Está a unos 2300 años luz de la Tierra, en la constelación de
Monoceros, el Unicornio.
Una nebulosa planetaria es el último estadio de las estrellas de baja masa, las que son parecidas al Sol.
HD 44179 es una nebulosa planetaria
rara, puesto que posee una extraña estructura de rayos en varias direcciones. Esta característica, unida al color rojo con el que se observa, han sido las causas por las que se le ha bautizado como
Rectángulo Rojo. La nuevas imágenes del
HST, de alta resolución espacial, desvelan nuevas estructuras dentro de la nebulosa y han servido para que los astrónomos confirmen que los rayos son eyecciones de materia de la estrella moribunda hacia el espacio exterior. Estas expulsiones de gas y polvo ocurren en dos direcciones opuestas, de ahí que veamos esa simetría aparentemente tan buena a derecha e izquierda.
Los
peldaños de la escalera son, en realidad, zonas más densas de material originados en momentos en los que la estrella expulsó más gas hacia fuera. Son más viejos conforme nos alejamos más del centro del sistema; los internos son más jóvenes. Estas
capas, unas internas a las otras, constituyen la peculiar morfología en
forma de red de araña. Se ha estimado que las expulsiones bruscas suceden en unos intervalos de cien años, por lo que extrapolando hacia atrás, la nebulosa no posee mucho más de 14000 años. Pero esto siempre ocurre con las planetarias, de hecho, algunas estructuras encontradas recientemente en alguno de estos objetos no pueden ser más viejas que 200-300 años.
Haciendo un nuevo comentario a
mis rayas (esto es, a lo que motivó el nombre de este blog), la química de las nebulosas planetarias puede estimarse con más o menos precisión usando
espectroscopía. El núcleo de la estrella moribunda (la enana blanca) del centro de las nebulosas planetarias irradia grandes cantidades de luz ultravioleta, que es la que
excita (o ioniza) el material circundante. Gracias a eso podemos ver la nebulosa con todos su colorido. Además de elementos químicos relativamente frecuentes (como oxígeno, nitrógeno o azufre), los espectros de las nebulosas planetarias muestran también líneas de moléculas sencillas, presentes en estrellas frías (gigantes rojas, lo que era anteriormente una nebulosa planetaria), mezcladas con el polvo que envuelve todo. Se piensa que muchas de estas moléculas son hidrocarburos, que también se pueden formar en los flujos de materia que libera la estrella al morir. Aparecen sobre todo en longitudes de onda del infrarrojo y, ¡sorpresa!, este objeto fue descubierto en los años 70 precisamente porque emitía mucha radiación infrarroja.
Un último apunte sobre el mismo centro de la nebulosa: no podemos ver (aún) la enana blanca (el núcleo desnudo de la estrella progenitora), pero sí un oscurecimiento debido a un disco denso de polvo central. Además, los análisis muestran que en realidad no hay una única enana blanca sumergida ahí, sino que son dos estrellas muy cercanas, con un período de rotación (una alrededor de la otra) de unos 10 meses y medio. Precisamente, la influencia gravitatoria mutua de estos dos astros es la responsable de la forma, en tipo de escalera, de toda la nebulosa.
Más información:
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Noticia en la página del HST (en inglés)
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Esquema de la nebulosa (en inglés)
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Animación de cómo se formó la nebulosa
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Artículo científico publicado el mes pasado del estudio de este sistema en la revista The Astronomical Journal: Cohen, M., Van Winckel, H., Bond, H.E. & Gull, T.R. 2004, AJ, 127, 2362
PD: No puedo evitar acordarme de mi compañero de despacho, Miguel Santander, que precisamente estudia nebulosas planetarias y lleva casi dos años diseccionando a la Hormiga, esto es, analizando la preciosa planetaria de la Hormiga, o Menzel 3
