Los nudos cometarios, también conocidos como glóbulos, son estructuras observadas en varias nebulosas planetarias cercanas (PNe), incluyendo la Nebulosa de la Hélice (NGC 7293), la Nebulosa del Anillo (NGC 6720), la Nebulosa Dumbbell (NGC 6853), la Nebulosa Esquimal (NGC 2392), y la Nebulosa Retina (IC 4406). [1] [2] Se cree que son una característica común de la evolución de las nebulosas planetarias, pero solo se pueden resolver en los ejemplos más cercanos. [2] Generalmente son más grandes que el tamaño del Sistema Solar (es decir, la órbita de Plutón ), con masas de alrededor de 0,00001 veces la masa del Sol , que es comparable a la masa de la Tierra . [1] [3] [4] Hay alrededor de 40.000 nudos cometarios en la Nebulosa de la Hélice. [5]
En longitudes de onda ópticas, los nudos se ven como "la piel ionizada de un glóbulo molecular denso y polvoriento" que forma una cabeza en forma de medialuna que está ionizada e iluminada por la estrella central, con un radio o cola posterior. [6] En los datos moleculares de hidrógeno y monóxido de carbono, se observa que las colas de los nudos cometarios son altamente moleculares. [4] El glóbulo central es al menos 1000 veces más denso que el material circundante que fluye a su lado. [6] La apariencia es análoga a la cola de un cometa que mira en dirección opuesta a su estrella , pero los cometas son cuerpos sólidos y mucho más pequeños en tamaño y masa totales.
Los glóbulos situados lejos y cerca de la estrella central presentan características diferentes. En el lado cercano de la Nebulosa de la Hélice, el glóbulo polvoriento central de cada nudo cometario aparece oscuro contra el fondo, ya que absorbe la luz de [O III ] 5007 Angstroms emitida en la envoltura nebular. Los del lado lejano no obstruyen esta fuente de luz y, por lo tanto, no tienen este aspecto oscuro. [6] Además, los glóbulos cerca de la estrella central parecen tener una cola distintiva, mientras que los situados más lejos no presentan colas tan definidas. [5]
El origen de los nudos cometarios en las nebulosas planetarias es aún desconocido y objeto de una intensa investigación. No está claro si se crearon durante la fase de la Rama Asintótica Gigante (AGB) y de alguna manera lograron sobrevivir a la transición AGB-PN, o si se crearon cuando la estrella ya se había convertido en una nebulosa planetaria. El último caso implicaría que las condiciones en la nebulosa planetaria anfitriona habrían, en un momento determinado, desencadenado la formación de grumos moleculares en su envoltura nebular. [5] Por lo tanto, comprender la formación y evolución de los nudos cometarios no solo proporcionaría una visión de las propiedades físicas de la nebulosa planetaria anfitriona, sino que también ayudaría a dibujar un cuadro más detallado de la evolución estelar de las estrellas de masa baja a intermedia.
Los nudos cometarios son un tipo de flujo de fotoevaporación ionizada , que se asocia característicamente con nebulosas planetarias, pero se conocen varios otros tipos de flujos de fotoevaporación ( proplyds , glóbulos cometarios , trompas de elefante y flujos de champán ) de regiones H II como la nebulosa de Orión . Los nudos cometarios se describen como más dominados por la advección que las otras variedades, que están dominadas por la recombinación o dominadas por el polvo. La distinción se puede hacer en términos de la fórmula para el "balance dinámico de ionización dentro de un flujo de fotoevaporación", F * ≈ μn 0 + αn 0 2 h . Aquí F * es el "flujo de fotones ionizantes incidente en el exterior del flujo", μ es la "velocidad inicial del flujo", α es el "coeficiente de recombinación", n0 es la "densidad ionizada máxima en el flujo" y h, que es aproximadamente 0,1 r0 , es el "espesor efectivo del flujo". En flujos dominados por la convección, μn0 es mayor que αn02h , y la mayoría de los fotones entrantes alcanzan el frente de ionización e ionizan el gas fresco. En otros flujos, la mayoría de los fotones no alcanzan el frente de ionización y, en cambio, equilibran las recombinaciones en el flujo . [ 7 ]
Varias estructuras han sido descritas como nudos cometarios o glóbulos cometarios que rodean a R Coronae Borealis , que es una estrella peculiar descrita como potencialmente el resultado de una fusión de enanas blancas o un destello final de la capa de helio que se atenúa periódicamente debido a una acumulación de polvo de carbono que la rodea, actuando como un " coronógrafo natural ". [8]
El modelado tridimensional de NGC 6337 , una nebulosa planetaria con un núcleo binario cercano, sugiere la presencia de un "anillo grueso con filamentos radiales y nudos". Los nudos cometarios representan grandes fluctuaciones de densidad en un toroide en expansión lenta. [9]
Sus masas de aproximadamente 10
−5
M
☉
serían más parecidas a las de los planetas de nuestro sistema solar (
M
E
=
3 × 10 −6 M ☉ , M J =9,6 × 10 −4 M ☉ ) que el de nuestros cometas más grandes observados (10 × 10 18 gramos ).
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