NGC 7635 Nebulosa Burbuja

“NGC 7635 es una nebulosa de emisión, una región H II, en la constelación de Cassiopeia, cerca del cúmulo abierto M52. Se ha originado por el viento estelar de la estrella central SAO 20575 (BD+60 2522), de magnitud aparente 8,7. Debido a su forma se la llama también Nebulosa Burbuja.

                                                                    Cúmulo abierto M52

La forma de burbuja marcadamente esférica de NGC 7635 señala el límite entre el fuerte viento de partículas proveniente del interior de la estrella al chocar con el denso material circundante. La estrella central tiene entre 10 y 20 veces la masa solar y es la responsable de los vientos de 2000 km/s.

La burbuja no es uniforme porque al expandirse encuentra regiones de gas frío de densidad diferente que frenan la expansión, lo que le confiere un aspecto ondulado. Estas diferencias del material que encuentra el viento es lo que ha hecho que la estrella no se encentre en el centro.

Imágenes obtenidas con el Telescopio espacial Hubble permiten observar a la derecha de la estrella una cresta de gas más denso. La zona inferior de esta cresta está más próxima a la estrella y por ello es más brillante. Sufre la radiación ultravioleta con mayor intensidad, y unido al fuerte viento, experimenta una foto evaporación más intensa.

No existe unanimidad en cuanto a la distancia a la que se encuentra NGC 7635. Mientras que unas fuentes la sitúan a 7.100 años luz del Sistema Solar otras señalan una distancia mayor, en torno a 11.000 años luz”

De esta Nebulosa existen múltiples imágenes y todas, sin excepción, resultan de una gran belleza que se eleva ante quien sabe “ver” todo lo que ahí está presente y comprende los mecanismos que están en juego para que  surjan nuevas estrellas.

Aquí podemos observar en ésta Imagen más cercana, esa envoltura más tenue y transparente que tiene que ser debida a eyecciones más antiguas que, por los intensos vientos solares se ha ido debilitando y alejando de la fuente de origen. El ver el conjunto que forma la imagen, ese brillo carmesí, nos puede parecer una perla en el centro de un extraño coral que está rodeado por una envoltura de agua marina de azulada tonalidad que, en realidad es, el gas ionizado por la radiación ultravioleta que emite la potente estrella.

Los Pilares de la Creación

Una pequeña porción de la Nebulosa de la Tarántula, una región gigante H II en la Gran Nube de Magallanes. Esta región es rica en la creación de estrellas como podemos ver.

Podéis ver que la Nebulosa que nos visita hoy, parece de una u otra manera según el ángulo de las tomas, y, en la que arriba, en la primera imagen que contemplamos, destaca la densidad de las regiones H II que rodean a la Burbuja. Toda la región de Hidrógeno interestelar está ionizada. Estas regiones son calientes, con temperaturas típicas de 10 000 K, y son entre 10 y 100 000 veces más densas que las regiones H I. Se encuentran generalmente alrededor de las estrellas O y B jóvenes y masivas, siendo el gas ionizado por su intensa luz ultravioleta, haciendo que abundantes zonas de la Nebulosa brillen con ese tono azulado.

Estas regiones H II son detectadas en la Galaxia por sus intensas emisiones en radio e infrarrojo. La radioemisión es debida  al bremsstrahlung  (radiación de frenado) del gas ionizado, , y la emisión infrarroja, a la emisión térmica del polvo.

                                                         En todas está presente el gas ionizado

Cada átomo de Hidrógeno ionizado contribuye con dos partículas al gas, es decir, con un protón y un electrón. La Nebulosa Burbuja es la más pequeña de las tres burbujas que rodean a la estrella masiva BD+602522 y es parte del circuito de burbuja gigante S162 creada con la ayuda de otras estrellas masivas.

Esta burbuja de gas tiene un diámetro de unos seis años-luz y se puede observar en el cielo nocturno mirando hacia la dirección de la Constelación Cassiopeia. Los tonos magentas que se pueden observar en algunas tomas de ésta Nebulosa y situados cerca de la parte inferior derecha son los restos de una supernova que explotó hace miles de años.

Como habréis podido deducir, el fenómeno de la burbuja y otros que podemos encontrar en las Nebulosas, son debidos a éstas estrellas masivas que pueden surgir de esas regiones ricas en gas interestelar de densas nubes H II. Comprender las estrellas masivas es clave para nuestro conocimiento del Universo, ya que dominan la luz que recibimos de las galaxias lejanas. Sus propiedades vienen determinadas por su Gran masa. Sin embargo, existen aún muchos aspectos centrales que no comprendemos bien. Observarlas en galaxias cercanas nos permiten estudiarlas en una variedad de condiciones, mientras que en nuestra Galaxia al infrarrojo nos está abriendo nuevas perspectivas.

Estrellas muy masivas yacen dentro de NGC 6357, un complejo de nebulosa de emisión en expansión a unos 8.000 años luz de distancia en la cola de la constelación del  Escorpión

De hecho, posicionada justo debajo del centro en  este detalle de NGC 6357, el cúmulo  estelar Pismis 24 tiene algunas de las estrellas más masivas conocidas  en la galaxia,  estrellas con más de 100 veces la masa del Sol.

La brillante región central de la nebulosa también contiene pilares polvorientos de gas molecular, probablemente proto-estrellas masivas escondidas a los  fisgones ojos de los instrumentos ópticos.

Las complicadas curvas en la nebulosa están talladas por vientos interestelares y radiación energética de las recién nacidas estrellas masivas.

Esta atractiva vista telescópica abarca justo por debajo de 50 años luz a la distancia estimada de NGC 6357.

         

                                                                     NGC 5367 creadora de estrellas y mundos

Como en otras ocasiones, aquí tenemos una Nebulosa de increíble belleza, la fuente de energías que crean estrellas, y, según nos dicen, las que aquí residen son super-masivas.

Rica región de hidrógeno y otras materiales que servirán para formar, también, otros  mundos. Algunas estrellas finalizaron su ciclo y se convirtieron en enanas blancas,

 

 

Pequeña y densa estrella que es el resultado de la evolución de todas las estrellas excepto de las más masivas. Se piensa que las enanas blancas se forman en el colapso de los núcleos estelares una vez que la combustión nuclear ha cesado, quedando expuestos cuando las partes exteriores de la estrella son expulsados en forma de nebulosas planetarias, polvo estelar que servirá para constituir estrellas de II ó III generación.

El núcleo de la estrella se contrae bajo su propia gravedad hasta que, habiendo alcanzado un tamaño similar al de la Tierra, se ha vuelto tan densa (5×108 Kg/m3) que evita su propio colapso por la presión de degeneración de los electrones.

Las enanas blancas se forman con altas temperaturas superficiales (por encima de 10.000 K) debido al calor atrapado en ellas, y liberado por combustiones nucleares previas y por contracción gravitacional.
Gradualmente se enfrían, volviéndose más débiles y rojas. Las enanas blancas pueden constituir el 30% de las estrellas de la vecindad del Sol, aunque debido a sus bajas luminosidades (típicamente 10exp.-3 a 10 exp.-4 veces la del Sol) pasan inadvertidas.

La masa máxima posible de una enana blanca es de 1’44 masas solares, el límite de Chandrasekhar. Un objeto de masa mayor se contraería aún más y se convertiría en una estrella de neutrones o en un agujero negro.

                                              

El lugar es bello y ahí residen estrellas viejas y nuevas, las primeras con su color amarillento rojizo y las segundas azuladas y llenas de vida que emiten sobre el lugar su energía ultravioleta.

Objeto que, debido a pequeña masa (menos de 0’08 masas solares), nunca se hace suficientemente caliente como para comenzar la fusión del hidrógeno en su núcleo; en consecuencia, no se considera una estrella, sino un objeto sub-estelar.

 

 

Tienen luminosidad muy baja y son difíciles de detectar. Se ha pensado incluso que podrían ser componentes de la “materia oscura” galáctica. La primera enana marrón clasificada enana roja, Gliese 229, fotografiada por el telescopio espacial Hubble en 1.995. al ser identificada con certeza fue una compañera de la cercana Un objeto por debajo de las 0’01 masas solares (alrededor de 10 veces la masa de Júpiter) se considera que es un planeta.

Estas estrellas de corta vida, finalizan sus pocos millones de años para convertirse en estrellas de neutrones o agujeros negros al explotar en supernovas y formar, con las capas exteriores de su elvoltura, material al espacio para formar nuevas nebulosas.

La masa es el parámetro principal que determina el destino de una estrella, desde su nacimiento hasta su desaparición. Se consideran estrellas masivas cuando alcanzan las 30 masas solares y en ellas se estudia la composición química, el momento angular con que nacen, que se manifiesta en su velocidad de rotación, o la presencia de compañeras con las que poder interactuar, pueden afectar también a su evolución, aunque de un modo secundario. Otras estrellas, son denominadas hipergigantes y se presume que tienen más de 120 masas solares, lo cual, no es muy creíble, toda vez que el límite de masa para una estrella se ha fijado en esas 120 masas solares, y, se ha podido comprobar con múltiples modelos de ordenador que, si pasan de 120, son destruidas por su propia radiación. Debajo podemos contemplar una estrella masiva. La masa afecta tanto a su estructura interna como a su apariencia externa

La masa afecta tanto a su estructura interna como a su apariencia externa. Internamente, el enorme potencial gravitatorio eleva las temperaturas centrales, haciendo que las reacciones nucleares generen una cantidad de energía tal que el núcleo, siendo incapaz de transportarla por radiación, , se vuelva completamente convectivo. Externamente, la luminosidad y temperatura de la superficie son muy altas, hasta tal punto es así que, la presión de la radiación es capaz de impulsar las capas de la atmósfera hacia el espacio a velocidades que pueden llegar a 3 000 km/s, una velocidad comparables a las que adquiere la materia impulsada por una explosión de supernova (unos 10 000 Km/s). La diferencia es que la explosión de supernova dura apenas unas fracciones de segundo, mientras que el viento estelar es una constante durante millones de años y, como hemos podido ver en la Nebulosa que hoy nos visita, puede hasta formar burbujas con las gases ionizados que las rodean.

Una estrella masiva recién nacida podría verse tal como se contempla en la imagen superior. Ahí se desatan las fuerzas del infierno. La potencia, la radiación, la intensa ionización de los materiales que rodean a la nueva estrella, todo en un ambiente de altas temperaturas hasta que, pasados unos miles de años, la estrella se va enfriando hasta un nivel más moderado.

Regiones del cielo que están cuajadas de estrellas masivas, no debe resultar sorprendente, toda vez que, en las Nebulosas ricas en gas y polvo, como por ejemplo la de Orión (y muchas otras), es una cosa corriente el poder contemplar la abundancia de estas estrellas que emiten ultravioleta y fuertes vientos solares para conformar figuras arabescas y colores que llegan a desatar la imaginación `por su intensa belleza.

Por razones desconocidas, en la Región 6357 se están formando algunas de las estrellas más masivas jamás descubiertas. Una de esas masivas estrellas, cerca del centro de NGC 6357, aparece arriba presumida y con su blanco azulado traje de fiesta que parece surgir de su propio castillo interestelar con su energética luz ionizando a todo el gas y el polvo circundante.

Todo esto está en esa hermosa región de estrellas creadas a partir del gas y el polvo

Todas estas maravillas están ahí presentes, en esta Nebulosa Burbuja que nos visita hoy, y, es una lástima que no todos los que la pueden mirar tengan los conocimientos necesarios para poder leer todo lo que ella nos está diciendo. Por tal motivo aquí, en este humilde lugar, tratamos de llevar esos conocimientos a todos los que, interesados en saber el por qué de las cosas, se interesen por los objetos del cielo.

emilio silvera

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