el nucleo de la nebulosa roxetta

 

Nebulosa Roseta
Datos de observación: Época J2000.0
Ascensión recta	06 h 33 m 45 s
Declinación	+04° 59′ 54″
Distancia	5200 al (1600 pársecs)
Magnitud aparente (V)	9,0
Tamaño aparente (V)	1,3º grados de arco
Constelación	Monoceros
Características físicas
Radio	65 al
Otras designaciones	NGC 2237, NGC 2238, NGC 2239, NGC 2249, Sh2-275, Caldwell 49
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La nebulosa Roseta es una región H II grande y circular, ubicada en el borde de una gigantesca nube molecularen la constelación del Unicornio Monoceros, situada en la banda de la Vía Láctea. El cúmulo abierto NGC 2244(Caldwell 50) está estrechamente asociado con la nebulosa, en virtud de que las estrellas del cúmulo se han formado de la materia de la misma.

El complejo tiene las siguientes designaciones en el Nuevo Catálogo General (NGC) designations:

• NGC 2237 – Parte de la nebulosa (Usado también para designar a la nebulosa completa)
• NGC 2238 – Parte de la nebulosa
• NGC 2239 – Parte de la nebulosa (Descubierta por John Herschel)
• NGC 2244 – El cúmulo abierto dentro de la nebulosa (Descubierto por John Flamsteed en 1690)
• NGC 2246 – Parte de la nebulosa...

Además de esto, fue usada como portada del álbum The Stage de la banda de heavy metal estadounidense Avenged Sevenfold

Características

El cúmulo y la nebulosa se encuentran a una distancia de unos 5200 años luz de la Tierra (aunque los cálculos de la distancia varían considerablemente, hasta llegar a 4900 años luz)​ y medir unos 130 años luz de diámetro. La radiación de las estrellas jóvenes excitan los átomos de la nebulosa, haciendo que emitan radiación que hace brillar a la nebulosa. La masa de la nebulosa se estima en unas 10 000 masas solares.

Se cree que el viento estelar de un grupo de estrellas O y B está ejerciendo presión sobre la nube, causando su compresión, y generando la formación de estrellas en la nebulosa. Esta formación estelar está aún en curso.

Una imagen de la nebulosa tomada por el Observatorio de rayos X Chandra en 2001, ha permitido observar la zona de las estrellas jóvenes y calientes que están en el centro de la nebulosa Roseta. Las estrellas han calentado el gas que las rodea a una temperatura del orden de 6 millones de kelvin, haciendo que emitan grandes cantidades de rayos-X.

Observando la nebulosa Roseta

El cúmulo de estrellas es visible con binoculares y puede apreciarse muy bien con un telescopio pequeño. La nebulosa en cambio es más difícil de detectar visualmente, y requiere de un telescopio con un bajo aumento. Es necesario un cielo oscuro, sin polución luminosa, para la observación. El color rojo no se detecta visualmente, aunque sí en las imágenes fotográficas. Este típico color rojo de las nebulosas es producido por la emisión de los átomos de hidrógeno a través del fenómeno conocido como fluorescencia.

ángel de nieve cósmico

Sh2-106

 

Sharpless 2-106
Sharpless 2-106 (NASA, ESA, Telescopio espacial Hubble Heritage Team (STScI/AURA))
Tipo	Nebulosa de emisión(bipolar)1​
Ascensión recta	20 h 27 m 27.1 s2​
Declinación	+37° 22′ 39″
Distancia	2000 KAl
Tamaño aparente (V)	0.5 × minutos de arco
Constelación	Cygnus (constelación)1​
Características físicas
Radio	1 Al
Otras características	76.39°, -0.63°
Otras designaciones	M, NGC
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Sharpless 2-106, Sh2-106, S1063​ o más popularmente conocida como ángel de nieve cósmico,4​ es una región de formación estelar bipolar cuya forma da la apariencia de un ángel celestial con sus "alas" desplegadas de aproximadamente 2 años luz de extensión. Se encuentra a unos 2 000 años luz de la tierra, en un sector relativamente aislado de la Vía Láctea, en la región H II de la constelación del Cisne.​

La forma de las alas del ángel se deben a una estrella masiva, que debido a su gran actividad expulsa hacia fuera dos lóbulos gemelos de gas muy caliente de color azul brillante. Además posee un anillo de polvo y gas a su alrededor con la apariencia de un cinturón que se expande y le brinda la forma de un "reloj de arena".

Gracias a las nítidas imágenes obtenidas en febrero de 2011 por el Telescopio espacial Hubble, se puede observar que la tenue luz que emana de la estrella central se refleja en las partículas de polvo, iluminando su entorno y permitiendo observar las ondas de choque de los gases a medida que interactúan con el medio interestelar más frío. Estas imágenes fueron tomadas con la Cámara de Gran Angular 3, utilizando un filtro en la banda visible angosta para poder aislar el gas de hidrógeno. Además se ha combinado con filtros del infrarrojo cercano para poder mostrar el contraste de la estructura del gas frío y de polvo de los filamentos sinuosos, de color rojizo oscuro, como si fueran "venas" que rodean los lóbulos azules.

Estrella central

S106 posee en su centro una estrella masiva, la cual permanece oculta detrás de una nube de polvo y gas, por lo que ha sido identificada como "fuente infrarroja" S106 IRS 4,​ con una masa equivalente a la de 15 soles.

Esta estrella, de unos 100.000 años de antigüedad, emite una fuente infrarroja del tipo 4 (IRS 4)​ e impulsa la nebulosa bipolar con una tasa de pérdida de masa de aproximadamente 1 a 2 veces más rápido que otras estrellas de secuencia principal con una luminosidad similar. Sin embargo, basados en el impulso del viento de rayos X de su luminosidad, la IRS S106 4 es comparable, por sus valores observados, con las estrellas masivas más evolucionadas pertenecientes a la estrellas gigantes de secuencia principal, lo que sugiere que el proceso que es responsable de la emisión de rayos X en las estrellas masivas más viejas ya está en marcha en las primeras etapas de la S106 IRS 4.​

Estudios posteriores de esta nebulosa han descubierto más de 600 objetos sub-estelares o enanas marrones.​ Observadas en longitudes de onda infrarroja pura, estas estrellas "fallidas" pesan menos de una décima parte de nuestro sol y debido a su baja masa no pueden producir energía sostenida a través de la fusión nuclear como nuestro Sol lo hace.

La estrella 4 IRS posee un gran disco de gas y polvo que la orbita, de color rojo oscuro por lo que actúa como una nebulosa de emisión, ya que este polvo emite luz después de haber sido ionizado, mientras que el polvo más alejado a la IRS 4 refleja la luz de la estrella central y por lo tanto también actúa como una nebulosa de reflexión.​

niebla galactica

¿Por qué esta fotografía de estrellas se asemejan a una pintura impresionista? El efecto es creado no por trucos digitales, sino por las grandes cantidades de polvo interestelar. Polvo, pegotes diminutos ricos en carbono y de tamaño similar al humo del cigarrillo, comienza con frecuencia en las atmósferas exteriores de grandes y frías, estrellas, evolucionados. El polvo se dispersa cuando la estrella muere y crece a medida que las cosas se adhieren a ella en el medio interestelar. Densas nubes de polvo que son opacos a la luz visible y pueden ocultar completamente las estrellas de fondo. Para nubes menos densas, la capacidad del polvo para reflejar preferentemente la luz azul de las estrellas se vuelve importante, florecen con eficacia las estrellas azul claro marcando el polvo circundante. Las emisiones de gas de la nebulosa, normalmente más brillantes en la luz roja, se pueden combinar para formar áreas aparentemente creadas sobre lienzo de un artista. arriba es la parte central de la nebulosa IC 4603 que rodea a la estrella brillante SAO 184376 (en realidad octava magnitud) que ilumina toda la nebulosa de reflexión azul . IC 4603 se puede ver cerca de la estrella muy brillante Antares (primera magnitud) hacia la constelación de Ofiuco.Image Credit & Copyright: Rolf Olsen

la nebulosa llameante

LA NEBULOSA LLAMEANTE

IC 405

 

IC 405
Datos de observación: Época J2000.0
Ascensión recta	05h 16.05m
Declinación	+34° 27′ 49
Distancia	1.500 al
Magnitud aparente (V)	6
Tamaño aparente (V)	37′ × 10′
Constelación	Auriga
Características físicas
Radio	2.5
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La nebulosa IC 405 (también llamada nebulosa de la estrella llameante, SH 2-229, o Caldwell 31) es una nebulosa de emisión/reflexión en la constelación Auriga que rodea a la estrella azul AE Aurigae y brilla a una magnitud aparente +6.0. Su coordenada celestial es AR 05h 16.05m con una declinación +34° 27′ 49″. Se encuentra cerca de la nebulosa de emisión IC 410, los cúmulos abiertos M38 y M36 y de la estrella de clase K, Hassaleh también conocida como Iota Aurigae o Al Kab. Esta nebulosa tiene un tamaño aparente de 37.0' x 19.0' (aproximadamente 5 años luz) y se encuentra a unos 1500 años luz de la Tierra. Se cree que el movimiento de la estrella central puede rastrearse desde el Cinturón de Orión, ya que la misma es una estrella fugitiva.

Los tonos rojos en esta nebulosa están formados por hidrógeno interestelar (con filamentos oscuros, compuestos de polvo rico en carbono) que al ser impactado por la luz masiva que emite AE Aurigae, pierde electrones y cuando el protón de hidrógeno recombina esos electrones el átomo emite una luz roja. Esta región se conoce como nebulosa de emisión.

En cuanto a los tonos azules estos se originan gracias a la reflexión de la luz de la estrella en dicho polvo interestelar, esta otra región se conoce como nebulosa de reflexión. Los tonos morados son simplemente una mezcla de esa luz roja y luz azul emitida por la estrella.

eta carinae

eta carinae

Eta Carinae (abreviado: η Carinae o η Car) es una estrella del tipo variable luminosa azul hipermasiva, situada en la constelación de la Quilla, a alrededor de 7500 años-luz (2300 parsecs) del sistema solar. Su masa oscila entre 100 y 150 veces la masa solar, lo que la convierte en una de las estrellas más masivas conocidas en nuestra galaxia. Asimismo, posee una altísima luminosidad, de alrededor de cuatro millones de veces la del Sol; debido a la gran cantidad de polvo existente a su alrededor, Eta Carinae irradia el 99 % de su luminosidad en la parte infrarroja del espectro, lo que la convierte en el objeto más brillante del cielo en el intervalo de longitudes de onda entre 10 y 20 µm.

Eta Carinae es una estrella muy joven, con una edad de entre dos y tres millones de años, y se encuentra situada en NGC 3372, también llamada la Gran Nebulosa de Carina o simplemente nebulosa de Carina. Dicha nebulosa contiene varias estrellas supermasivas, incluyendo, además de Eta Carinae, la estrella HD 93129A.

La estrella está rodeada por una nebulosa conocida como la nebulosa del Homúnculo. Dada su gran masa, Eta Carinae es altamente inestable y propensa a violentas eyecciones de materia. Según las teorías actuales de la estructura y de la evolución estelares, esta inestabilidad es causada por una luminosidad extrema y una temperatura superficial no excesivamente caliente, lo que la sitúa dentro del diagrama Hertzsprung-Russell en una región afectada por el límite de Eddington. En dichas circunstancias, la elevadísima presión de la radiación en la "superficie" de la estrella hace que ésta expulse grandes cantidades de materia de sus capas exteriores al espacio. En la imagen se puede apreciar la nebulosa Homúnculo, formada por estas eyecciones de materia.

Eta Carinae probablemente termine su vida en una explosión de hipernova dentro de unos pocos cientos de miles de años. Algunos astrónomos especulan con que esto ocurrirá dentro de un lapso mucho menor de tiempo, pero existen muchas incertidumbres al respecto, pues la evolución de las estrellas supermasivas es muy difícil de modelar numéricamente.

Variaciones de brillo

Un aspecto llamativo de Eta Carinae es su luminosidad variable. Cuando fue catalogada por primera vez en 1677por Edmund Halley, se clasificó como de cuarta magnitud, pero hacia 1730 se observó un aumento considerable de luminosidad, convirtiéndose en la estrella más brillante de Carina. Posteriormente su brillo disminuyó de nuevo, y hacia 1782 recuperó su oscuridad original, pero en 1820 aumentó de nuevo. En 1827 su luminosidad había aumentado más de 10 veces y alcanzó su valor máximo en abril de 1843, cuando con una magnitud de −0,8 llegó a ser la segunda estrella más brillante del firmamento nocturno (después de Sirio), a pesar de su enorme distancia a la Tierra (7500 años luz). Posteriormente se desvaneció y entre 1900 y 1940 era solo de octava magnitud, invisible a simple vista. Actualmente es de magnitud 5-6, habiendo presentado un repentino aumento de luminosidad en 1998-1999.

Eta Carinae presenta ocasionalmente grandes erupciones –la última, en 1841–. La razón de estas explosiones no es bien conocida, aunque se cree que son causadas por acumulación de radiación procedente de la enorme luminosidad de la estrella. Existen teorías recientes que indican que las erupciones podrían estar provocadas por el paso de su estrella compañera por el periastro de la órbita.

Futuro de la estrella

Las estrellas extremadamente grandes y masivas como Eta Carinae consumen su combustible muy rápidamente, como lo evidencia su alta luminosidad, y se convierten en supernova o hipernova a los tres millones de años desde su formación (se estima el tiempo proyectado de existencia de nuestro Sol en unos 12 mil millones de años, de los cuales ya han transcurrido 4.6).

Observaciones recientes parecen indicar que Eta Carinae es una estrella binaria, con dos estrellas orbitando en un periodo de aproximadamente 5.54 años. Las observaciones realizadas por el Observatorio de rayos X Chandra muestran que otra supernova procedente de una estrella similar a Eta Carinae se vio precedida por erupciones semejantes a las que ésta muestra con cierta frecuencia, por lo que sería posible que, en cualquier momento, esta estrella se convirtiera en supernova.​ Debido a la cercanía de esta estrella a la Tierra (7500 años luz, una distancia ínfima comparada con la lejanía de las supernovas observadas en otras galaxias), un fenómeno de este tipo se convertiría en uno de los acontecimientos astronómicos más importantes de todos los tiempos.