herbig-Haro. De estos últimos se encuentra el notable HH399, ubicado en la cabeza de un pilar de polvo fotoevaporado por la radiación ionizante de la estrella HD 164492A.
En las visiones con el telescopio del aficionado o en fotografías convencionales de larga exposición (ver galería) de la nebulosa Trífida se pueden apreciar dos coloraciones diferenciadas: azuladas (por fuera) y rojizas (hacia el centro). Las primeras se deben a la luz estrellas cercanas reflejada por el polvo de la nebulosa. Estas estrellas son relativamente templadas y por lo tanto su capacidad de ionización es reducida. La coloración rojiza hacia el centro es causada por la emisión producida en el proceso de recombinación del hidrógeno en la región HII excitada por la presencia de la estrella de tipo O HD164492A.
NGC 7662 es una nebulosa planetaria en la constelación de Andrómeda situada 2,5º al oeste-suroeste de la estrella ι Andromedae. Es conocida también con el sobrenombre Nebulosa Bola de Nieve Azul. De magnitud aparente 9, es una de las nebulosas planetarias más fáciles de observar con pequeños instrumentos. La estrella central es una estrella variable cuyo brillo oscila entre magnitud 12 y 16. Fue descubierta en 1784 por William Herschel.
El color azul de NGC 7662 es frecuente en las nebulosas planetarias. La luz ultravioleta emitida por la caliente estrella central excita el gas de la nebulosa, el color azul originado por la intensa emisión del oxígeno. En la imagen de la derecha, obtenida con el Telescopio Espacial Hubble, se aprecia este color ya que los colores son reales.
NGC 2818 es una nebulosa planetaria ubicada en la constelación austral de Pyxis (la brújula). Gran parte de la nebulosa está constituida por los gases expulsados por las capas exteriores de una estrella al final de su vida. Ahora esta estrella es una enana blanca ubicada en el centro de la nebulosa.
A menudo es citado como un miembro de un cúmulo abierto,[3] sin embargo, las diferencias entre la velocidad radial de la nebulosa planetaria y este cúmulo abierto sugieren una alineación aparente de los dos astros, provocado sólo por nuestra posición en el espacio. El caso es otro ejemplo de un par superpuesto, uniéndose al famoso caso de NGC 2438 y M46.
En parte debido a su pequeña masa total, los cúmulos abiertos presentan una cohesión relativamente pobre. En consecuencia, los cúmulos abiertos tienden a dispersarse después de un tiempo relativamente corto, normalmente en unos 10 millones de años, debido a influencias gravitatorias externas además de otros factores. En condiciones excepcionales, los cúmulos abiertos pueden permanecer intactos por hasta 100 millones de años.
Los modelos teóricos predicen que las nebulosas planetarias se pueden formar por estrellas de la secuencia principal de entre 1 y 8 masas solares, lo que pone su edad en 40 millones de años o más. Aunque hay unos pocos cientos de cúmulos abiertos a conocer en ese rango de edad, una variedad de razones limitan las posibilidades de encontrar un miembro de un cúmulo abierto en una fase de nebulosa planetaria. Una de ellas es que la fase de nebulosa planetaria de las estrellas más masivas que pertenecen a grupos más jóvenes es del orden de miles de años - un parpadeo en términos cósmicos. Hasta la fecha, ninguna asociación verdadera se ha establecido entre los cúmulos abiertos y nebulosas planetarias.
La Nebulosa de Carinala nebulosa de carina es una gran nebulosa brillante que rodea a varios grupos de estrellas. Contiene dos de las estrellas más masivas y luminosas de nuestra galaxia, la Vía Láctea, Eta Carinae y 93129A HD. Ubicado a 7500 años luz de distancia, la nebulosa se extiende por unos 260 años luz de diámetro, alrededor de 7 veces el tamaño de la Nebulosa de Orión, y se muestra en todo su esplendor en este mosaico. Se basa en imágenes obtenidas con el telescopio danés de 1,5 m en el Observatorio La Silla de ESO. Al ser más brillante que un millón de soles, Eta Carinae (la estrella más brillante en esta imagen) es la estrella más luminosa conocida en la galaxia, y tiene más probabilidades de una masa de más de 100 veces mayor que la del sol. Es el ejemplo más cercano de una variable luminosa azul, la última fase en la vida de una estrella muy masiva antes de que explote en una supernova de fuego. Eta Carinae se encuentra rodeado por una nube bipolar, la expansión de gas y polvo conocido como el Homunculus (hombre pequeño en latín), que los astrónomos creen que fue expulsado de la estrella durante una gran explosión visto en 1843.
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