Diferencia entre revisiones de «Nebulosa Omega»
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| − | Las nebulosas planetarias se forman cuando una [[estrella]] que posee entre 0,8 y 8 | + | Las nebulosas planetarias se forman cuando una [[estrella]] que posee entre 0,8 y 8 masa solar (M<sub>⊙</sub>) agota su combustible nuclear. Por encima del límite de 8 M<sub>⊙</sub> la estrella explotaría originando una [[supernova]]. |
| − | Durante la mayor parte de sus vidas las estrellas se encuentran brillando debido a las reacciones de [[fusión nuclear]] que tienen lugar en el núcleo estelar. Esto permite que la estrella se encuentre en | + | |
| − | Las estrellas de masas medias y bajas, como las que forman nebulosas planetarias, permanecen en la secuencia principal durante varios miles de millones de años, consumiendo [[hidrógeno]] y produciendo [[helio]] que se va acumulando en su núcleo, el cual no tiene suficiente temperatura para provocar la fusión del helio, quedando éste inerte. Progresivamente se va acumulando helio hasta que la presión de radiación en el núcleo no es suficiente para compensar la fuerza gravitatoria generada por la masa de la estrella, por lo que aquél se comprime. Esta compresión genera calor que provoca una aceleración de la fusión del hidrógeno de las capas exteriores, que se expanden. Como la [[área|superficie]] de la misma aumenta, la energía que produce la estrella se difunde sobre un área más amplia, resultando en un enfriamiento de la [[temperatura efectiva|temperatura superficial]] y por tanto en un enrojecimiento de la estrella. Se dice entonces que la estrella entra en la fase de [[gigante roja]]. | + | Durante la mayor parte de sus vidas las estrellas se encuentran brillando debido a las reacciones de [[fusión nuclear]] que tienen lugar en el núcleo estelar. Esto permite que la estrella se encuentre en equilibrio hidrostático, pues la fuerza que la [[gravedad]] ejerce hacia el centro de la estrella intentando comprimirla es compensada por la suma de las presiones hidrostática y presión de radiación|de radiación, que actúan intentando expandir el sistema.<ref>Harpaz 1994, pp. 22-24.</ref> Las estrellas que cumplen esto están situadas en la zona de [[secuencia principal]] en el diagrama Hertzsprung-Russell, donde se encuentran la mayor parte de las mismas. |
| − | Existe un [[cúmulo abierto|cúmulo]] (NGC 6618) en la nebulosa, que contiene en su centro [[estrella doble|dos estrellas]] de [[clasificación estelar|tipo espectral]] O4V, y además dos estrellas de tipo O5V, y 100 estrellas de tipo espectral más temprano que el B9. Es la radiación de esas estrellas jóvenes y calientes | + | |
| − | Al sureste de la nebulosa pueden encontrarse también las | + | Las estrellas de masas medias y bajas, como las que forman nebulosas planetarias, permanecen en la secuencia principal durante varios miles de millones de años, consumiendo [[hidrógeno]] y produciendo [[helio]] que se va acumulando en su núcleo, el cual no tiene suficiente temperatura para provocar la fusión del [[helio]], quedando éste inerte. Progresivamente se va acumulando helio hasta que la presión de radiación en el núcleo no es suficiente para compensar la fuerza gravitatoria generada por la masa de la [[estrella]], por lo que aquél se comprime. Esta compresión genera calor que provoca una aceleración de la fusión del hidrógeno de las capas exteriores, que se expanden. Como la [[área|superficie]] de la misma aumenta, la energía que produce la estrella se difunde sobre un área más amplia, resultando en un enfriamiento de la [[temperatura efectiva|temperatura superficial]] y por tanto en un enrojecimiento de la estrella. Se dice entonces que la estrella entra en la fase de [[gigante roja]]. |
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| + | Existe un [[cúmulo abierto|cúmulo]] (NGC 6618) en la nebulosa, que contiene en su centro [[estrella doble|dos estrellas]] de [[clasificación estelar|tipo espectral]] O4V, y además dos estrellas de tipo O5V, y 100 estrellas de tipo espectral más temprano que el B9. Es la radiación de esas estrellas jóvenes y calientes sobre todo la de las dos O4V la que excita y hace brillar los [[gas]]es de la nebulosa; estudios recientes muestran que éste es uno de los cúmulos más jóvenes conocidos, con una edad que no llega ni al millón de años y que la nebulosa seguramente alberga entre 8000 y 10000 estrellas que han nacido en ella, 1/3 de ellas en el cúmulo NGC 6618. | ||
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| + | Los filamentos de [[polvo]] oscuro que hay en el centro de la nebulosa Omega se crearon en las atmósferas de estrellas gigantes frías y en los restos de explosiones de supernovas. Los tonos rojos y azules surgen del gas incandescente calentado por la radiación de estrellas masivas cercanas. Los puntos de luz son estrellas jóvenes , algunas más brillantes que 100 soles. Los glóbulos oscuros indican sistemas aún más jóvenes , nubes de [[gas]] y de polvo que se están condensando para formar estrellas y planetas. | ||
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| + | La nebulosa Omega se encuentra a unos 5.000 años luz de distancia en la constelación de Sagitario. La región tiene un diámetro unas 3.000 veces el diámetro del nuestro Sistema Solar. | ||
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| − | * http://www.astromia.com/fotouniverso/omega.htm | + | * [http://www.astromia.com/fotouniverso/omega.htm Omega] |
| − | * https://es.wikipedia.org/wiki/Nebulosa_Omega | + | * [https://es.wikipedia.org/wiki/ Nebulosa_Omega] |
| − | * http://www.astroingeo.org/m17-la-nebulosa-omega/ | + | * [http://www.astroingeo.org/m17-la-nebulosa-omega/ Nebulosa Omega] |
| − | * https://www.eso.org/public/spain/news/eso1201/ | + | * [https://www.eso.org/public/spain/news/eso1201/ Public] |
| − | [[ | + | |
| + | [[Categoría: Nebulosas]] | ||
última versión al 01:10 26 ene 2018
| Nebulosa Omega | |
|---|---|
 | |
| Datos de observación: Época J2000.0 | |
| Ascensión recta | 18h 20m 26.00s |
| Declinación | -16° 10′ 36.0" |
| Distancia | 5,000-6,000 al |
| Magnitud aparente (V) | 6.0 |
| Tamaño aparente (V) | 11 arcmins |
| Constelación | Sagitario |
| Características físicas | |
| Radio | - |
| Magnitud absoluta (V) | - |
| Otras características | - |
| Otras designaciones | M17, NGC 6618, Nebulosa del Cisne, Nebulosa del Calzador, Nebulosa de la Langosta, IC 4706, IC 4707 |
Nebulosa Omega, conocida como nebulosa del Cisne, nebulosa del Calzador, nebulosa de la Langosta, M17 y NGC 6618) es una región HII en la constelación de Sagitario (constelación).
Descubrimiento
Fue descubierta por Philippe Loys de Chéseaux en 1745 y Charles Messier la catalogó en 1764. La nebulosa Omega se encuentra a una distancia entre 5000 y 6000 años luz, y tiene un tamaño de unos 15 años luz de diámetro, estando asociada a una nube molecular de unos 40 años luz de diámetro y una masa de 30000 masas solares. La masa total de la nebulosa Omega se calcula en unas 800 masas solares y es una de las regiones HII más brillantes y masivas de nuestra galaxia; si no aparece más impresionante es por verse prácticamente "de canto".
Origen
Las estrellas están la mayor parte de su existencia en la secuencia principal. Cuando el hidrógeno comienza a escasear, se convierten en gigantes rojas (arriba-derecha). Si la estrella se encuentra entre 1 y 8 masa solar aproximadamente, se convierte en enana blanca (abajo), con un radio muy pequeño, y genera una nebulosa planetaria. Las nebulosas planetarias se forman cuando una estrella que posee entre 0,8 y 8 masa solar (M⊙) agota su combustible nuclear. Por encima del límite de 8 M⊙ la estrella explotaría originando una supernova.
Durante la mayor parte de sus vidas las estrellas se encuentran brillando debido a las reacciones de fusión nuclear que tienen lugar en el núcleo estelar. Esto permite que la estrella se encuentre en equilibrio hidrostático, pues la fuerza que la gravedad ejerce hacia el centro de la estrella intentando comprimirla es compensada por la suma de las presiones hidrostática y presión de radiación|de radiación, que actúan intentando expandir el sistema.[1] Las estrellas que cumplen esto están situadas en la zona de secuencia principal en el diagrama Hertzsprung-Russell, donde se encuentran la mayor parte de las mismas.
Las estrellas de masas medias y bajas, como las que forman nebulosas planetarias, permanecen en la secuencia principal durante varios miles de millones de años, consumiendo hidrógeno y produciendo helio que se va acumulando en su núcleo, el cual no tiene suficiente temperatura para provocar la fusión del helio, quedando éste inerte. Progresivamente se va acumulando helio hasta que la presión de radiación en el núcleo no es suficiente para compensar la fuerza gravitatoria generada por la masa de la estrella, por lo que aquél se comprime. Esta compresión genera calor que provoca una aceleración de la fusión del hidrógeno de las capas exteriores, que se expanden. Como la superficie de la misma aumenta, la energía que produce la estrella se difunde sobre un área más amplia, resultando en un enfriamiento de la temperatura superficial y por tanto en un enrojecimiento de la estrella. Se dice entonces que la estrella entra en la fase de gigante roja.
Existe un cúmulo (NGC 6618) en la nebulosa, que contiene en su centro dos estrellas de tipo espectral O4V, y además dos estrellas de tipo O5V, y 100 estrellas de tipo espectral más temprano que el B9. Es la radiación de esas estrellas jóvenes y calientes sobre todo la de las dos O4V la que excita y hace brillar los gases de la nebulosa; estudios recientes muestran que éste es uno de los cúmulos más jóvenes conocidos, con una edad que no llega ni al millón de años y que la nebulosa seguramente alberga entre 8000 y 10000 estrellas que han nacido en ella, 1/3 de ellas en el cúmulo NGC 6618. Al sureste de la nebulosa pueden encontrarse también las estrella hipergigante HD 168607 y HD 168625.
Centro de la nebulosa
En las profundidades de los oscuros nubarrones de polvo y de gas molecular conocidos como la nebulosa Omega , las estrellas continúan formándose, la imagen avanzada de prospección del Telescopio Espacial Hubble muestra la famosa región de formación estelar con un detalle exquisito .
Los filamentos de polvo oscuro que hay en el centro de la nebulosa Omega se crearon en las atmósferas de estrellas gigantes frías y en los restos de explosiones de supernovas. Los tonos rojos y azules surgen del gas incandescente calentado por la radiación de estrellas masivas cercanas. Los puntos de luz son estrellas jóvenes , algunas más brillantes que 100 soles. Los glóbulos oscuros indican sistemas aún más jóvenes , nubes de gas y de polvo que se están condensando para formar estrellas y planetas.
La nebulosa Omega se encuentra a unos 5.000 años luz de distancia en la constelación de Sagitario. La región tiene un diámetro unas 3.000 veces el diámetro del nuestro Sistema Solar.
Referencias
- ↑ Harpaz 1994, pp. 22-24.
