nudo cometario
Los nudos cometarios, también conocidos como glóbulos, son estructuras observadas en varias nebulosas planetarias cercanas (NPe), incluida la nebulosa Helix (NGC 7293), la nebulosa Ring (NGC 6720), la nebulosa Dumbbell (NGC 6853), la nebulosa esquimal (NGC 2392), y la Nebulosa Retina (IC 4406). [1] [2] Se cree que son una característica común de la evolución de las nebulosas planetarias, pero solo pueden resolverse en los ejemplos más cercanos. [2] Generalmente son más grandes que el tamaño del Sistema Solar (es decir, la órbita de Plutón ), con masas de alrededor de 10 −5veces la masa del Sol , que es comparable a la masa de la Tierra . [1] [3] [4] Hay alrededor de 40.000 nudos cometarios en la Nebulosa de la Hélice. [5]
En longitudes de onda ópticas, los nudos se ven como "la piel ionizada de un glóbulo molecular denso y polvoriento" que forma una cabeza en forma de media luna que es ionizada e iluminada por la estrella central, con un rayo o cola que se arrastra. [6] En los datos de hidrógeno molecular y monóxido de carbono, se observa que las colas de los nudos cometarios son altamente moleculares. [4] El glóbulo central es al menos 1000 veces más denso que el material que lo rodea. [6] La apariencia es análoga a la cola de un cometa que se aleja de su estrella , pero los cometas son cuerpos sólidos y mucho más pequeños en tamaño y masa total.
Los glóbulos ubicados lejos y cerca de la estrella central presentan características diferentes. En el lado más cercano de la Nebulosa de la Hélice, el glóbulo de polvo central de cada nudo cometario aparece oscuro contra el fondo, ya que absorbe la luz [O III ] 5007 Angstrom emitida en la envoltura de la nebulosa. Los del otro lado no obstruyen esta fuente de luz y, por lo tanto, no tienen esta apariencia oscura. [6] Además, los glóbulos cerca de la estrella central parecen tener una cola posterior distinta, mientras que los que se encuentran más lejos no exhiben colas tan definidas. [5]
El origen de los nudos cometarios en las nebulosas planetarias aún se desconoce y está sujeto a investigación activa. No está claro si se crearon durante la fase de rama gigante asintótica (AGB) y lograron sobrevivir de alguna manera a la transición AGB-PN, o si se crearon cuando la estrella ya se había convertido en una nebulosa planetaria. El último caso implicaría que las condiciones en el anfitrión de la nebulosa planetaria, en cierto punto, habrían desencadenado la formación de grupos moleculares en su envoltura nebular. [5] Por lo tanto, comprender la formación y evolución de los nudos cometarios no solo daría una idea de las propiedades físicas del anfitrión de la nebulosa planetaria, sino que también ayudaría a dibujar una imagen más detallada de la evolución estelar de las estrellas de masa baja a intermedia.
Los nudos cometarios son un tipo de flujo de fotoevaporación ionizado , que se asocia característicamente con las nebulosas planetarias, pero se conocen varios otros tipos de flujos de fotoevaporación ( proplyds , glóbulos cometarios , trompas de elefante y flujos de champán ) de las regiones H II , como la Nebulosa de Orión . Los nudos cometarios se describen como más dominados por la advección que las otras variedades, que son dominadas por la recombinación o dominadas por el polvo. La distinción se puede hacer en términos de la fórmula para el "equilibrio de ionización dinámica dentro de un flujo de fotoevaporación", F * ≈ μn0 + n 0 2 h . Aquí F * es el "flujo de fotones ionizantes incidentes en el exterior del flujo", μ es la "velocidad inicial del flujo", α es el "coeficiente de recombinación", n 0 es la "densidad ionizada máxima en el flujo", y h, que es aproximadamente 0,1 r 0 , es el "espesor efectivo del flujo". En los flujos dominados por la advección, μn 0 es mayor que αn 0 2 h , y la mayoría de los fotones entrantes alcanzan el frente de ionización e ionizan el gas fresco. En otros flujos, la mayoría de los fotones no logran alcanzar el frente de ionización y, en cambio, equilibran las recombinaciones en el flujo. [7]
