Nebulosa de la Tarántula

Nebulosa de la Tarántula

 

 

Nebulosa de la Tarántula
la nebulosa de la Tarántula o NGC 2070, la mayor nebulosa conocida en nuestro cielo. El hidrógeno de la nebulosa se muestra en rojo y rosa, mientras que el oxígeno es verde y azul. El gas rojo y rosa indica que se trata de una nebulosa de emisión masiva. El área más brillante de las estrellas a la izquierda del centro se llama R136a y contiene muchas estrellas masivas, estas estrellas son las más calientes y más brillantes conocidas.
Datos de observación: Época J2000.0
Ascensión recta	05h 38m 38s
Declinación	-69° 05.7′
Distancia	170 000 años luz
Magnitud aparente (V)	8
Tamaño aparente (V)	40 x 25 minutos de arco
Constelación	Dorado
Características físicas
Radio	500 años luz
Otras características	Situada en la Gran Nube de Magallanes
Otras designaciones	NGC 2070, 30 Doradus
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Imagen en infrarrojo de la nebulosa de la Tarántula del Spitzer.

Llla nebulosa de la Tarántula, también conocida como 30 Doradus o NGC 2070, es una región H II que se encuentra en la Gran Nube de Magallanes. Inicialmente considerada una estrella, en 1751 Nicolas Louis de Lacaille reconoció su naturaleza de nebulosa.

Con una magnitud aparente de 5, la nebulosa de la Tarántula es un objeto extremadamente luminoso, considerando que se encuentra a unos 170 000 años luz de distancia.​ Su luminosidad es tal, que si se encontrara a la misma distancia de la Tierra que la nebulosa de Orión, llegaría a producir sombras. De hecho, es la región de formación estelar más activa y compleja conocida dentro de las galaxias del Grupo Local. En su centro se encuentra el cúmulo estelar R136, extraordinariamente compacto, masivo (450 000 veces más masivo que el Sol), y rico en estrellas de muy alta masa y luminosidad, que produce la mayor parte de la energía que hace visible la nebulosa, estimándose su edad en 1 o 2 millones de años y existiendo la posibilidad de que en el futuro se acabe convirtiendo en un cúmulo globular de baja masa.

la Nebulosa de la Tarántula es uno de los objetos astronómicos más interesantes de la Gran Nube de Magallanes (LMC) y más importante de la galaxia vecina de la Vía Láctea. Se trata de la nebulosa de emisión más grande conocida.

Otro cúmulo notable, Hodge 301, está situado a unos 150 años luz del centro de la nebulosa.

La supernova más cercana observada desde la invención del telescopio, SN 1987A, tuvo lugar en las afueras de la nebulosa de la Tarántula.

La imagen de la derecha es la región central de la nebulosa de la Tarántula — mosaico de 15 imágenes del Hubble.

Westerlund 2

Westerlund 2

es un cúmulo estelar compacto joven oscurecido (quizás incluso un cúmulo estelar súper) en la Vía Láctea , con una edad estimada de aproximadamente uno o dos millones de años. Contiene algunas de las estrellas más calientes, más brillantes y más masivas que se conocen. El cúmulo reside dentro de un caldo de cultivo estelar conocido como Gum 29 , ubicado a 20,000 años luz de distancia en la constelación Carina. Es medio grado a simple vista Cefeida variable V399 Carinae .

Miembros del cumulo

El grupo contiene al menos una docena de estrellas O tempranas , de las cuales al menos tres son binarias eclipsantes . Todos son más calientes que 38,000 K y más luminosos que 230,000  L ☉ .Hay alrededor de 20 más estrellas de clase O en el grupo, todos los objetos de secuencia principal implican una edad muy joven para el grupo.

Varias estrellas Wolf-Rayet se encuentran en las cercanías de Westerlund 2, aunque no en el núcleo central. Se cree que WR20a , un binario que consta de dos estrellas WR, y las estrellas solteras WR20aa , WR20b y WR20c son miembros del clúster, aunque posiblemente ahora sean miembros desbocados. Los cinco Wolf Rayets son objetos masivos extremadamente jóvenes con tipos espectrales OIf * / WN, entre las estrellas más luminosas de la galaxia. Este tipo espectral compuesto indica estrellas jóvenes muy masivas de combustión de hidrógeno que recién están empezando a extraer nitrógeno y helio a la superficie y desarrollan vientos estelares más densos para que muestren las líneas de emisión de una estrella Wolf-Rayet.WR21a , en sí mismo un binario masivo, se encuentra en la misma dirección, pero es poco probable que sea un miembro de Westerlund 2. 

Westerlund 2 también contiene una gran cantidad de estrellas de secuencia principal con masas por debajo de 2.5  M ☉ . Estas estrellas limitan la edad del clúster a cerca de 2 Myr. [6]

Descubrimiento 

 

Westerlund 2 rodeado de guardería estelar RCW 49

Como su nombre indica, el grupo Westerlund 2 fue descubierto por Bengt Westerlund en la década de 1960 pero su contenido estelar fue evaluado solo en años posteriores. 

Imagen del 25º Aniversario del Hubble 

El 23 de abril de 2015, se eligió una imagen del cúmulo Westerlund 2 para celebrar el 25º aniversario del Telescopio Espacial Hubble . 

Crédito:

NASA, ESA, el equipo del patrimonio de Hubble (STScI / AURA), A. Nota (ESA / STScI) y el equipo de ciencias de Westerlund 2

Las observaciones originales de Westerlund 2 fueron obtenidas por el equipo científico: Antonella Nota (ESA / STScI), Elena Sabbi (STScI), Eva Grebel y Peter Zeidler (Astronomisches Rechen-Institut Heidelberg), Monica Tosi (INAF, Observatorio Astronómico de Bolonia) , Alceste Bonanos (Observatorio Nacional de Atenas, Instituto Astronómico), Carol Christian (STScI / AURA) y Selma de Mink (Universidad de Amsterdam). Las observaciones de seguimiento fueron hechas por el equipo de Hubble Heritage: Zoltan Levay (STScI), Max Mutchler, Jennifer Mack, Lisa Frattare, Shelly Meyett, Mario Livio, Carol Christian (STScI / AURA) y Keith Noll (NASA / GSFC).

Cassiopeia A

 

Cassiopeia A
Una imagen en falso color compuesta de datos de tres fuentes. El rojo son datos en infrarrojo del telescopio espacial Spitzer, el naranja son los colores visibles tomados por el telescopio espacial Hubble, y el azul y verde son datos del Observatorio de rayos X Chandra.
Fecha	1947
Datos de observación  (Época J2000)
Tipo de supernova	IIb
Galaxia anfitriona	Vía Láctea
Constelación	Casiopea
Ascensión recta	23h 23m 26s
Declinación	+58° 48′
Coordenadas galácticas	G111.7-2.1
Magnitud aparente (V)	6?
Distancia	11.000 al (3,4 kpc)1​
Características físicas
Progenitor	desconocido
Tipo de progenitor	desconocido
Color (B-V)	desconocido
Características notables	Fuente de radio más fuerte más allá de nuestro sistema solar.
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Cassiopeia A observada por el Telescopio Espacial Hubble.

Cassiopeia A (Cas A) es un remanente de supernova en la constelación de Casiopea y la fuente astronómica de radio más brillante fuera del Sistema Solar a frecuencias superiores a 1 GHz. La densidad de flujo a una frecuencia de 1 GHz es de 2720 Jy. La supernova que originó este remanente se encontraba dentro de la Vía Láctea a una distancia de aproximadamente a 11 mil años luz.​ La nube en expansión del material remanente de la supernovatiene ahora aproximadamente 10 años luz de un extremo a otro. A pesar de su luminosidad en radio, esta es extremadamente débil en el visible, y solo se puede observar en fotografías de larga exposición.

Se cree que la luz de la explosión estelar llegó por primera vez a la tierra hace aproximadamente 300 años, pero no existen fuentes históricas de la observación de la estrella progenitora, probablemente debido a que el polvo interestelar absorbió la radiación visible antes que esta alcanzara la tierra. Sin embargo es posible que está fuera registrada como una estrella de sexta categoría 3 Cassiopeiae por John Flamsteed el 16 de agosto de 1680.​ Posibles explicaciones se inclinan hacia la idea que la estrella originaria era inusualmente masiva y previamente habría expulsado muchas de sus capas exteriores. Estas capas podrían haber encubierto la estrella y reabsorbido mucha de su luz liberada cuando el interior de la estrella colapsó.

Las capas en expansión tienen una temperatura de cerca de 50 millones de grados Fahrenheit, y están viajando a más de 16 millones de kilómetros por hora.

Cas A es la fuente de radio más intensa en el cielo más allá de de nuestro Sistema solar, y estuvo entre las primeras fuentes encontradas en 1947. El componente visible fue inicialmente identificado en 1950. En 1979, Shklovsky predijo que Cas A tenía un agujero negro.​ En 1999, el Observatorio de rayos X Chandra encontró un "fuente caliente puntiforme" próximo al centro de la nebulosa el cual es muy probablemente la estrella de neutrones o agujero negro predicho, pero previamente no encontrado.​

Expansión

Cálculos basados en la expansión actualmente observada ubican una explosión alrededor de 1667, sin embargo el astrónomo William Ashworth y otros han sugerido que John Flamsteed pudo inadveridamente haber observado la supernova el 18 de agosto de 1680, cuando él catalogó una estrella cerca de su posición. En todo caso, ninguna supernova en la Vía Láctea ha sido observable a simple vista en la tierra desde entonces. Observación de estrellas que han estallado por medio del telescopio espacial Hubble han demostrado que, a pesar de la creencia original que los remanentes se expandían de un modo uniforme, existen 2 chorros de detritos opuestos que están viajando a unas 51,2 millones de kilómetros por hora. Esta velocidad se estima ser 32 millones de kilómetros por hora más rápido que el resto de los escombros.2​ Cuando en la panorámica de la estrella en expansión usa colores para diferenciar materiales de diferente composición química, este muestra que materiales similares permanecen reunidos en los restos de la explosión.

Observación del eco de luz

Recientemente el eco de luz infrarrojo de la explosión de Cassiopeia A fue observado cerca de las nubes de gas usando el Telescopio Espacial Spitzer.​ El espectro registrado probo que la supernova era de Tipo IIb, significando esto que resultó del colapso interno y la consiguiente explosión violenta de una estrella masiva, probablemente una supergigante roja. Esta fue la primera observación del eco de luz en infrarrojo de una supernova cuya explosión no fue directamente observada, lo cual abre la posibilidad de estudiar y reconstruir eventos astronómicos pasado

creditos nasa.esa wikipedia

Nebulosa Cabeza de Caballo

 

 

Nebulosa Cabeza de Caballo
Datos de observación: Época J2000.0
Ascensión recta	05h 40m 59s
Declinación	-02° 27′ 30.0"
Distancia	1500 años luz
Magnitud aparente (V)	-
Tamaño aparente (V)	8 × 6 arcmin
Constelación	Orión
Características físicas
Radio	3,5 años luz
Otras designaciones	Barnard 33, LDN 1630
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La nebulosa Cabeza de Caballo (Horsehead Nebula en inglés) o Barnard 33 (B33) es una nube de gas fría y oscura, situada a unos 1500 años luz de la Tierra, al sur del extremo izquierdo del cinturón de Orión. Forma parte del Complejo de Nubes Moleculares de Orión, y mide aproximadamente 3,5 años luz de ancho. Esta nebulosaoscura es visible por contraste, ya que aparece por delante de la nebulosa de emisión IC 434. Por su forma es la más familiar de las nebulosas de absorción.

El color rojizo de la nebulosa de emisión se origina por la recombinación de los electrones con los protones de los átomos de hidrógeno. La estrella más brillante, situada a la izquierda de la nebulosa, es la popular Alnitak(ζ Orionis) del cinturón de Orión. La forma inusual de Cabeza de Caballo fue descubierta por primera vez en una placa fotográfica a finales del siglo XIX por Williamina Fleming, en el Observatorio del Harvard College. El primero en incluir en un catálogo a la nebulosa Cabeza de Caballo fue Edward Emerson Barnard de la Familia Barnard, en 1919.1​

Entorno de la nebulosa[editar]

 

Entorno de la nebulosa de la Flama, NGC 2023 y la Cabeza de Caballo, entre otras.

En la foto del entorno se ven también nebulosas de reflexión, que reflejan preferentemente la luz azul de las estrellas cercanas.

En la fotografía también puede verse, en color anaranjado, la nebulosa de la Flama, catalogada como NGC 2024, en la parte inferior izquierda. Recibe este nombre por su parecido con una hoguera. Una franja oscura de polvo interestelar absorbente se destaca en silueta contra el resplandor de la emisión del hidrógeno y, de hecho, oculta la verdadera fuente de energía de la nebulosa de la Flama. Detrás de la franja oscura yace un cúmulo de estrellas jóvenes y calientes, vistas a longitudes de onda infrarrojas a través del polvo oscurecedor. Una estrella masiva joven de ese cúmulo es la fuente probable de la intensa radiación ultravioleta que ioniza el gas de hidrógeno de la nebulosa de la Flama.

En la imagen también se aprecia la nebulosa NGC 2023, debajo de IC 434; es una nebulosa de reflexión, de ahí su característico color azulado. IC 431 aparece justo a la izquierda de la nebulosa de la Flama.