NGC 6302

NGC 6302
Imagem ilustrativa do artigo NGC 6302
Nebulosa NGC 6302
Dados de observação
( Epoch J2000.0 )
constelação Escorpião
Ascensão Reta (α) 17 h  13 m  44,211 s
Declinação (δ) −37 ° 06 ′ 15,94 ″
Magnitude aparente (V) 7,1 bilhões
Dimensões aparentes (V) > 3′,0

Localização na constelação: Escorpião

(Veja a situação na constelação: Escorpião) Scorpius IAU.svg
Astrometria
Distância 3,4 K  al
Características físicas
Tipo de objeto Nebulosa planetária
Particularidade (s) Tem uma estrela central considerada uma das mais quentes da nossa galáxia.
Lista de nebulosas planetárias

NGC 6302 (também chamado de inseto nebulosa , borboleta nebulosa ou Caldwell 69 ) é uma nebulosa bipolar planetária , na constelação de Escorpião . Sua estrutura é uma das mais complexas já observadas em uma nebulosa planetária. O espectro de NGC 6302 revela que sua estrela central é uma das mais quentes de nossa galáxia, com temperatura de superfície superior a 200.000 K, indicando que a estrela a partir da qual foi formada deve ser muito grande.

A estrela central, uma anã branca , não foi descoberta até recentemente, graças à terceira Wide Field Camera 3 do telescópio Hubble . A massa atual da estrela é cerca de 0,64 vezes a massa do sol . É rodeado por um disco equatorial particularmente denso, feito de gás e poeira. Esse disco estaria na origem da estrutura bipolar, semelhante a uma ampulheta, dos lançamentos da estrela. Esta estrutura bipolar exibe muitas características interessantes comuns às nebulosas planetárias, como paredes de ionização, nós e bordas afiadas nos lobos.

Observação

Este objeto é conhecido desde 1888, pelo menos desde que aparece no Novo Catálogo Geral . O primeiro estudo conhecido de NGC 6302 data de 1907 e é obra de Edward Emerson Barnard , que o projetou e descreveu.

As muitas obras que se dedicaram a ele desde então revelaram um grande número de características dignas de estudo. Mais recentemente, o interesse despertado pela primeira vez pelo processo de excitação na nebulosa (colisão ou fotoionização) mudou para o nível do grande disco de poeira e suas propriedades.

Ele aparece em algumas das primeiras imagens divulgadas após a última missão de manutenção do Telescópio Hubble em setembro de 2009.

Características

A morfologia de NGC 6302 é complexa. Pode ser descrito aproximadamente como sendo bipolar com dois lobos primários, embora haja alguma evidência para apoiar a existência de um segundo par de lobos que pode ter pertencido a uma fase anterior de perda de massa. Uma faixa escura cruza o meio da nebulosa, obscurecendo a estrela central em todos os comprimentos de onda. Algumas observações de NGC 6302 sugerem a existência de uma saia ortogonal (ou chakram) semelhante à de Menzel 3 (nebulosa de formiga). A inclinação da NGC 6302 é de 12,8 ° com o plano do céu.

Esta nebulosa planetária apresenta um lobo protuberante no noroeste, que se estende até 3'.0 da estrela central. Estima-se que se formou como resultado de um evento eruptivo há cerca de 1900 anos. Possui uma parte circular cujas bordas seguem exatamente uma expansão do tipo Hubble (a velocidade da expansão é proporcional à distância da fonte central). A uma distância angular de 1,71 da estrela central, a velocidade de expansão desse lóbulo foi medida em 263  km / s . Na periferia extrema do lóbulo, a velocidade de saída excede 600  km / s . A borda oeste do lobo apresenta características que sugerem uma colisão com glóbulos de gás preexistentes, o que teria alterado a expansão nesta região.

A estrela central

A estrela central, uma das mais quentes conhecidas, escapou da detecção por causa de sua temperatura altíssima (emite principalmente no ultravioleta), a presença do disco de poeira (que absorve grande parte da luz da região central, principalmente ultravioleta) e do fundo luminoso produzido pela estrela. Não era visível nas primeiras imagens do telescópio Hubble. Mas a terceira câmera de campo amplo do telescópio Hubble, graças à sua resolução e sensibilidade aprimoradas, revelou a estrela pálida no centro junto com uma temperatura de 200.000 Kelvin e uma massa de 0,64 vezes a massa do sol. A massa original era muito maior, mas a maior parte dela foi ejetada durante o evento que gerou a nebulosa planetária. O brilho e a temperatura da estrela indicam que ela cessou toda a atividade nuclear e está a caminho de se tornar uma anã branca, esfriando a uma taxa estimada de 1% ao ano.

Composição química

A notável faixa escura que cruza o centro da nebulosa demonstrou ter uma composição química extraordinária. Pudemos detectar a presença de inúmeros silicatos, cristais de gelo e quartzo, além de outros elementos que foram interpretados como sendo a primeira descoberta de carbonatos extra-solares. Esta descoberta foi contestada devido às dificuldades na formação de carbonatos em um meio não aquoso. O problema ainda não foi resolvido.

Uma das características mais interessantes da poeira encontrada em NGC 6302 é a coexistência de minerais ricos em oxigênio (silicatos) e minerais ricos em carbono ( hidrocarbonetos aromáticos policíclicos ou PAHs). As estrelas são geralmente ricas em um ou outro, a transição do primeiro estado para o segundo aparecendo no final da evolução da estrela sob o efeito de mudanças nucleares e químicas na atmosfera estelar. NGC 6302 pertence a um grupo de objetos nos quais as moléculas de hidrocarbonetos são formadas em um meio rico em oxigênio. ( Matsuura et al. 2005 ).

Veja também

links externos

Referências

  1. ( Szyszka et al. 2009 )
  2. ( Gurzadyan 1997 )
  3. Muitas fontes atribuem sua descoberta a James Dunlop em 1826. Por exemplo (1) Wolfgang Steinicke, Nebel und Sternhaufen: Geschichte ihrer Entdeckung, Beobachtung und Katalogisierung- von Herschel bis Dreyers , 2009, p.429. (2) Universo hoje ; (3) Stephen James O'Meara, objetos de The Caldwell . Cambridge University Press, 2002, p.274. .
    (O'Meara afirma que Barnard atribuiu isso à Dunlop - mas poderia estar errado.)
  4. ( Meaburn et al. 2005 )
  5. Número do comunicado à imprensa: STScI-2009-25: Hubble abre novos olhos para o universo [1]
  6. ( Matsuura et al. 2005 )
  7. ( APoD 2004 )
  8. ( Kemper et al. 2002 )
  9. ( Ferrarotti e Gail 2005 )

Bibliografia