| Ojo de gato nebulosa | |||
|---|---|---|---|
| nebulosa planetaria | |||
| Historia de la investigación | |||
| abrelatas | Guillermo Herschel | ||
| fecha de apertura | 15 de febrero de 1786 | ||
| Datos observacionales ( época J2000.0 ) |
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| ascensión recta | 17 h 58 min 33,42 s | ||
| declinación | +66° 37′ 59.52″ | ||
| Distancia | 3,3 ± 0,9 mil St. años (1,0 ± 0,3 kpc ) | ||
| Magnitud aparente ( V ) | 8.1 | ||
| Magnitud fotográfica ( m ph ) | 8.8 | ||
| Dimensiones visibles |
23″×17″ (centro) 5.8′ ( halo ) |
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| Constelación | El dragón | ||
| características físicas | |||
| clase espectral | [WC] [1] | ||
| Radio | calle 0.2 del año | ||
| Magnitud absoluta (V) | −1,9 | ||
| Propiedades | Estructura compleja | ||
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La Nebulosa Ojo de Gato , o NGC 6543 , es una nebulosa planetaria en la constelación de Draco . Esta es una de las nebulosas más complejas en estructura. Las imágenes de alta resolución tomadas por el Telescopio Hubble muestran muchas marañas, valores atípicos y características arqueadas brillantes.
Los estudios modernos de la nebulosa han revelado una serie de características que no han recibido una explicación inequívoca. La complejidad de la estructura de la nebulosa generalmente se explica por eyecciones coronales en un sistema estelar binario en el centro de la nebulosa, pero no se ha encontrado evidencia directa de que la estrella central tenga un compañero. En el curso del análisis de la composición química por varios métodos, también se obtuvieron datos contradictorios. La razón de estas discrepancias no está clara. Había una estrella brillante y caliente en el centro de la Nebulosa Ojo de Gato, pero hace unos 1000 años esta estrella se despojó de su capa exterior y produjo la nebulosa.
La nebulosa fue descubierta por William Herschel el 15 de febrero de 1786 . Se convirtió en la primera nebulosa planetaria cuyo espectro fue estudiado . Esto fue hecho por el astrónomo aficionado inglés William Huggins en 1864 .
En 1864, el astrónomo inglés Geggins eligió la nebulosa Draco como "piedra de toque" para las primeras observaciones espectroscópicas de estos misteriosos objetos. El análisis espectral estaba todavía en sus inicios, y Geggins observó visualmente el espectro de la Nebulosa del Dragón conectando un espectroscopio a la parte ocular del telescopio. Grande fue su sorpresa cuando, en lugar de la banda habitual del arco iris del espectro de absorción, característica de la mayoría de las estrellas, vio sólo tres líneas multicolores brillantes sobre un fondo completamente oscuro. Contrariamente a lo esperado, la Nebulosa del Dragón resultó estar compuesta no de estrellas, sino de gases luminosos. Por primera vez, el espectroscopio demostró que en el espacio mundial, además de estrellas y planetas, existen gigantescas nubes de gases enrarecidos y luminosos.
- F.Yu Siegel "Tesoros del cielo estrellado: una guía de las constelaciones y la luna". — M.: Nauka, 1986NGC 6543 ha sido bien estudiado. Es relativamente brillante (la magnitud es de 8,1 m ), además, tiene un alto brillo superficial . Su alta declinación significa que es fácilmente accesible desde el hemisferio norte , donde históricamente se han ubicado la mayoría de los telescopios . Se encuentra casi en la dirección del polo norte de la eclíptica .
El tamaño de la región brillante interna es de 20 segundos de diámetro ( Reed et al. 1999 ),[ aclarar ] sin embargo, la nebulosa tiene un halo extenso que fue arrojado por la estrella madre gigante roja . Esta área tiene un tamaño de 386 segundos, o 6,4 minutos.
Se ha encontrado que el "núcleo" de la nebulosa tiene una densidad de alrededor de 5000 partículas/cm³ y una temperatura de alrededor de 8000 K. ( Wesson & Liu 2004 ) La temperatura del halo es más alta, 15000 K, pero la densidad es mucho más bajo.
La estrella central es de clase O con una temperatura de 80.000 K. Es unas 10.000 veces más brillante que el Sol, mientras que su radio es 0,65 del sol. Los estudios espectroscópicos han revelado que esta estrella actualmente está perdiendo masa al irradiar un intenso viento solar , a una velocidad de 3,2⋅10 −7 masas solares por año, o 20 billones de toneladas por segundo. La velocidad del viento alcanza los 1900 km/s. Los cálculos mostraron que la masa actual de la estrella es ligeramente superior a la masa solar, pero inicialmente era casi 5 veces mayor que ella. ( Bianchi, Cerrato & Grewing 1986 )
Recientes observaciones de rayos X con el Observatorio de rayos X Chandra han mostrado la presencia de gas extremadamente caliente en NGC 6543 con una temperatura de 1,7 × 10 6 K. La imagen en la parte superior de esta sección es una combinación de imágenes ópticas del Hubble Telescopio espacial e imágenes de rayos X del Telescopio Chandra. Se cree que el gas caliente en sí mismo es el resultado de un poderoso viento estelar que interactúa con el material que fue expulsado anteriormente. Esta interacción creó la burbuja interna de la nebulosa.
Las observaciones de Chandra también mostraron la presencia de una fuente puntual en la región de la estrella central. El espectro de esta fuente se extiende a la parte dura del espectro de rayos X, hasta 0,5-1,0 keV . Para una estrella con una temperatura de fotosfera de unos 100.000 K, no se debe esperar una fuerte emisión en rayos X duros, y por lo tanto su presencia es un misterio. Esto puede indicar la presencia de un disco de acreción de alta temperatura en un sistema estelar binario.
Medir las distancias exactas a las nebulosas planetarias siempre ha sido un problema. Muchos de los métodos utilizados para hacer esto se basan en suposiciones generales y pueden no ser precisos en casos específicos.
Sin embargo, en los últimos años, el uso del telescopio Hubble ha permitido la introducción de un nuevo método para determinar distancias. Todas las nebulosas planetarias se están expandiendo, por lo que las observaciones con suficiente resolución angular , realizadas con varios años de diferencia, notan un aumento en el tamaño aparente de las nebulosas. Por lo general, este aumento es muy pequeño: solo unos pocos milisegundos por año o menos. Con observaciones espectroscópicas, utilizando el efecto Doppler , se puede calcular la velocidad lineal de expansión a lo largo de la línea de visión. Luego, comparando la tasa de crecimiento angular con la lineal, se puede calcular la distancia a la nebulosa.
En 1994 y 1997, se exploró NGC 6543 utilizando este método. Su expansión angular resultó ser de unos 10 milisegundos por año y su expansión lineal fue de 16,4 km/s. Finalmente se determinó que la distancia a la nebulosa era de aproximadamente 1000 parsecs (o 3300 años luz , o 3⋅10 16 km). ( Reed et al. 1999 )
La edad de la nebulosa también se puede determinar a partir de la velocidad angular de la expansión. Casi todas las medidas tomadas indican que si sucedió a un ritmo constante, entonces han pasado alrededor de 1000 años desde el comienzo de la formación. ( Reed et al. 1999 ) Dado que la materia recién expulsada encuentra resistencia en su camino en forma de la ya existente (seleccionada en las primeras etapas de evolución), este período debe considerarse el límite superior de la edad de la nebulosa.
Al mismo tiempo, resultó que las partes exteriores de la nebulosa en forma de pico son más antiguas, tienen unos 1600 años.[ elaborado ] Lo más probable es que se formaran a partir del material expulsado por la estrella antes de la formación de la nebulosa.
Al igual que con la mayoría de los objetos astronómicos distantes , los componentes principales de NGC 6543 son hidrógeno y helio , mientras que los elementos más pesados están presentes en cantidades mucho más pequeñas. La composición exacta se puede determinar a partir de observaciones espectroscópicas . Todas las inclusiones suelen describirse en relación con el hidrógeno, el elemento más común.
Diferentes estudios suelen dar diferentes datos sobre la composición elemental. A menudo, esto se debe al hecho de que los espectrógrafos de los telescopios no pueden captar toda la luz que proviene de los objetos bajo estudio, sino que solo reciben una fracción de ella a través de la apertura o la apertura de la lente . En consecuencia, diferentes partes de las nebulosas se capturan en diferentes observaciones.
Pero en el caso de NGC 6543, los resultados de las mediciones generalmente concuerdan. El contenido de helio en relación con el hidrógeno es 0,12, el carbono , como el nitrógeno , - 3⋅10 -4 y el oxígeno - 7⋅10 -4 . Estas son las relaciones típicas de las nebulosas planetarias. El contenido relativo tanto de carbono, como de nitrógeno y oxígeno es superior al de nuestro Sol , ya que la atmósfera de las estrellas está saturada de estos elementos obtenidos en el proceso de fusión nuclear , ya más cerca del estadio de nebulosa planetaria. ( Wesson & Liu 2004 ) ( Hyung et al. 2000 )
Un cuidadoso análisis espectroscópico de NGC 6543 ha demostrado que puede contener una pequeña cantidad de material significativamente enriquecido en elementos pesados.
En términos de estructura, el Ojo de Gato es una nebulosa muy compleja, y el mecanismo o mecanismos que conducen a una estructura tan compleja no se comprenden completamente.
La estructura de la región brillante de la nebulosa está predominantemente influenciada por la interacción entre el rápido viento solar de la estrella central y el material expulsado durante la formación de la nebulosa. Esta interacción también produce rayos X. El viento solar "sopla" hacia los límites exteriores de la masa de materia dentro de la "burbuja" de la nebulosa, y en el futuro puede provocar su ruptura por ambos lados. ( Balick y Preston 1987 )
Se supone que la estrella central de la nebulosa puede ser binaria . La existencia de un disco de acreción , provocado por la transferencia de materia entre los componentes del sistema, podría a su vez conducir a la formación de corrientes en chorro polares que interactúan con la materia circundante expulsada anteriormente. Con el tiempo, la dirección de las corrientes cambiaría bajo la influencia de la precesión . ( Miranda y Solf 1992 )
Fuera de la región brillante de la nebulosa, podemos distinguir varios anillos concéntricos, que se supone que fueron expulsados por la estrella antes de la formación de la nebulosa, en la etapa de gigante roja según el diagrama de Hertzsprung-Russell . Estos anillos están distribuidos uniformemente, lo que indica que fueron expulsados en los mismos intervalos de tiempo ya la misma velocidad. ( Balick, Wilson y Hajian 2001 )
A pesar del estudio activo, la Nebulosa Ojo de Gato encierra muchos misterios. Parece que los anillos concéntricos que rodean la nebulosa fueron expulsados a intervalos de varios cientos de años, un tiempo que es difícil de explicar. Se cree que las pulsaciones térmicas , principalmente responsables de la formación de nebulosas planetarias, ocurren a intervalos de varias decenas de miles de años, mientras que las pulsaciones superficiales más pequeñas ocurren a intervalos de unas pocas a decenas de años. Así, el mecanismo responsable de la eyección de materia con periodo detectado en esta nebulosa aún no es conocido por la ciencia.
Los espectros de las nebulosas planetarias están compuestos por líneas de emisión . Estas líneas pueden formarse debido a la excitación por colisión de iones en la nebulosa o debido a la recombinación de electrones con iones. Las líneas que surgieron por el primer motivo suelen ser mucho más pronunciadas; esto históricamente sirve para determinar el contenido de los elementos. Sin embargo, los estudios muestran que para NGC 6543 las abundancias calculadas a partir de las líneas de recombinación son unas 3 veces mayores que las calculadas a partir de las líneas de colisión. ( Wesson & Liu 2004 ) Se debaten las razones de esta discrepancia.
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