La Nebulosa Ojo de Gato (también conocida como NGC 6543 y Caldwell 6 ) es una nebulosa planetaria en la constelación norteña de Draco , descubierta por William Herschel el 15 de febrero de 1786. Fue la primera nebulosa planetaria cuyo espectro fue investigado por el astrónomo aficionado inglés William Huggins , demostrando que las nebulosas planetarias eran de naturaleza gaseosa y no estelar. Estructuralmente, el objeto ha tenido imágenes de alta resolución por el Telescopio Espacial Hubble revelando nudos, chorros, burbujas y arcos complejos, siendo iluminado por el núcleo caliente de la nebulosa planetaria (PNN) central. [3] Es un objeto bien estudiado que ha sido observado desde longitudes de onda de radio hasta rayos X. En el centro de la Nebulosa Ojo de Gato hay una estrella Wolf Rayet moribunda, del tipo de las que se pueden ver en la imagen del Telescopio Webb de WR 124 . La estrella central de la Nebulosa Ojo de Gato brilla con una magnitud de +11,4. Las imágenes del Telescopio Espacial Hubble muestran una especie de patrón de dardos de anillos concéntricos que emanan hacia afuera desde el centro.
NGC 6543 es un objeto de cielo profundo de alta declinación norte . Tiene una magnitud combinada de 8,1 y un alto brillo superficial . Su pequeña y brillante nebulosa interior abarca una media de 16,1 segundos de arco , mientras que las prominentes condensaciones externas miden unos 25 segundos de arco. [4] Las imágenes profundas revelan un halo extendido de unos 300 segundos de arco o 5 minutos de arco de diámetro, [5] que fue expulsado por la estrella progenitora central durante su fase de gigante roja .
NGC 6543 está a 4,4 minutos de arco de la posición actual del polo norte de la eclíptica , menos de 1 ⁄ 10 de los 45 minutos de arco entre Polaris y la ubicación actual del eje norte de rotación de la Tierra . Es un marcador conveniente y preciso para el eje de rotación de la eclíptica de la Tierra , alrededor del cual gira el Polo Norte celeste . También es un buen marcador para el cercano eje "invariable" del sistema solar, que es el centro de los círculos que el polo norte de cada planeta, y el polo norte de la órbita de cada planeta, forman en el cielo. Dado que el movimiento en el cielo del polo eclíptico es muy lento en comparación con el movimiento del polo norte de la Tierra, su posición como marcador de la estación del polo eclíptico es esencialmente permanente en la escala de tiempo de la historia humana, a diferencia de la estrella polar , que cambia cada pocos miles de años.
Las observaciones muestran que la brillante nebulosidad tiene temperaturas entre7000 y9000 K , cuya densidad media es de aproximadamente5000 partículas por centímetro cúbico. [6] Su halo exterior tiene la temperatura más alta alrededor15.000 K , pero tiene una densidad mucho menor. [7] La velocidad del viento estelar rápido es de aproximadamente1900 km/s , donde el análisis espectroscópico muestra la tasa actual de promedios de pérdida de masa.3,2 × 10 −7 masas solares por año, equivalentes a veinte billones de toneladas por segundo (20 Eg/s). [6]
La temperatura superficial del PNN central es de aproximadamente80.000 K , siendo 10.000 veces más luminosa que el Sol. La clasificación estelar es de tipo O7+ [WR] . [6] Los cálculos sugieren que la PNN tiene más de una masa solar , desde las 5 masas solares iniciales teóricas. [8] La estrella central Wolf-Rayet tiene un radio de 0,65 R ☉ (452.000 km). [9] La Nebulosa Ojo de Gato, mencionada en algunas fuentes, se encuentra a unos tres mil años luz de la Tierra. [10]
El Ojo de Gato fue la primera nebulosa planetaria observada con un espectroscopio por William Huggins el 29 de agosto de 1864. [11] [12] Las observaciones de Huggins revelaron que el espectro de la nebulosa no era continuo y estaba formado por unas pocas líneas de emisión brillantes, lo que constituye el primer indicio de que las nebulosas planetarias están formadas por gas ionizado tenue. Las observaciones espectroscópicas en estas longitudes de onda se utilizan para determinar la abundancia, [13] mientras que las imágenes en estas longitudes de onda se han utilizado para revelar la intrincada estructura de la nebulosa. [14]
Las observaciones de NGC 6543 en longitudes de onda del infrarrojo lejano (aproximadamente 60 μm) revelan la presencia de polvo estelar a bajas temperaturas. Se cree que el polvo se formó durante las últimas fases de la vida de la estrella progenitora. Absorbe la luz de la estrella central y la reirradia en longitudes de onda infrarrojas . El espectro de la emisión de polvo infrarrojo implica que la temperatura del polvo es de aproximadamente 85 K, mientras que la masa del polvo se estima en6,4 × 10 −4 masas solares. [15]
La emisión infrarroja también revela la presencia de material no ionizado , como hidrógeno molecular (H 2 ) y argón . En muchas nebulosas planetarias, la emisión molecular es mayor a mayores distancias de la estrella, donde hay más material no ionizado, pero la emisión de hidrógeno molecular en NGC 6543 parece ser brillante en el borde interior de su halo exterior. Esto puede deberse a las ondas de choque que excitan el H 2 a medida que los eyectados que se mueven a diferentes velocidades chocan. La apariencia general de la Nebulosa Ojo de Gato en infrarrojo (longitudes de onda de 2 a 8 μm) es similar en luz visible. [16]
La imagen del telescopio espacial Hubble que se ha obtenido aquí es en falso color, diseñada para resaltar las regiones de alta y baja ionización . Se tomaron tres imágenes con filtros que aíslan la luz emitida por el hidrógeno de ionización simple a 656,3 nm , el nitrógeno de ionización simple a 658,4 nm y el oxígeno de ionización doble a 500,7 nm. Las imágenes se combinaron como canales rojo, verde y azul respectivamente, aunque sus colores verdaderos son rojo, rojo y verde. La imagen revela dos "capas" de material menos ionizado en el borde de la nebulosa. [17]
En 2001, las observaciones en longitudes de onda de rayos X realizadas por el Observatorio de rayos X Chandra revelaron la presencia de gas extremadamente caliente dentro de NGC 6543 con una temperatura de1,7 × 10 6 K. [18] Se cree que el gas muy caliente es el resultado de la interacción violenta de un viento estelar rápido con material previamente expulsado. Esta interacción ha vaciado la burbuja interna de la nebulosa. [ 14] Las observaciones de Chandra también han revelado una fuente puntual en la posición de la estrella central. El espectro de esta fuente se extiende hasta la parte dura del espectro de rayos X, hasta 0,5–1,0 keV . Una estrella con una temperatura fotosferica de aproximadamenteNo se esperaría que 100.000 K emitieran con fuerza en rayos X duros, por lo que su presencia es algo así como un misterio. Puede sugerir la presencia de un disco de acreción de alta temperatura dentro de un sistema estelar binario . [19] Los datos de rayos X duros siguen siendo intrigantes más de diez años después: el Ojo de Gato se incluyó en un estudio Chandra de 2012 de 21 estrellas centrales de nebulosas planetarias (CSPNe) en el vecindario solar , que encontró: "Todas menos una de las fuentes puntuales de rayos X detectadas en CSPNe muestran espectros de rayos X que son más duros de lo esperado de las estrellas calientes (~100.000 K ) fotosferas de estrellas centrales, lo que posiblemente indica una alta frecuencia de compañeros binarios de CSPNe. Otras explicaciones posibles incluyen vientos autochocantes o un retroceso de masa de PN". [20]
Las distancias de las nebulosas planetarias como NGC 6543 son generalmente muy inexactas y no se conocen bien. [21] Algunas observaciones recientes del Telescopio Espacial Hubble de NGC 6543 tomadas con varios años de diferencia determinan su distancia a partir de la tasa de expansión angular de 3,457 milisegundos de arco por año. Suponiendo una velocidad de expansión en la línea de visión de 16,4 km·s −1 , esto implica que la distancia de NGC 6543 es1001 ± 269 pársecs (3 × 10 19 k o3300 años luz ) de la Tierra. [22] Varias otras referencias de distancia, como la citada en SIMBAD en 2014 basada en Stanghellini, L., et al. (2008) sugieren que la distancia es1623 pársecs (5300 años luz). [23]
La expansión angular de la nebulosa también se puede utilizar para estimar su edad. Si se ha estado expandiendo a un ritmo constante de 10 milisegundos de arco al año, entonces tardaría1000 ± 260 años para alcanzar un diámetro de 20 segundos de arco. Este puede ser un límite superior para la edad, porque el material expulsado se ralentizará cuando se encuentre con material expulsado de la estrella en etapas anteriores de su evolución y el medio interestelar . [22]
Como la mayoría de los objetos astronómicos, NGC 6543 está compuesta principalmente de hidrógeno y helio , con elementos más pesados presentes en pequeñas cantidades. La composición exacta puede determinarse mediante estudios espectroscópicos. Las abundancias se expresan generalmente en relación con el hidrógeno, el elemento más abundante. [7]
Los distintos estudios suelen encontrar valores variables de abundancia de elementos. Esto suele deberse a que los espectrógrafos acoplados a los telescopios no recogen toda la luz de los objetos observados, sino que recogen la luz de una rendija o una pequeña abertura . Por lo tanto, distintas observaciones pueden tomar muestras de distintas partes de la nebulosa.
Sin embargo, los resultados para NGC 6543 coinciden ampliamente en que, en relación con el hidrógeno, la abundancia de helio es de aproximadamente 0,12, y las abundancias de carbono y nitrógeno son de aproximadamente3 × 10 −4 , y la abundancia de oxígeno es de aproximadamente7 × 10 −4 . [13] Estas son abundancias bastante típicas de las nebulosas planetarias, con abundancias de carbono, nitrógeno y oxígeno todas mayores que los valores encontrados para el Sol, debido a los efectos de la nucleosíntesis que enriquece la atmósfera de la estrella en elementos pesados antes de que sea expulsada como una nebulosa planetaria. [24]
Un análisis espectroscópico profundo de NGC 6543 puede indicar que la nebulosa contiene una pequeña cantidad de material altamente enriquecido en elementos pesados; esto se analiza a continuación. [13]
La Nebulosa Ojo de Gato es estructuralmente una nebulosa muy compleja, y el mecanismo o mecanismos que han dado lugar a su complicada morfología no se comprenden bien. [14] La parte brillante central de la nebulosa consiste en la burbuja alargada interna (elipse interna) llena de gas caliente. Esta, a su vez, está anidada en un par de burbujas esféricas más grandes unidas a lo largo de su cintura. La cintura se observa como la segunda elipse más grande que se encuentra perpendicular a la burbuja con gas caliente. [25]
La estructura de la parte brillante de la nebulosa se debe principalmente a la interacción de un viento estelar rápido emitido por la PNN central con el material visible expulsado durante la formación de la nebulosa. Esta interacción provoca la emisión de rayos X analizada anteriormente. El viento estelar, que sopla a una velocidad tan alta como1900 km/s , ha 'ahuecado' la burbuja interna de la nebulosa y parece haberla hecho estallar en ambos extremos. [14]
También se sospecha que la estrella central PNN de clase espectral WR:+O7, HD 164963 / BD +66 1066 / PPM 20679 [1] de la nebulosa puede ser generada por una estrella binaria . [1] La existencia de un disco de acreción causado por la transferencia de masa entre los dos componentes del sistema puede dar lugar a chorros polares , que interactuarían con material previamente expulsado. Con el tiempo, la dirección de los chorros polares variaría debido a la precesión . [26] [27]
Fuera de la parte interior brillante de la nebulosa, hay una serie de anillos concéntricos, que se cree que fueron expulsados antes de la formación de la nebulosa planetaria, mientras la estrella estaba en la rama gigante asintótica del diagrama de Hertzsprung-Russell . Estos anillos están espaciados de manera muy uniforme, lo que sugiere que el mecanismo responsable de su formación los expulsó a intervalos muy regulares y a velocidades muy similares. [5] La masa total de los anillos es de aproximadamente 0,1 masas solares. [28] Las pulsaciones que formaron los anillos probablemente comenzaron hace 15.000 años y cesaron hace aproximadamente 100.000 años.Hace 1000 años, cuando comenzó la formación de la parte central brillante (ver arriba). [29]
Además, un gran halo tenue se extiende a grandes distancias de la estrella. El halo es anterior a la formación de la nebulosa principal. Se estima que su masa es de entre 0,26 y 0,92 masas solares. [28]
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