Nebulosa del anillo

La Nebulosa del Anillo (también catalogada como Messier 57, M57 y NGC 6720) es una nebulosa planetaria en el norte constelación de Lyra. Tal nebulosa se forma cuando una estrella, durante las últimas etapas de su evolución antes de convertirse en una enana blanca, expulsa una vasta envoltura luminosa de gas ionizado al espacio interestelar circundante.

Imagen HaRGB de la Nebula de Anillo (M57) mostrando los débiles cáscaras exteriores. Datos del Telescopio de Liverpool en La Palma, Islas Canarias (Islas Canarias), España.

Historia

Esta nebulosa fue descubierta por el astrónomo francés Charles Messier mientras buscaba cometas a fines de enero de 1779. El informe de Messier sobre su descubrimiento independiente del cometa Bode llegó dos semanas después al astrónomo francés Antoine Darquier de Pellepoix, quien luego independientemente redescubrió la nebulosa mientras seguía al cometa. Darquier informó más tarde que era "... tan grande como Júpiter y se asemeja a un planeta que se está desvaneciendo" (lo que puede haber contribuido al uso de la persistente terminología de "nebulosa planetaria"). Se ingresaría en el catálogo de Messier como el objeto número 57. Messier y el astrónomo de origen alemán William Herschel especularon que la nebulosa estaba formada por múltiples estrellas débiles que no se podían resolver con su telescopio.

En 1800, el conde alemán Friedrich von Hahn anunció que unos años antes había descubierto la débil estrella central en el corazón de la nebulosa. También notó que el interior del anillo había sufrido cambios y dijo que ya no podía encontrar la estrella central. En 1864, el astrónomo aficionado inglés William Huggins examinó los espectros de múltiples nebulosas y descubrió que algunos de estos objetos, incluido M57, mostraban los espectros de líneas de emisión brillantes características de los gases fluorescentes incandescentes. Huggins concluyó que la mayoría de las nebulosas planetarias no estaban compuestas de estrellas no resueltas, como se había sospechado anteriormente, sino que eran nebulosidades. La nebulosa fue fotografiada por primera vez por el astrónomo húngaro Eugene von Gothard en 1886.

Observación

Ubicación del M57 en la constelación Lyra.

Messier 57 se encuentra al sur de la brillante estrella Vega, que forma el vértice noroeste del asterismo del Triángulo de Verano. La nebulosa se encuentra aproximadamente a un 40 % de la distancia entre Beta (β) y Gamma (γ) Lyrae, lo que la convierte en un objetivo fácil de encontrar para los astrónomos aficionados.

El disco de la nebulosa tiene un tamaño angular de 1,5 × 1 minuto de arco, lo que lo hace demasiado pequeño para ser resuelto con binoculares de 10×50. Se observa mejor con un telescopio con una apertura de al menos 20 cm (8 in), pero incluso un telescopio de 7,5 cm (3 in) revelará su forma de anillo elíptico. El uso de un filtro UHC u OIII mejora enormemente la observación visual, especialmente en áreas con contaminación lumínica. El orificio interior se puede resolver con un instrumento de 10 cm (4 pulgadas) con un aumento de 100×. Los instrumentos más grandes mostrarán algunas zonas más oscuras en los bordes este y oeste del anillo, y una leve nebulosidad dentro del disco. La estrella central, de magnitud 14,8, es difícil de detectar.

Propiedades

M57 está a 0,787 kpc (2570 años luz) de la Tierra. Tiene una magnitud visual de 8,8 y una magnitud fotográfica más tenue, de 9,7. Las fotografías tomadas durante un período de 50 años muestran que la tasa de expansión de la nebulosa es de aproximadamente 1 segundo de arco por siglo, lo que corresponde a observaciones espectroscópicas de 20 a 30 km s⁻¹. M57 está iluminada por una enana blanca central o núcleo de nebulosa planetaria (PNN) de 15,75v de magnitud visual.

Todas las partes interiores de esta nebulosa tienen un tinte azul verdoso causado por las líneas de emisión de oxígeno doblemente ionizado a 495,7 y 500,7 nm. Estos observaron las llamadas "líneas prohibidas" Ocurren solo en condiciones de muy baja densidad que contienen unos pocos átomos por centímetro cúbico. En la región exterior del anillo, parte de la tonalidad rojiza se debe a la emisión de hidrógeno a 656,3 nm, formando parte de la serie de líneas de Balmer. Las líneas prohibidas de nitrógeno ionizado o N II contribuyen al enrojecimiento a 654,8 y 658,3 nm.

Estructura de nebulosa

M57 pertenece a la clase de nebulosas de estallido estelar conocidas como bipolares, cuyos gruesos anillos ecuatoriales extienden visiblemente la estructura a través de su eje principal de simetría. Parece ser un esferoide alargado con fuertes concentraciones de material a lo largo de su ecuador. Desde la Tierra, el eje simétrico se ve a unos 30°. En general, se ha estimado que la nebulosidad observada se está expandiendo durante aproximadamente 1610 ± 240 años.

Los estudios estructurales encuentran que este planeta exhibe nudos caracterizados por una simetría bien desarrollada. Sin embargo, estas son solo siluetas visibles contra la emisión de fondo del anillo ecuatorial de la nebulosa. M57 puede incluir líneas internas de emisión N II ubicadas en los nudos' puntas que enfrenta la PNN; sin embargo, la mayoría de estos nudos son neutros y aparecen solo en las líneas de extinción. Su existencia muestra que probablemente solo estén ubicados más cerca del frente de ionización que los que se encuentran en el planetario Lupus IC 4406. Algunos de los nudos exhiben colas bien desarrolladas que a menudo son detectables en espesor óptico del espectro visual.

Núcleo de nebulosa planetaria (PNN)

La PNN central, la estrella que ha estallado, fue descubierta por el astrónomo húngaro Jenő Gothard el 1 de septiembre de 1886 a partir de imágenes tomadas en su observatorio en Hereny, cerca de Szombathely. En los últimos dos mil años, la estrella central de la Nebulosa del Anillo abandonó la rama gigante asintótica después de agotar su suministro de combustible de hidrógeno. Por lo tanto, ya no produce su energía a través de la fusión nuclear y, en términos evolutivos, ahora se está convirtiendo en una estrella enana blanca compacta.

El PNN ahora consta principalmente de carbono y oxígeno con una envoltura exterior delgada compuesta de elementos más livianos. Su masa es de aproximadamente 0,61–0,62 M_☉, con una temperatura superficial de 125 000 ± 5000 K. Actualmente es 200 veces más luminoso que el Sol, pero su magnitud aparente es solo +15.75.