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Nebulosa Carina

Los acantilados cósmicos en el borde de NGC 3324 , una de las primeras imágenes tomadas por el telescopio espacial James Webb

La Nebulosa Carina [7] o Nebulosa Eta Carinae [8] (catalogada como NGC 3372 ; también conocida como la Gran Nebulosa Carina [9] ) es una gran y compleja área de nebulosidad brillante y oscura en la constelación de Carina , ubicada en el Brazo Carina-Sagitario de la Vía Láctea. La nebulosa se encuentra aproximadamente a 8.500 años luz (2.600  pc ) de la Tierra . [2]

La nebulosa tiene dentro de sus límites la gran asociación Carina OB1 y varios cúmulos abiertos relacionados , incluyendo numerosas estrellas de tipo O y varias estrellas Wolf–Rayet . Carina OB1 abarca los cúmulos estelares Trumpler 14 y Trumpler 16. Trumpler 14 es uno de los cúmulos estelares más jóvenes conocidos con medio millón de años y contiene estrellas como la supergigante O2 HD 93129A . Trumpler 16 es el hogar de muchas estrellas extremadamente luminosas , como WR 25 y el sistema estelar Eta Carinae . Trumpler 15 , Collinder 228 , Collinder 232 , NGC 3324 y NGC 3293 también se consideran miembros de la asociación. NGC 3293 es el más antiguo y el más alejado de Trumpler 14 , lo que indica una formación estelar secuencial y en curso.

La nebulosa Carina es una de las nebulosas difusas más grandes de nuestro cielo. Aunque es cuatro veces más grande y más brillante que la famosa nebulosa de Orión , la nebulosa Carina es mucho menos conocida debido a su ubicación en el cielo austral. Fue descubierta por Nicolas-Louis de Lacaille en 1752 desde el Cabo de Buena Esperanza .

La Nebulosa Carina fue seleccionada como uno de los cinco objetos cósmicos observados por el Telescopio Espacial James Webb , como parte de la publicación de sus primeras imágenes científicas oficiales . Se realizó una imagen detallada de una región de formación estelar temprana de NGC 3324 conocida como los Acantilados Cósmicos. [10]

Descubrimiento e información básica

Nicolas-Louis de Lacaille descubrió la nebulosa el 25 de enero de 1752. [3] [11] Sus dimensiones son 120×120 minutos de arco centrados en las coordenadas de ascensión recta 10 h 45 m 08,5 s y declinación −59° 52′ 04″. [1] En tiempos modernos se calcula que está a unos 8.500 años luz (2.600  pc ) de la Tierra. [2]

Objetos dentro de la Nebulosa Carina

Eta Carinae

Eta Carinae observada en diferentes longitudes de onda

Eta Carinae es una estrella hipergigante muy luminosa . Se estima que su masa oscila entre 100 y 150 veces la masa del Sol y su luminosidad es aproximadamente cuatro millones de veces la del Sol.

Este objeto es actualmente la estrella más masiva que se puede estudiar en gran detalle, debido a su ubicación y tamaño. Varias otras estrellas conocidas pueden ser más luminosas y más masivas , pero los datos sobre ellas son mucho menos sólidos. (Advertencia: dado que ejemplos como la Estrella Pistola han sido degradados por datos mejorados, uno debe ser escéptico con la mayoría de las listas disponibles de "estrellas más masivas". En 2006, Eta Carinae todavía tenía la luminosidad confirmada más alta , basada en datos en un amplio rango de longitudes de onda). Las estrellas con más de 80 veces la masa del Sol producen más de un millón de veces más luz que el Sol. Son bastante raras -solo unas pocas docenas en una galaxia tan grande como la nuestra- y coquetean con el desastre cerca del límite de Eddington , es decir, la presión hacia afuera de su radiación es casi lo suficientemente fuerte como para contrarrestar la gravedad . Las estrellas que tienen más de 120 masas solares exceden el límite teórico de Eddington, y su gravedad es apenas lo suficientemente fuerte como para retener su radiación y gas, lo que da como resultado una posible supernova o hipernova en un futuro cercano.

Los efectos de Eta Carinae sobre la nebulosa se pueden ver directamente. Los glóbulos oscuros y otros objetos menos visibles tienen colas que apuntan directamente en dirección opuesta a la estrella masiva. La nebulosa entera habría tenido un aspecto muy diferente antes de que la Gran Erupción de la década de 1840 rodeara a Eta Carinae de polvo, reduciendo drásticamente la cantidad de luz ultravioleta que inundaba la nebulosa.

Nebulosa del Homúnculo

Eta Carinae, rodeada por la Nebulosa del Homúnculo

Dentro de la gran nebulosa brillante hay una estructura mucho más pequeña que rodea a Eta Carinae, conocida como la Nebulosa del Homúnculo (del latín " Hombrecito "). Se cree que fue expulsada en una enorme explosión en 1841 que convirtió a Eta Carinae en la segunda estrella más brillante del cielo durante un breve período.

La Nebulosa del Homúnculo es una pequeña región H II , con gas que ha sido sometido a un choque y ha pasado a estados ionizados y excitados. [12] También absorbe gran parte de la luz del extremadamente luminoso sistema estelar central y la re-irradia en forma de infrarrojos (IR). Es el objeto más brillante del cielo en longitudes de onda de infrarrojos medios. [13] : 145–169 

La distancia al homúnculo se puede derivar de sus dimensiones angulares observadas y del tamaño lineal calculado, suponiendo que es axialmente simétrico. La distancia más precisa obtenida utilizando este método es de 7.660 ± 160 años luz (2.350 ± 50  pc ). El radio más grande de los lóbulos bipolares en este modelo es de aproximadamente 22.000 UA, y el eje está orientado 41° desde la línea de visión, o 49° en relación con el plano del cielo, lo que significa que se ve desde la Tierra ligeramente más "de frente" que "de lado". [14]

Nebulosa del ojo de la cerradura

La Nebulosa del Ojo de la Cerradura es una nebulosidad oscura superpuesta a la parte más brillante de la Nebulosa Carina.

La Nebulosa del Ojo de la Cerradura es una pequeña nube oscura de moléculas frías y polvo dentro de la Nebulosa Carina, que contiene filamentos brillantes de gas fluorescente caliente, recortados contra la nebulosa de fondo mucho más brillante. John Herschel utilizó el término " lemniscata - vacío oval " cuando la describió por primera vez, [15] y posteriormente se refirió a ella simplemente como el "vacío oval". [16] El término lemniscata continuó utilizándose para describir esta parte de la nebulosa [17] hasta que la popular escritora de astronomía Emma Converse describió la forma de la nebulosa como "parecida a un ojo de cerradura" en un artículo del Appleton's Journal de 1873. [18] El nombre Nebulosa del Ojo de la Cerradura pasó a ser de uso común, a veces para el Ojo de la Cerradura en sí, a veces para describir toda la Nebulosa Carina (que significa "la nebulosa que contiene el Ojo de la Cerradura"). [19] [20]

El diámetro de la estructura de Keyhole es de aproximadamente siete años luz (2,1 pc). Su apariencia ha cambiado significativamente desde que se observó por primera vez, posiblemente debido a cambios en la radiación ionizante de Eta Carinae. [21] Keyhole no tiene su propia designación NGC. A veces se la llama erróneamente NGC 3324 , [22] pero esa designación de catálogo se refiere a una nebulosa de reflexión y emisión justo al noroeste de la nebulosa Carina (o a su cúmulo estelar incrustado). [23] [24] [25]

Dedo desafiante

Imagen del telescopio Hubble del Defiant Finger. El norte está abajo.

El telescopio espacial Hubble fotografió un pequeño glóbulo de Bok en la Nebulosa del Ojo de la Cerradura (con una AR de 10 h  44 m  30 s, Dec −59° 40') y lo apodó "Carina Defiant Finger" debido a su forma. [26] En las imágenes del Hubble, se puede ver la luz irradiando desde los bordes del glóbulo; esto es especialmente visible en el extremo sur, donde está el "dedo". Se cree que el Defiant Finger está siendo ionizado por la brillante estrella Wolf-Rayet WR 25 y/o Trumpler 16-244, una supergigante azul brillante . Tiene una masa de al menos 6  M ☉ y es posible que se estén formando estrellas en su interior. Al igual que otras nubes interestelares bajo intensa radiación, el Defiant Finger eventualmente se evaporará por completo; para esta nube, se predice que el período de tiempo será de 200.000 a 1.000.000 de años. [27] 

Trumpler 14

Imagen del Hubble del cúmulo abierto Trumpler 14

Trumpler 14 es un cúmulo abierto con un diámetro de seis años luz (1,8 pc), ubicado dentro de las regiones internas de la Nebulosa Carina, aproximadamente a 8.000 años luz (2.500 pc) de la Tierra. [28] Es uno de los cúmulos principales de la asociación estelar Carina OB1 , que es la asociación más grande en la Nebulosa Carina. [13] Se han identificado alrededor de 2.000 estrellas en Trumpler 14. [ 29] y se estima que la masa total del cúmulo es de 4.300  M ☉ . [30]

Trumpler 15

Trumpler 15 es un cúmulo estelar en el borde noreste de la Nebulosa Carina. Los primeros estudios no coincidían en cuanto a la distancia, pero las mediciones astrométricas de la misión Gaia han confirmado que se encuentra a la misma distancia que el resto de Carina OB1 . [2]

Trumpler 16

Trumpler 16 es uno de los cúmulos principales de la asociación estelar Carina OB1 , que es la asociación más grande de la Nebulosa Carina, y es más grande y más masiva que Trumpler 14. [ 13] La estrella Eta Carinae es parte de este cúmulo.

Montaña Mística

Montaña Mística

Mystic Mountain es el término que se utiliza para designar a un pilar de polvo y gas en la Nebulosa Carina, cuya fotografía fue tomada por el Telescopio Espacial Hubble en su 20º aniversario . La zona fue observada por la Wide Field Camera 3 del Hubble el 1 y 2 de febrero de 2010. El pilar mide tres años luz (0,92 pc) de altura; las estrellas nacientes en su interior emiten chorros de gas que emanan de imponentes “picos”.

WR22

WR 22 es un sistema binario eclipsante. Las masas dinámicas derivadas del ajuste orbital varían de más de 70  M ☉ a menos de 60  M ☉ para el primario y de alrededor de 21 a 27  M ☉ para el secundario. [31] La masa espectroscópica del primario se ha calculado en 74  M ☉ [32] o 78,1  M ☉ . [33]

WR25

La estrella más brillante es WR 25

WR 25 es un sistema binario en la parte central de la Nebulosa Carina, miembro del cúmulo Trumpler 16. La estrella principal es una estrella Wolf-Rayet, posiblemente la estrella más luminosa de la galaxia. La secundaria es difícil de detectar, pero se cree que es una estrella luminosa OB .

HD93129

HD 93129 es un sistema estelar triple de estrellas de clase O en Carina. Las tres estrellas de HD 93129 se encuentran entre las más luminosas de la galaxia; [34] HD 93129 consta de dos componentes claramente resueltos, HD 93129 A y HD 93129 B , y HD 93129 A en sí está formada por dos estrellas mucho más cercanas.

HD 93129 A se ha resuelto en dos componentes. El espectro está dominado por el componente más brillante, aunque el secundario es sólo 0,9 magnitudes más débil. HD 93129 Aa es una supergigante O2 y Ab es una estrella de secuencia principal O3,5. [35] Su separación ha disminuido de 55 milisegundos de arco en 2004 a sólo 27 mas en 2013, pero no se dispone de una órbita precisa. [36]

HD 93129 B es una estrella de secuencia principal O3.5 a 3 segundos de arco de distancia del par más cercano. Es aproximadamente 1,5 magnitudes más débil que la HD 93129 A combinada , y tiene aproximadamente el mismo brillo que HD 93129 Ab . [37] [38]

HD93250

HD 93250 es una de las estrellas más brillantes de la región de la Nebulosa Carina. Se encuentra a tan solo 7,5 minutos de arco de Eta Carinae [ 39] y se considera que HD 93250 es miembro del mismo cúmulo abierto laxo Trumpler 16 , aunque parece estar más cerca del más compacto Trumpler 14. [ 40]

Se sabe que HD 93250 es una estrella binaria, sin embargo, nunca se han observado espectros individuales de los dos componentes, pero se cree que son muy similares. El tipo espectral de HD 93250 se ha dado de diversas formas como O5, [41] O6/7, [42] O4, [43] y O3. [44] A veces se ha clasificado como una estrella de secuencia principal y, a veces, como una estrella gigante . [43] [44] El estudio espectroscópico de estrellas O-Galactic O-Star Spectroscopic Survey la ha utilizado como la estrella estándar para el tipo espectral subgigante O4 recién creado . [45]

HD93205

HD 93205 es un sistema binario de dos estrellas grandes.

El miembro más masivo del par es una estrella de secuencia principal O3.5. El espectro muestra algunas líneas de emisión de nitrógeno y helio ionizados, lo que indica cierta mezcla de productos de fusión en la superficie y un fuerte viento estelar . La masa calculada a partir del movimiento absidal de las órbitas es de 40 a 60  M ☉ . Esto es algo menor de lo esperado a partir del modelado evolutivo de una estrella con sus parámetros observados. [46]

El miembro menos masivo es una estrella de secuencia principal O8 de aproximadamente 20  M ☉ . [47] Se mueve en su órbita a una velocidad de más de 300 km/s (190 mi/s) y se considera un binario relativista, lo que hace que los ábsides de la órbita cambien de manera predecible. [48]

Cúmulos abiertos catalogados en la Nebulosa Carina

En 1998 se conocían ocho cúmulos abiertos en la Nebulosa Carina: [3]

Mapa anotado

Mapa comentado de una parte de la Nebulosa Carina que muestra la ubicación de varios objetos en la nebulosa. Esta vista combina múltiples imágenes terrestres y del observatorio Hubble en una vista de 50 años luz de ancho (15 pc). [50]
Un mapa celestial de la nebulosa.

Galería

Véase también

Referencias

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