Nombre del objeto: Messier 97
Designaciones alternativas: M97, NGC 3587, Nebulosa Búho
Tipo de objeto: Nebulosa planetaria tipo 3a
Constelación: Osa Mayor
Ascensión recta: 11: 14.8 (h: m)
Declinación: +55: 01 (grados: m)
Distancia: 2.6 (kly)
Brillo visual: 9,9 (mag)
Dimensión aparente: 3.4 × 3.3 (min de arco)
Localizando Messier 97: Localizar Messier 97 es bastante fácil. Lo encontrarás a un tercio de la distancia en una línea mental trazada entre Beta y Gamma Ursa Majoris y un poco al sur de esa línea hacia una estrella tenue. Sí. El problema no es encontrar la Nebulosa del Búho ... ¡Lo está viendo! A pesar de su magnitud combinada facturada de 9.9, este es un objeto de bajo brillo superficial y requiere cielos vírgenes para ser visto con un telescopio promedio de 4 ″. Los filtros de nebulosa y contaminación lumínica ayudan, pero las condiciones del cielo realmente lo dictan. (Este autor lo ha visto en binoculares de 16X65, pero desde un sitio protegido de cielo oscuro.) Lo que está buscando es aproximadamente del mismo diámetro que Júpiter tendría en el ocular dado que está usando y, bajo un cielo promedio, aparecerá solo como el más tenue cambio de contraste Gran apertura, telescopios de relación focal rápida mejoran sus posibilidades marginalmente.
Lo que estás viendo: Messier 97 es una nebulosa planetaria muy inusual y dinámica cuya forma puede considerarse la de una concha cilíndrica toro vista en el oblicuo. Lo que vemos fotográficamente (y a veces físicamente) como los "Ojos del búho" pueden ser los extremos proyectados de la forma cilíndrica, pobres en materia, mientras que la cabeza podría ser una cubierta de baja ionización. Dentro de este habitante de la noche de 6,000 años hay una estrella moribunda, ahora de magnitud 16, con un poco más de la mitad de la masa de nuestro propio Sol. ¡Una estrella que, por extraño que parezca, a veces se puede ver más fácilmente que la nebulosa misma!
¿Por qué? ¿Quizás densidad? “Podemos evaluar la variación de la excitación y la densidad electrónica sobre la envolvente proyectada de la fuente. Proponemos que la Nebulosa del Búho consta de cuatro conchas primarias: un componente interno, inclinado, en forma de barril responsable de una mayor emisión de excitación; dos estructuras mucho más uniformes, esféricamente simétricas, CSCI y CSCII. Estos, finalmente, están envueltos por un halo de excitación mucho menor y de menor intensidad, denominado CSCIII. Una gran proporción de la emisión de baja excitación parece estar asociada con la periferia de CSCI, y es concebible que esta sea, físicamente hablando, una estructura de capa relativamente delgada ". dice L. Cuesta (et al). “El mapeo de densidad [S II] parece indicar que ne se mejora preferentemente hacia la periferia norte del caparazón, en un régimen donde las intensidades de línea de baja excitación también se mejoran preferentemente. Sugerimos que tales tendencias pueden surgir a través de la conmoción en el norte del CSC de caparazón ”.
Entonces, ¿qué da con los agujeros que llamamos ojos? Preguntémosle a R. L. M. Corradi (et al): “Los halos se han clasificado siguiendo las predicciones de las simulaciones modernas de radiación hidrodinámica que describen la formación y evolución de múltiples capas ionizadas y halos alrededor de PNe. Según los modelos, los halos observados se han dividido en los siguientes grupos: (i) halos de rama gigante asintótica circular o ligeramente elíptica (AGB), que contienen la firma del último pulso térmico en el AGB; (ii) halos AGB altamente asimétricos; (iii) halos de recombinación candidatos, es decir, conchas extendidas iluminadas en las extremidades que se espera que se produzcan por recombinación durante la evolución posterior a AGB tardía, cuando la luminosidad de la estrella central cae rápidamente por un factor significativo; (iv) casos inciertos que merecen mayor estudio para una clasificación confiable; (v) no detecciones, es decir, PNe en el que no se encuentra halo a un nivel de sim 10 sim 3 el brillo máximo de la superficie de las nebulosas internas ”.
¿Y qué está pasando con la estrella central? “Las observaciones de rayos X de Einstein, EXOSAT y ROSAT de las nebulosas planetarias detectaron una emisión de rayos X fotosférica suave de sus estrellas centrales, pero la emisión difusa de rayos X del viento estelar rápido e impactante en sus interiores no pudo resolverse sin ambigüedades. La nueva generación de observatorios de rayos X, Chandra y XMM-Newton, finalmente han resuelto la emisión difusa de rayos X de vientos rápidos conmocionados en el interior de las nebulosas planetarias ". dice Martín A. Guerrero. “Además, estos observatorios han detectado una emisión difusa de rayos X a partir de descargas de arco de salidas rápidas colimadas que inciden en las envolturas nebulares, y fuentes puntuales de rayos X inesperadas asociadas con las estrellas centrales de las nebulosas planetarias. Aquí reviso los resultados de estas nuevas observaciones de rayos X de las nebulosas planetarias y discuto la promesa de futuras observaciones ".
¿Es posible que esta sea solo una gran burbuja de nebulosa planetaria? Según Adam Frank y Garrelt Mellema: “Hemos presentado simulaciones de radiación-gasdinámica de la evolución de la Nebulosa Planetaria Asférica (PN). Estas simulaciones se construyeron utilizando el escenario Vientos estelares interactivos generalizados donde un flujo rápido y tenue de la estrella central se expande en una envoltura circunestelar toroidal, lenta y densa. Hemos demostrado que el modelo GISW puede producir patrones de flujo asféricos. En particular, hemos demostrado que al variar los parámetros iniciales clave, podemos producir una variedad de configuraciones de choque directo elíptico y bipolar. La dependencia de la morfología del shock de los parámetros iniciales se ajusta a las expectativas de los modelos analíticos (Icke 1988). Hemos demostrado que incluir transferencia de radiación, ionización y calentamiento y enfriamiento radiativos no altera drásticamente las morfologías globales. El enfriamiento radiativo frena la evolución del choque hacia adelante al eliminar la energía de la burbuja caliente. La evolución de la configuración de choque directo es independiente de la ionización del viento lento no perturbado. Además, el calentamiento y el enfriamiento por radiación cambian la estructura de temperatura del material de viento lento y comprimido comprimido dentro de la cubierta densa ”
Historia: M97 fue descubierto por Pierre Mechain con ojos de águila el 16 de febrero de 1781. (Eso fue en el día en que, si se quejaba de la contaminación lumínica, le pedía a su vecino que "apagara la vela"). por Charles Messier el 24 de marzo de 1781 donde señala: "Nebulosa en el gran oso [Osa Mayor], cerca de Beta: es difícil de ver, informa M. Mechain, especialmente cuando uno ilumina los cables del micrómetro: su luz es tenue, sin una estrella Mechain lo vio por primera vez el 16 de febrero de 1781, y la posición es la dada por él ".
Más tarde, Sir William Herschel señaló en sus propios vagabundeos celestiales como: “Los argumentos de que la materia nebulosa es en cierto grado opaca, que se da en el artículo 25, recibirán un apoyo considerable por la aparición de las siguientes nebulosas; porque no solo son redondos, es decir, la materia nebulosa de la que están compuestos se recoge en una brújula globular, sino que también son de una luz que tiene una intensidad casi uniforme, excepto en los bordes. Doy estas nebulosas en dos surtidos (incl. M97). El número 97 del Connoissance es “Una nebulosa redonda muy brillante de aproximadamente 3 'de diámetro; tiene casi la misma luz en todas partes, con un margen mal definido de muy poca extensión ".
Crédito de la imagen superior M97, Observatorio Palomar cortesía de Caltech, M97 2MASS Image, M97 IR (NOAO), Owl Nebula - SEDS, "Owl Nebula" - Karen Kwitter (Williams College), Ron Downes (STScI), You-Hua Chu (Universidad de Illinois) y NOAO / AURA / NSF, M97 (AANDA) y M97 imágenes cortesía de NOAO / AURA / NSF.
