Nebulosa Ojo de Gato

La Nebulosa Ojo de Gato (también conocida como NGC 6543 y Caldwell 6) es una nebulosa planetaria en la constelación del norte 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 del telescopio espacial Hubble que revelan nudos, chorros, burbujas y arcos complejos, siendo iluminado por el núcleo central de la nebulosa planetaria caliente (PNN). Es un objeto bien estudiado que se ha observado desde longitudes de onda de radio hasta rayos X.

Información general

NGC 6543 es un objeto de cielo profundo con alta declinación norte. Tiene la magnitud combinada de 8,1, con alto brillo superficial. Su pequeña nebulosa interior brillante subtiende un promedio de 16,1 segundos de arco, con las condensaciones prominentes exteriores alrededor de 25 segundos de arco. Las imágenes profundas revelan un halo extendido de unos 300 segundos de arco o 5 minutos de arco de ancho, que una vez fue expulsado por la estrella progenitora central durante su fase de gigante roja.

NGC 6543 está a 4,4 minutos de arco desde 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 de rotación norte 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 "invariable" eje del sistema solar, que es el centro de los círculos que forman en el cielo el polo norte de cada planeta y el polo norte de la órbita de cada planeta. Dado que el movimiento en el cielo del polo de la eclíptica es muy lento en comparación con el movimiento del polo norte de la Tierra, su posición como marcador de estación del polo de la eclíptica 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 nebulosa brillante tiene temperaturas entre 7000 y 9000 K, cuyas densidades promedian alrededor de 5000 partículas por centímetro cúbico. Su halo exterior tiene la temperatura más alta alrededor de 15 000 K, pero tiene una densidad mucho menor. La velocidad del viento estelar rápido es de aproximadamente 1900 km/s, donde el análisis espectroscópico muestra la tasa actual de promedios de pérdida de masa 3.2 ×10⁻⁷ masas solares por año, equivalente a veinte billones de toneladas por segundo (20 Eg/s).

Una imagen óptica del halo circundante de la nebulosa

La temperatura de la superficie para el PNN central es de aproximadamente 80 000 K, siendo 10 000 veces más luminosa que el sol. La clasificación estelar es O7 + estrella tipo [WR]. Los cálculos sugieren que el PNN está por encima de una masa solar, a partir de 5 masas solares iniciales teóricas. La estrella Wolf-Rayet central tiene un radio de 0,65 R_☉ (452 000 km). La Nebulosa Ojo de Gato, dada en algunas fuentes, se encuentra a unos tres mil años luz de la Tierra.

Observaciones

El Ojo de Gato fue la primera nebulosa planetaria observada con un espectroscopio por William Huggins el 29 de agosto de 1864. Huggins' Las observaciones revelaron que el espectro de la nebulosa no era continuo y estaba formado por unas pocas líneas de emisión brillantes, el primer indicio de que las nebulosas planetarias consisten en gas ionizado tenue. Las observaciones espectroscópicas en estas longitudes de onda se usan para determinar la abundancia, mientras que las imágenes en estas longitudes de onda se han usado para revelar la intrincada estructura de la nebulosa.

Observaciones infrarrojas

Las observaciones de NGC 6543 en longitudes de onda del infrarrojo lejano (alrededor de 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 vuelve a irradiar en longitudes de onda infrarrojas. El espectro de emisión de polvo infrarrojo implica que la temperatura del polvo es de aproximadamente 85 K, mientras que la masa del polvo se estima en 6,4×10⁻⁴ masas solares.

La emisión infrarroja también revela la presencia de material no ionizado, como hidrógeno molecular (H₂) 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 H₂ a medida que chocan los eyectados que se mueven a diferentes velocidades. La apariencia general de la Nebulosa Ojo de Gato en infrarrojo (longitudes de onda de 2 a 8 μm) es similar en luz visible.

Observaciones ópticas y ultravioleta

La imagen del Telescopio Espacial Hubble producida aquí está en color falso, diseñada para resaltar regiones de alta y baja ionización. Se tomaron tres imágenes, en filtros que aislaban la luz emitida por hidrógeno de ion simple a 656,3 nm, nitrógeno de ion simple a 658,4 nm y oxígeno de ion doble a 500,7 nm. Las imágenes se combinaron como canales rojo, verde y azul respectivamente, aunque sus verdaderos colores son rojo, rojo y verde. La imagen revela dos "tapas" de material menos ionizado en el borde de la nebulosa.

Observaciones de rayos X

Imagen de rayos X de Nebula.

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 la temperatura de 1.7×10⁶ K. Se cree que el gas muy caliente resulta de la interacción violenta de un viento estelar rápido con el material expulsado previamente. Esta interacción ha vaciado la burbuja interna de la nebulosa. 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. No se esperaría que una estrella con una temperatura fotosférica de alrededor de 100 000 K emita una fuerte emisión en X- rayos, 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. Los datos de rayos X duros siguen siendo intrigantes más de diez años después: el ojo de gato se incluyó en un estudio de Chandra de 2012 de 21 estrellas centrales de nebulosas planetarias (CSPNe) en la vecindad 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 en caliente (~100 000 K) fotosferas de estrellas centrales, lo que posiblemente indica una alta frecuencia de compañeras binarias de CSPNe. Otras posibles explicaciones incluyen vientos autochocantes o retroceso masivo de PN."

Distancia

Las distancias de las nebulosas planetarias como NGC 6543 son generalmente muy imprecisas y poco conocidas. 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 de la línea de visión de 16,4 km·s⁻¹, esto implica que la distancia de NGC 6543 es 1001±269 parsecs ( 3×10¹⁹ k o 3300 años luz) de la Tierra. Varias otras referencias a distancia, como la citada en SIMBAD en 2014 basada en Stanghellini, L., et al. (2008) sugieren que la distancia es 1623 parsecs (5300 años luz).

Edad

La expansión angular de la nebulosa también se puede utilizar para estimar su edad. Si se ha estado expandiendo a una tasa constante de 10 milisegundos de arco al año, entonces tomaría 1000±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 encuentre material expulsado de la estrella en etapas anteriores de su evolución y el medio interestelar.

Composición

Imagen de NGC 6543 procesada para revelar los anillos concéntricos que rodean el núcleo interno. También son visibles las estructuras lineales, posiblemente causadas por jets de precesión de un sistema binario de estrellas centrales.

Como la mayoría de los objetos astronómicos, NGC 6543 se compone 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.

Diferentes estudios generalmente encuentran valores variables para las abundancias elementales. Esto se debe a menudo a que los espectrógrafos conectados 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, diferentes observaciones pueden muestrear diferentes partes de la nebulosa.

Sin embargo, los resultados de NGC 6543 coinciden en general en que, en relación con el hidrógeno, la abundancia de helio es de aproximadamente 0,12, mientras que las abundancias de carbono y nitrógeno son aproximadamente 3×10⁻⁴, y el la abundancia de oxígeno es aproximadamente 7×10⁻⁴. Estas son abundancias bastante típicas para las nebulosas planetarias, con abundancias de carbono, nitrógeno y oxígeno 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 un nebulosa planetaria.

El análisis espectroscópico profundo de NGC 6543 puede indicar que la nebulosa contiene una pequeña cantidad de material altamente enriquecido en elementos pesados; esto se discute a continuación.

Cinemática y morfología

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. La parte brillante central de la nebulosa consiste en la burbuja interior alargada (elipse interior) llena de gas caliente. Este, a su vez, está anidado 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.

La estructura de la parte brillante de la nebulosa se debe principalmente a la interacción de un viento estelar rápido emitido por el PNN central con el material visible expulsado durante la formación de la nebulosa. Esta interacción provoca la emisión de rayos X comentada anteriormente. El viento estelar, que sopla con una velocidad tan alta como 1900 km/s, tiene ' ahuecado & # 39; la burbuja interna de la nebulosa, y parece haber estallado la burbuja en ambos extremos.

También se sospecha que la estrella PNN de clase espectral WR:+O7 central, HD 164963 / BD +66 1066 / PPM 20679 de la nebulosa puede ser generada por una estrella binaria. La existencia de un disco de acreción provocado por la transferencia de masa entre los dos componentes del sistema puede dar lugar a chorros polares, que interactuarían con el material eyectado previamente. Con el tiempo, la dirección de los chorros polares variaría debido a la precesión.

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 que la estrella estaba en la rama gigante asintótica del diagrama de Hertzsprung-Russell. Estos anillos están muy uniformemente espaciados, lo que sugiere que el mecanismo responsable de su formación los expulsó a intervalos muy regulares ya velocidades muy similares. La masa total de los anillos es de aproximadamente 0,1 masas solares. Las pulsaciones que formaron los anillos probablemente comenzaron hace 15 000 años y cesaron hace aproximadamente 1000 años, cuando la formación de la parte central brillante comenzó (ver arriba).

Además, un gran halo tenue se extiende a grandes distancias de la estrella. El halo nuevamente es anterior a la formación de la nebulosa principal. La masa del halo se estima en 0,26 a 0,92 masas solares.

Fuentes citadas