Nebulosa Ojo de Gato
Antecedentes de las escuelas de Wikipedia
SOS Children han producido una selección de artículos de la Wikipedia para escuelas desde 2005. Una buena manera de ayudar a otros niños es mediante el patrocinio de un niño
| Nebulosa Ojo de Gato | |
|---|---|
 Compuesto de imagen mediante imágenes ópticas de los HST datos y de rayos X de la Observatorio Chandra de Rayos X | |
| Datos de observación ( Época J2000) | |
| Ascensión Recta | 17 h 58 m 33.423 s |
| Declinación | + 66 ° 37 '59,52 " |
| Distancia | 3,3 ± 0,9 kly (1,0 ± 0,3 kpc) |
| Magnitud aparente (V) | 9.8b |
| Dimensiones aparentes (V) | Core: 20 " |
| Constelación | Draco |
| Características físicas | |
| Radio | Core: 0.2 ly |
| Magnitud absoluta (V) | -0,2 0,8 -0.6 B |
| Características notables | estructura compleja |
| Otras designaciones | NGC 6543, Caracol nebulosa, nebulosa del girasol, (incluye YA VEO 4677), Caldwell 6 |
Ver también: Nebulosa planetaria , Las listas de las nebulosas | |
Coordina: 
17 h 58 m 33.423 s, + 66 ° 37 '59,52 "
Nebulosa del ojo de gato ( NGC 6543, Caldwell 6) es una nebulosa planetaria en la constelación de Draco. Estructuralmente, es una de las más complejas nebulosas conocida, con alta resolución del Telescopio Espacial Hubble observaciones revelan estructuras notables tales como nudos, jets, burbujas y características de arco vigorosas. En el centro del ojo de gato hay una estrella brillante y caliente; Hace unos 1000 años, esta estrella perdió su sobre externo, produciendo la nebulosa.
Fue descubierto por William Herschel el 15 de febrero de 1786, y fue la primera nebulosa planetaria cuyo espectro fue investigado por el Inglés astrónomo aficionado William Huggins en 1864. Los resultados de esta última investigación demostró por primera vez que las nebulosas planetarias consisten en los gases calientes, pero no estrellas. Actualmente la nebulosa se ha observado a través de la plena espectro electromagnético, desde infrarrojo lejano a Radiografías.
Los estudios modernos revelan varios misterios. La complejidad de la estructura puede ser causada en parte por el material expulsado de una binario estrella central, pero hasta ahora, no hay evidencia directa de que la estrella central tiene un compañero. Además, las mediciones de abundancias químicas revelan una gran discrepancia entre las mediciones realizadas por dos métodos diferentes, la causa de los cuales es incierto. Observaciones del Telescopio Hubble revelaron un número de anillos débiles alrededor del ojo, que son cáscaras esféricas expulsadas por la estrella central en el pasado distante. El mecanismo exacto de esas eyecciones, sin embargo, no está claro.
Información general
NGC 6543 es una nebulosa planetaria bien estudiado. Es relativamente brillante en magnitud 8,1, y también tiene un alto brillo de la superficie. Está situado en la derecho ascensión 17h 58 m 33,4 s y declinación + 66 ° 37'59 ". Su alta declinación significa que es fácilmente observable desde la hemisferio norte, donde históricamente más grandes telescopios se han situado. NGC 6543 está situado casi exactamente en la dirección de la Norte Eclíptica Polo.
Mientras que la nebulosa interior brillante es bastante pequeña del eje mayor de la elipse interior es 16.1 segundos de arco, mientras que la distancia entre las condensaciones es 24,7 segundos de arco-se ha extendido un halo de materia que la estrella progenitora expulsado durante su gigante roja fase. Esta aureola se extiende sobre un diámetro de aproximadamente 300 segundos de arco (5 minutos de arco). Nebulosa Ojo de Gato se encuentra tres mil años-luz de la Tierra.
Las observaciones muestran que el cuerpo principal de la nebulosa tiene una densidad de aproximadamente 5000 partículas / cm³ y una temperatura de alrededor de 7,000-9,000 K . El halo exterior tiene una temperatura más alta de alrededor de 15.000 K y una densidad mucho más baja.
La estrella central de NGC 6543 es una O7 + [WR] estrella de tipo, con una temperatura de aproximadamente 80 000 K. Se trata de aproximadamente 10.000 veces más luminosa que el Sol, y su radio es de aproximadamente 0,65 veces el valor solar. El análisis espectroscópico muestra que la estrella está perdiendo masa en un rápido viento estelar a un ritmo de alrededor de 3,2 × 10 -7 masas solares por año-sobre 20 billones toneladas por segundo. La velocidad de este viento es aproximadamente 1900 km / s. Los cálculos indican que la estrella central pesa actualmente poco más de un masa solar, pero los cálculos teóricos evolutivos implicar que tenía una masa inicial de alrededor de 5 masas solares.
En 1994, Hubble reveló por primera vez las estructuras sorprendentemente intrincadas de NGC 6543, incluyendo capas concéntricas de gas, chorros de gas de alta velocidad, y los nudos inducidas por el shock inusuales de gas.
Observaciones
La nebulosa fue descubierta por William Herschel el 15 de febrero de 1786, que comparó su aparición en un disco planetario. Ojo de Gato fue la primera nebulosa planetaria para ser observado con un espectroscopio. Fue hecho por el pionero espectroscopista William Huggins, el 29 de agosto de 1864. observaciones de Huggins, que reveló que el espectro de la nebulosa fue discontinuo y está hecho de un par de líneas brillantes, fueron el primer indicio de que las nebulosas planetarias consisten en muy enrarecidos invernadero. Desde aquellos primeros observaciones, NGC 6543 se ha observado en toda la espectro electromagnético.
Las observaciones infrarrojas
Las observaciones de NGC 6543 en longitudes de onda de infrarrojo lejano (aproximadamente 60 micras) revelan la presencia de polvo estelar a bajas temperaturas. Se cree que el polvo que se formaron durante las últimas fases de la vida de la estrella progenitora. Absorbe la luz de la estrella central y re-irradia al longitudes de onda infrarrojas. El espectro de la emisión de polvo de infrarrojos implica que la temperatura del polvo es de aproximadamente 85 K, mientras que la masa del polvo se estima en 6,4 × 10 -4 masas solares.
Emisión infrarroja también revela la presencia de un-ionizado material tal como hidrógeno molecular (H 2) y argón . En muchas nebulosas planetarias, emisión molecular es mayor en distancias más grandes de la estrella, donde más material es un-ionizado, pero emisión de hidrógeno molecular en NGC 6543 parece ser brillante en el borde interior de su halo exterior. Esto puede ser debido a ondas de choque emocionantes del H 2 como eyecciones se mueven a diferentes velocidades chocan. El aspecto general de la Nebulosa Ojo de Gato en infrarrojos (longitudes de onda 2-8 micras) es similar a la luz visible.
Las observaciones ópticas y ultravioleta
NGC 6543 se ha observado ampliamente en ultravioleta y óptico longitudes de onda. Las observaciones espectroscópicas en estas longitudes de onda se utilizan en las determinaciones de abundancia, mientras que las imágenes en estas longitudes de onda se han utilizado para revelar la estructura intrincada de la nebulosa.
La imagen del telescopio espacial Hubble producido aquí es en color falso, diseñado para destacar las regiones de alta y baja de ionización . Tres imágenes fueron tomadas en filtros de aislamiento de la luz emitida por separado ionizado de hidrógeno a 656,3 nm, solos desionizada nitrógeno a 658,4 nm y doblemente ionizado oxígeno a 500,7 nm. Las imágenes se combinaron como canales rojo, verde y azul respectivamente, aunque sus verdaderos colores son rojo, rojo y verde. La imagen revela dos "tapas" de menos material ionizado en el borde de la nebulosa.
Observaciones de rayos X
Recientes observaciones en Longitudes de onda de rayos X por el Chandra X-ray Observatorio han revelado la presencia de gas extremadamente caliente dentro de NGC 6543 con la temperatura de 1,7 × 10 6 K. La imagen en la parte superior de este artículo es una combinación de imágenes ópticas del telescopio espacial Hubble con las imágenes de rayos X Chandra. Se cree que los resultados gas muy caliente de la interacción violenta de un rápido viento estelar con el material expulsado previamente. Esta interacción ha vaciado la burbuja interior de la nebulosa.
Observaciones de Chandra también han revelado una fuente puntual en la posición de la estrella central. El espectro de esta fuente se extiende a la parte dura del espectro de rayos X, a 0,5-1,0 keV. La estrella con la No se espera que la temperatura de la fotosfera alrededor de 100.000 K para emitir con fuerza en rayos X duros, por lo que su presencia es algo de un misterio. Se puede sugerir la presencia de una temperatura elevada disco de acreción dentro de una estrella binaria del sistema.
Distancia
Un problema de larga data en el estudio de las nebulosas planetarias es que las distancias no son generalmente bien conocidos. Muchos métodos para estimar las distancias a las nebulosas planetarias se basan en hacer suposiciones generales, que pueden ser muy imprecisos para el objeto en cuestión.
En los últimos años, sin embargo, las observaciones realizadas con el telescopio espacial Hubble han permitido un nuevo método para determinar distancias. Todas las nebulosas planetarias se están expandiendo, y observaciones de varios años de diferencia y con bastante alta resolución angular revelará el crecimiento de la nebulosa en el plano del cielo. Esto es típicamente pequeño de sólo muy pocos milisegundos de arco de un año o menos. Las observaciones espectroscópicas pueden revelar la velocidad de expansión de la nebulosa a lo largo de la línea de visión con el Efecto Doppler. Entonces, comparando la expansión angular con la velocidad de expansión conocido, la distancia a la nebulosa se puede calcular.
Observaciones del Telescopio Espacial Hubble de NGC 6543 varios años de diferencia se han utilizado para calcular su distancia. Su tasa de expansión angular es 3,457 milisegundos de arco por año, mientras que su velocidad de expansión a lo largo de la línea de visión se ha encontrado para ser 16.4 km / s. La combinación de estos dos resultados implica que NGC 6543 es 1.001 ± 269 parsecs (3 × 10 19 m), o alrededor de 3300 años luz de distancia de la Tierra.
Edad
La expansión angular de la nebulosa también se puede utilizar para estimar su edad. Si ha sido la expansión a una velocidad constante de 10 milisegundos de arco por año, entonces se necesitarían 1.000 ± 260 años para llegar a un diámetro de 20 segundos de arco. Esto puede ser un límite superior a la edad, como se hará más lento material expulsado cuando se encuentra material expulsado de la estrella en las primeras etapas de su evolución, así como la medio interestelar.
Composición
Como la mayoría de los objetos astronómicos, NGC 6543 está compuesta principalmente por hidrógeno y helio , con elementos más pesados presentes en pequeñas cantidades. La composición exacta se puede determinar mediante estudios espectroscópicos. Abundancias generalmente se expresan en relación con el hidrógeno, el elemento más abundante.
Diferentes estudios generalmente encuentran valores que varían de abundancias elementales. Esto es a menudo porque espectrógrafos adjuntos a los telescopios no recogen toda la luz de los objetos que se observan, en lugar de captación de luz de una hendidura o pequeña abertura. Por lo tanto, diferentes observaciones pueden degustar diferentes partes de la nebulosa.
Sin embargo, los resultados para
GC 6543 ampliamente de acuerdo en que, en relación con el hidrógeno, la abundancia de helio es de alrededor de 0,12, carbono y nitrógeno abundancias están a unos 3 × 10 -4, y el oxígeno abundancia es aproximadamente 7 × 10 -4. Estas son las abundancias bastante típicos de las nebulosas planetarias, con las de carbono, nitrógeno y oxígeno abundancias todo mayores que los valores encontrados para el sol, debido a los efectos de nucleosíntesis enriquecer la atmósfera de la estrella en elementos pesados antes de ser expulsado como una nebulosa planetaria.
Profundo análisis espectroscópico de NGC 6543 puede indicar que la nebulosa contiene una pequeña cantidad de material que es altamente enriquecido en elementos pesados; esto se discute a continuación.
Cinemática y morfología
Nebulosa del ojo de gato es estructuralmente una nebulosa muy complejo, y el mecanismo o mecanismos que han dado lugar a su complicada morfología no se entiende bien. La parte central brillante de la nebulosa se compone de la burbuja alargada interior (elipse interior) llena de gas caliente. Es a su vez se anida en un par de burbujas esféricas más grandes unidos juntos a lo largo de su cintura. La cintura se observa como la segunda elipse más grande mentira perpendicular a la burbuja de gas caliente.
La estructura de la parte brillante de la nebulosa es causado principalmente por la interacción de un ayuno viento estelar que se emite por la estrella central con material expulsado durante la formación de la nebulosa. Esta interacción provoca la emisión de rayos X discutidos anteriormente. El viento estelar, soplando con la velocidad de hasta 1.900 kilometros / s, ha 'vaciado' la burbuja interior de la nebulosa, y parece haber estallado la burbuja en ambos extremos.
También se sospecha que la estrella central de la nebulosa puede ser una estrella binaria . La existencia de una disco de acreción causada por la transferencia de masa entre los dos componentes del sistema pueden dar lugar a chorros polares, que interactuarían con material previamente expulsado. Con el tiempo, la dirección de los chorros polares sería variar debido a precesión.
Fuera de la parte interior brillante de la nebulosa, hay una serie de anillos concéntricos, que se cree haber sido expulsado antes de la formación de la nebulosa planetaria, mientras que la estrella estaba en el rama gigante asintótica de la Diagrama de Hertzsprung-Russell. Estos anillos están muy espaciados uniformemente, lo que sugiere que el mecanismo responsable de su formación les expulsa a intervalos muy regulares y a velocidades muy similares. La masa total de los anillos es de unos 0,1 masas solares. Las pulsaciones que se formaron los anillos probablemente comenzó hace 15.000 años y dejaron de hace unos 1.000 años, cuando se inició la formación de la parte central brillante (véase más arriba).
Más lejos, un gran débil halo se extiende a grandes distancias de la estrella. El halo de nuevo es anterior a la formación de la nebulosa principal. La masa del halo se estima en 0,26 a 0,92 masas solares.
Preguntas abiertas
A pesar de estudio intensivo, la Nebulosa Ojo de Gato todavía guarda muchos misterios. Los anillos concéntricos que rodean la nebulosa interior parecen haber sido expulsado a intervalos de unos pocos cientos a unos pocos miles de años, un período de tiempo que es bastante difícil de explicar. Pulsaciones térmicas, que causan la formación de nebulosas planetarias, se cree que tendrá lugar a intervalos de decenas de miles de años, mientras que las pulsaciones de superficie más pequeñas se cree que se producen a intervalos de años a décadas. Un mecanismo que expulsa material sobre las escalas de tiempo requeridas para formar los anillos concéntricos en la Nebulosa Ojo de Gato no se conoce todavía.
Los espectros de las nebulosas planetarias consisten en líneas de emisión superponen a un continuum. Las líneas de emisión se pueden formar ya sea por excitación colisional de iones en la nebulosa, o por recombinación de los electrones con los iones. Colisional líneas excitados son generalmente mucho más fuerte que las líneas de recombinación, y así se han utilizado históricamente para determinar las abundancias. Sin embargo, estudios recientes han encontrado que las abundancias derivadas de líneas de recombinación observados en el espectro de NGC 6543 son unas tres veces más altos que los derivados de líneas colisional excitados. La causa de esta discrepancia está probablemente relacionado con las fluctuaciones de temperatura espaciales dentro de la nebulosa.
