Títutlo: The MUSE view of the planetary nebula NGC 3132
Autores: Ana Monreal-Ibero and Jeremy R. Walsh
Institución del primer autor: Instituto de Astrofísica de Canarias
Estado de la publicación: Aceptado en Astronomy & Astrophysics, con acceso abierto aqui.
Las nebulosas planetarias (NPs) son el resultado de la evolución de estrellas de baja masa e intermedia (0.8—8.0 masas solares [Msun]) que se caracterizan por tener una envolvente gaseosa ionizada por su estrella central (una estrella enana blanca; ver Figura 1). Las NPs presentan diversas formas exóticas causadas por una etapa de pérdida de masa en etapas evolutivas más tempranas, entre la rama asintótica de las gigantes (AGB) y la etapa posterior a esta (post-AGB). Debido a su proximidad las NPs Galacticas son asi laboratorios ideales para estudiar el medio interestelar, regiones difusas ionizadas, regiones H II, galaxias starburst, núcleos galácticos activos y la mezcla de abundancias químicas; mismas que son el resultado de la interacción de la eyección del gas en etapas tempranas de la estrella progenitora, la interacción con el medio interestelar y las condiciones en las cuales la NP ha evolucionado.
Sin embargo, una sola NP puede ser muy compleja debido a su inmenso tamaño angular (tamaño aparente en el cielo). Esto es, una sola NP puede incluir regiones difusas, regiones de altas densidades y eyecciones de material provenientes del centro de la NP; además de tener morfologías exóticas. En este sentido, las observaciones que se hacen de estos objetos, implementado aperturas pequeñas (observando solo una porción de la NP), son insuficientes para un estudio físico y químico completo pues no es posible incluir todas las estructuras antes mencionadas en una sola observación. Para resolver este problema, los autores sugieren el uso de espectroscopia en 2D, mapeando al mismo tiempo toda la NP.
En el pasado, el problema era resuelto mapeando la NP usando aperturas pequeñas, sin embargo, este procedimiento necesita de mucho tiempo de observación. En este astrobito, hablaremos de MUSE, un espectrógrafo de campo integral panorámico que opera en el rango de longitud de onda visible, y cómo este es utilizado para investigar la NP NGC 3132. Este instrumento permite obtener la información espectral en 2D de la NP en un campo amplio de manera simultánea. A esta técnica se le conoce como Espectroscopia Integral de Campo (IFS por sus siglas en inglés).
¿Quién es NGC 3132?
NGC 3132 es una NP elíptica ubicada en la constelación de Vela. Esta NP tiene un tamaño angular aproximado de 58 x 85 segundos de arco, un poco mayor al campo de visión de MUSE (de 60 segundos de arco). Sin embargo, los autores pudieron observarla haciendo mosaicos con diferentes observaciones. NGC 3132 esta aparentemente compuesta por una estructura en forma de anillo en la parte central y por una estructura en forma de elipse irregular en la parte exterior (ver Figura 1).
La estrella central de NGC 3132 es un sistema binario compuesto por una estrella caliente, enana blanca, con una temperatura efectiva de 100000K, mientras que la compañera es catalogada como tipo espectral A3V, es decir, es una estrella que se encuentra en la secuencia principal y que tiene una temperatura efectiva de alrededor de 8000K.
La estructura morfológica y de ionización de NGC 3132
Una de las más grandes incógnitas en la actualidad sobre el estudio de las NPs esta relacionada con su formación. Si bien es cierto algunos modelos sencillos, como la interacción entre los vientos expulsados de la estrella central, pueden explicar la formación de NPs que son ligeramente elípticas; es verdad que la formación de NPs con morfologías más extrañas (como NPs bipolares, multipolares, etc.) aún es un misterio. Muchos estudios morfológicos en NPs están basados en observaciones en bandas específicas centradas en líneas de emisión que suelen ser muy intensas (como [O III], [N II], Ha, etc.), sin embargo, se sabe que de la literatura que la morfología de la NP puede ser diferente dependiendo de la línea de emisión observada.
MUSE y la técnica IFU ha permitido a los autores determinar los parámetros físicos de la NP, tales como la densidad y la temperatura del gas (mediante los cocientes de líneas de emisión específicos como para ello) para cada región de la NP. Estos parámetros físicos se encuentran plasmados en la Figura 2, donde se muestran los mapas de densidad y líneas de emisión, cómo azufre ([S III]), cloro ([Cl III]), nitrógeno ([N II]), y helio (He II) en función de la temperatura y la densidad para cada pixel.
La medición de las líneas de emisión y el conocimiento de los parámetros físicos de la NP permiten a los autores determinar las abundancias químicas lo que les permite a su vez interpretar la formación de las diferentes estructuras encontradas en la NP. Los datos revelan una inmensa complejidad en términos de la morfología y de la estructura de ionización. En particular, los autores han identificado por primera vez dos estructuras con forma de arco de baja ionización localizadas hacia el norte y sur de la NP.
Mapas de velocidad detallados de la estructura de NGC 3132
Una de las piezas claves para entender el estado evolutivo de una NP es la velocidad de expansión, es decir, entender la dirección en la que ciertas porciones de gas se mueven (se alejan o se acercan con respecto a nuestra posición). MUSE, como ya se ha mencionado antes, ofrece la oportunidad de no solo investigar la estructura morfológica de la NP, sino también la estructura de ionización. Esta estructura de ionización en la NP permite el estudio de las velocidades de expansión del gas mediante el efecto doppler para diferentes elementos. Una línea de emisión, de algún átomo en particular, tendrá una posición en el espectro conocida (o de laboratorio). Si en la NP existe una expansión, es decir, una parte que se aleja de nosotros y otra que se acerca (con respecto a la línea de visión), este movimiento puede observarse como un cambio en la posición de esta línea en el espectro con respecto a su posición teórica. Los autores han podido medir estos desplazamientos en diferentes líneas de emisión con el fin de poder tener alguna restricción en la edad, denominada cinemática, de la NP.
Los autores pudieron determinar la velocidad a la cual la NP NGC 3132 se acerca hacia nosotros siendo esta de 5 km/s. Los autores concluyen que el análisis de los mapas de velocidad derivados de las líneas de emisión mas intensas apoya la idea de que la estructura de NGC 3132 es similar a un diábolo.
Conclusión
MUSE supone un gran avance para el estudio de NPs ya que es posible obtener información tanto morfológica, química y cinemática con una sola observación; en contraste con los métodos empleados normalmente. Si bien es cierto que ya se había empleado esta técnica anteriormente en el estudio de otra NP (NGC 7009; por el co-autor de este artículo), ésta investigación a NGC 3132 exprime el potencial de utilizar la técnica IFS en observaciones en NPs. Así mismo, deja la puerta abierta para evaluar a NGC 3132 con modelos 3-dimensionales .
Buen día, muchas gracias por el artículo, me gusto mucho, soy totalmente inexperto en el tema, pero me gustaría hacer unas serie de preguntas para comprender algo del artículo:
1.- Si la composición de las NP son gases ionizados por una estrella central, debo entender que esa estrella ¿genera cierta fuerza de atracción alrededor de ella que mantiene los gases órbita alrededor de ella?
2.- ¿La composición de esos gases generan reacciones continuas entre sí ?
3.-¿Cuáles son las composiciones de estos gases de estas NP?
3.-¿Que fuerza son las que mueve a estas NP, y hacia donde se mueven?
4.-¿Que pasas cuando estos cuerpos colisionan con otros cuerpos estelares en su camino (no se si sea el término correcto “cuerpos”)?
5.- ¿Se podrían replicar esas fuerzas, composición de gases etc en cuerpos similares en nuestro planeta para poder entender su comportamiento ?
Gracias por leerme
Hola Rasiel. Muchas gracias por tu comentario. Tus preguntas son realmente interesantes.
1-. De hecho, el gas ionizado que envuelve a la estrella central de la nebulosa planetaria es justamente la capa externa de la misma estrella; cuando ésta se encontraba en la etapa de la rama asintótica de las gigantes (AGB, en inglés). En algún punto, entre la etapa AGB y la etapa siguiente a ésta (post-AGB), la estrella sufre de pérdida de masa (pues ya no puede mantener el gas atado a ella), formando lo que hoy vemos como su envolvenete. Durante este período, la estrella aumenta su temperatura y su luminosidad, hasta el punto que es lo suficientemente caliente como para ionizar el gas. Este gas está continuamente siendo alejado (no orbita a la estrella) tanto por los vientos que salen de la estrella central como por la presión de radiación (presión debida a la radiación electromagnética) hasta el punto en el que será difuminado en el medio interestelar.
2-. Así es. La estrella esta continuamente ionizando el gas, pues su temperatura es lo suficientemente alta. Estos electrones que quedan libres son eventualmente recombinados con otros átomos, produciendo emisión. Sin embargo, también existen el proceso que se llaman “exitación colisional”, que básicamente es la exitación de un átomo debido a la interacción (o colisión) con un electrón libre (proveniente de un algún otro átomo ionizado). Ojo que no es lo mismo un átomo ionizado a uno exitado.
3.1-. Hidrógeno, He, Nitrógeno, Oxigeno, Carbón, y algunos elementos mas pesados como Argón, Azufre, Cloro, etc.
3.2-. Esto está contestado en la pregunta 1. Eventualmente el gas será parte del medio interestelar pues es continuamente empujado fuera de la estrella progenitora.
4-. Aunque en astronomía existe el término “colisión”, no sucede de manera literal. Una colisión en astronomía es más bien la interacción gravitacional entre dos cuerpos que pasan uno al lado del otro. Este tipo de colisiones pudiera tener efecto en la dirección y formación de la estrella y el gas de la NP. Realmente es muy poco probable que suceda una colisión de manera explícita.
5-. Aunque es posible tener idea de algunas situaciones astronómicas con experimentos en tierra, en muchos casos, con respecto a NPs, no es posible reproducir las condiciones físicas en las que se encuentra. Lo más que se puede hacer son modelos teóricos y/o computacionales, empleando las leyes físicas que conocemos, e interntar reproducir con modelos lo que vemos observacionalmente.
Saludos.