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✨M57 por Robert Gendler

Domingo 12 de Noviembre de 2017




Uno de los mejores ejemplos de una nebulosa planetaria es la Nebulosa del Anillo que representa los restos gaseosos de una estrella similar al sol que ha entrado en sus etapas finales de evolución. La intensa radiación del remanente estelar ioniza los gases que previamente expulsaron las estrellas. La carcasa interna se ilumina en verde con oxígeno ionizado (OII y OIII) y nitrógeno, mientras que el hidrógeno en la capa exterior se ilumina en rojo. El objeto estelar en el centro es una "enana blanca". La etapa de la nebulosa planetaria de una estrella de masa intermedia dura solo de 10 a 30 mil años, un instante a niveles astronómicos en la vida general de una estrella. Finalmente, la envoltura expulsada se dispersa en el medio interestelar, enriqueciéndola con elementos ligeros y más pesados ​​creados originalmente en las profundidades del horno nuclear de la estrella, ahora muerta. La capa externa de M57 se expande a una velocidad de aproximadamente 1 segundo de arco por siglo. Los astrónomos han usado su tasa de expansión para calcular la edad de M57, que se estima entre 6.000 a 8.000 años. Aunque la parte más brillante de M57 se extiende durante 1,4 minutos de arco, las observaciones profundas de la nebulosa principalmente en luz h-alfa revelan un halo exterior que se expande a 3,5 minutos de arco.

M57 es una de las nebulosas planetarias más brillantes y más grandes y se ha estudiado ampliamente en múltiples longitudes de onda. Aunque su forma parece esférica, como su nombre indica, su verdadera estructura es compleja, y consiste en un núcleo de nebulosa brillante con múltiples anillos, un halo interior bilobulado brillante y un aura externa débil. Se cree que muchas más nebulosas planetarias que tienen forma de anillo o esférica, adquieren una forma bipolar. El núcleo brillante de la nebulosa que representa la parte más visible del objeto en longitudes de onda ópticas, está compuesto por gases ionizados con una estructura de emisión estratificada de helio ionizado, hidrógeno, nitrógeno y oxígeno (HeII, H-alfa, NII, OIII, OII). El halo interno es una estructura bilobulada de vientos ionizados que muestra un borde iluminado que es ópticamente evidente. El halo exterior es una estructura tenue que consiste en una subcapa interior iluminada por un miembro y una subcapa exterior difusa. El halo exterior representa el residuo ionizado de los vientos estelares eyectados durante la fase de gigante roja de la estrella hace unos de 10.000 a 100.000 años.

Las nebulosas planetarias se forman en la etapa final de la vida de las estrellas, comienzan sus vidas teniendo una masa total de una a ocho masas solares. En la etapa final de una estrella, anterior a la formación de una nebulosa planetaria, la estrella evoluciona y se conoce como una estrella de rama gigante asintótica (AGB). La estrella AGB finalmente expulsa su envoltura externa que se ioniza con el remanente caliente de la estrella o "enana blanca". El camino hacia una nebulosa planetaria comienza con la secuencia principal de una estrella que tiene de una a ocho masas solares. Una estrella de esta masa pasa la mayor parte de su vida en la secuencia principal fusionando su combustible de hidrógeno con helio en lo más profundo de su núcleo. Mientras que la estrella está en la secuencia principal, se establece un equilibrio entre la producción de energía que tiende a expandir la estrella y la gravedad que quiere contraerla. Cuanto más masiva es una estrella, más corta es su vida. Las estrellas con la masa del sol pueden durar en la secuencia principal durante aproximadamente 9 mil millones de años, mientras que las estrellas de gran masa pueden durar un millón de años o menos.

Hacia el final de la vida de las estrellas, el combustible de hidrógeno se agota permitiendo que la gravedad se adelante y obligue al núcleo a contraerse. La contracción del núcleo provoca un aumento en la temperatura central, pero también una expansión algo paradójica de las capas externas que enfría la superficie de la estrella. La luminosidad de las estrellas aumenta a medida que se hincha en tamaño. En esta etapa, la estrella son conocidas como gigantes rojas. En contraste con la secuencia principal de la estrella, la gigante roja se caracteriza por un núcleo más caliente y temperaturas superficiales más frías. Finalmente, el hidrógeno se agota por completo, la contracción del núcleo se desactiva y las temperaturas aumentan en el núcleo a unos 300 millones de grados, lo que desencadena la aparición de la fusión de helio. La estrella ha encontrado una nueva fuente de energía, pero no durará mucho. El inicio de la combustión de helio aumenta la temperatura de la superficie de la estrella y aumenta su luminosidad, moviendo la estrella en una trayectoria casi alineada con su estado anterior de gigante roja. Cuando nuestro sol alcanze la fase AGB, su radio se extenderá más allá de la órbita de la Tierra, tragando literalmente nuestro planeta. Las estrellas AGB se vuelven inestables y su inestabilidad hace que pulsen erráticamente.

Durante las pulsaciones, la estrella puede perder la mitad de su masa, gran parte convertida en polvo, que finalmente rodea a la estrella en un caparazón tan grueso que la luz se bloquea y la estrella desaparece del cielo visual. Los estudios de M57 han detectado un contenido sustancial de polvo de aproximadamente 1/1.000 de una masa solar concentrada principalmente en los nudos visibles en la región exterior del núcleo de la nebulosa brillante. Durante esta fase, la estrella emite casi toda su energía en el infrarrojo, convirtiéndose en una fuerte fuente de infrarrojos. En última instancia, la estrella AGB arroja gran parte de su masa, excepto el 0,6 por ciento de su masa, entonces el interior estelar caliente queda expuesto. La temperatura del núcleo es tan alta en este punto (50,000 a 150,000 grados Kelvin) que la radiación ultravioleta ioniza la capa gaseosa y el polvo circundante formando la etapa de nebulosa planetaria. El interior estelar caliente de una nebulosa planetaria se derrumba en un objeto extremadamente compacto llamado enana blanca. Dentro de la enana blanca cada electrón se comprime tan cerca del núcleo como sea posible produciendo un objeto masivo extraordinario que tiene una densidad de una tonelada métrica por centímetro cúbico. Para la mayoría de las estrellas, esta es la etapa final, ya que las fuerzas conocidas como presión de degeneración de electrones evitan un mayor colapso. Detalles técnicos.

Crédito:   Robert Gendler / Astropics / Nighthawk Observatory / NASA / ESA, and C. R. O'Dell 

Messier 57     RA = 18:53:35.079     DEC = +33:01:45.03     Mag = 15.769

2 comentarios:

  1. Una imagen increíble muy linda de ✨M57 por Robert Gendler un articulo excelente Juan Carlos feliz inicio de semana un abrazo

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