Nebulosa Güeyu de Gatu

La nebulosa Güeyu de Gatu (NGC 6543) ye una **nebulosa** planetaria na constelación del Dragón. Estructuralmente ye una de les nebuloses más complexes conocíes, na que les imáxenes de bien alta resolución del Telescopiu Espacial Hubble amosaron notables estructures como nuedos, remexos de material, burbuyes y estructures en forma d'arcu.

Foi afayada por William Herschel el 15 de febreru de 1786 y foi la primer nebulosa planetaria que'l so espectru foi investigáu, siendo esti llabor realizáu pol astrónomu William Huggins en 1864.

Los estudios modernos revelen una naturaleza complexa con entrevesgaes estructures que podríen tar causaes por material eyectado por una binaria acompañando a la estrella central. Sicasí nun hai evidencies direutes de la presencia de felicidá compañera estelar. Amás les midíes de les bayures d'elementos químicos llograes por distintos métodos presenten una importante discrepancia ente sigo, indicando qu'hai aspeutos d'esta nebulosa que permanecen inda ensin ser entendíos.

## Información xeneral
NGC 6543 ye una nebulosa planetaria bien estudiada. Ye relativamente brillosu con una magnitú aparente de 8.1, y tamién con una temperatura de rellumu pocu estructural elevada. #Atopar nes coordenaes d'ascensión recta 17h 58.6m y declinación +66°38'. L'alta declinación significa que ye fácilmente observable dende l'hemisferiu norte, onde la mayoría de los grandes telescopios fueron construyíos. Curiosamente tópase nel polu N de la eclíptica del Sistema Solar, polo que les representaciones qu'amuesen cómo se vería ésti dende "enriba" amuesen cómo se vería dende ellí

Ente que la nebulosa interior más brillosa tien un tamañu relativamente amenorgáu de 20 segundos d'arcu de diámetru, tien un halo estensu con material eyectado de la estrella central mientres la etapa de xigante colorada. El halo estiéndese unos 386 segundos d'arcu (6,4 minutos d'arcu).

Les observaciones amuesen que'l cuerpu principal de la nebulosa tien una densidá d'unes 5000 partícules/cm³ y una temperatura de 8.000 K 1. El halo esterior tien una temperatura daqué cimera de 15.000 K y una densidá bien inferior.

La estrella central en NGC 6543 ye una estrella de tipu espectral **O** con una temperatura na fotosfera de 80.000 K. El so rellumu ye aproximao 10.000 vegaes más lluminosa que'l Sol con un radiu de 0,65 el radiu solar. Diversos analises espectroscópicos amuesen que la estrella pierde masa rápido por un fuerte vientu estelar a un ritmu de 3,2×10−7 mases solares per añu - 20 trillones de t/s. La velocidá d'esti vientu de partícules ye de 1900 km/s. Los cálculos y modelos teóricos indiquen que la estrella central tien anguaño una masa solar pero los cálculos de la so evolución teórica impliquen una masa inicial de 5 mases solares2.

## Observaciones
Por aciu prismáticos de 9x63, con un cielu de magnitú llende averada de +5,2, esti oxetu puede reparase con un llixeru efeutu de ceguñu y un puntu con forma estelar, quiciabes daqué desenfocado, como toa nebulosa planetaria.

Con unos prismáticos de 10x50 tien un aspeutu d'una estrella desenfocada, siempres so cielos llimpios y ensin polucionar.

### Observaciones infrarroxes
Les observaciones de NGC 6543 en llonxitúes d'onda infrarroxes amuesen la presencia d'un polvu estelar y gas a baxa temperatura. Piénsase que'l polvu formase nes últimes fases de la vida de #estrellar proxenitora. Esti polvu absuerbe lluz de la estrella central reemitiendo la enerxía en llargores infrarroxos. L'espectru d'emisión infrarroxu dexa deducir temperatures de 70 K.

Les emisiones infrarroxes revelen la presencia de material non ionizado como hidróxenu molecular (H2). En munches nebuloses planetaries la emisión molecular ye mayor a distancies mayores de la estrella onde'l material dexa de tar ionizado. Nel casu de NGC 6543 la emisión d'hidróxenu ye más intensa na llende interior del halo esterior. Esto ye posiblemente por cuenta d'ondes de choque escitando'l H2 a midida que impacten a distinta velocidá col halo.3

### Observaciones óptiques y ultravioletes
NGC 6543 foi estensamente reparada nel ultravioleta y nos llonxitúes d'onda del visible. Les observaciones espectroscópicas nestos llonxitúes d'onda dexen determinar les bayures de distintes especies químiques, según entrevesgaes estructures de la nebulosa.

La imaxe en falsu color del HST resalta les rexones d'alta y baxa concentración d'iones.Tres imaxenes fueron tomaes en filtros qu'aisllaben la lluz emitida por iones d'hidróxenu en 656.3 nm, nitróxenu ionizada en 658.4 nm y osíxenu doblemente ionizado en 500.7 nm. Les imáxenes fueron combinaes en canales coloráu, verde y azul respeutivamente. La imaxe revela dos capes de material menos ionizado nes llendes de la nebulosa.

### Observaciones en rayos X
L'Observatoriu de rayos X Chandra reveló la presencia de gas desaxeradamente caliente alredor de NGC 6543. Créese que'l gas caliente ye producíu pola violenta interacción ente'l
vientu estelar y el material espulsáu enantes. Esta interacción baleró en gran midida l'interior de la nebulosa dexando un espaciu menos trupu en forma de burbuya.

Les observaciones de Chandra revelaron tamién una fonte puntual d'intensos rayos X na posición de la estrella. Ésta nun tendría d'emitir tan intensamente nesti llonxitú d'onda polo que l'eleváu fluxu de rayos X resulta daqué misteriosa.

Una posibilidá interesante ye que los rayos X podríen ser producíos nun hipotéticu discu de acreción alredor del sistema binariu4.

## Distancia

Les distancies a les nebuloses planetaries nun son tan fáciles d'identificar como nel casu de delles estrelles. Munchos de los métodos utilizaos pa envalorar estes distancies basense n'hipótesis xenerales que pueden ser desaparentes pal oxetu específicu baxu estudiu.

## Edá
El ritmu de expansión angular de la nebulosa puede ser utilizáu pa envalorar la edá d'ésta. Si la espansión dio en ritmu constante, p'algamar un diámetru de 20 segundos d'arcu a un ritmu de 10 milisegundos d'arcu per añu, la nebulosa formaríase hai unos 1000 años. Probablemente esta edá ye solo una llende cimera una y bones el material espulsáu podría movese a mayor velocidá nel pasáu siendo frenáu pola so interacción col mediu interestelar.

## Composición química

Como la mayoría de los oxetos astronómicos NGC 6543 ta formada sobremanera por hidróxenu y heliu, con elementos pesaos tan solu presentes en pequeñes cantidaes. La composición exacta pue ser estudiada por aciu l'analís espectroscópico de la lluz procedente de la nebulosa. Les bayures esprésense xeneralmente relatives al hidróxenu, l'elementu más abondosu.

Distintos estudios indiquen que la proporción d'heliu frente al hidróxenu na nebulosa del Güeyu de Gatu ye de 0.12, el carbonu y el nitróxenu tienen bayures de 3×10−4, y l'osíxenu tien una bayura de 7×10−4. Estos valores son típicos dientro de les nebuloses planetaries con concentraciones de carbonu, nitróxenu y osíxenu más #abondosu que nuna estrella como'l Sol por cuenta de los efeutos de la nucleosíntesis qu'arriquez l'atmósfera estelar n'elementos pesaos que son depués espulsaos formando la nebulosa planetaria1, 6.

L'analís más detalláu amuesa que la nebulosa contién tamién una pequeña cantidá de material altamente arriquecíu n'elementos pesaos.

## Cinemática y morfoloxía de la nebulosa
NGC 6543 ye una nebulosa de gran complexidá estructural. Los mecanismos capaces de moldiar toles sos formes nun s'entienden con claridá. La porción más brillosa interior ta causada pola interacción del vientu estelar col material espulsáu mientres la formación de la nebulosa. Nesti procesu emítense gran cantidá de rayos X. El vientu estelar vacía de manera inhomogénea l'interior de la nebulosa.7

Yá que la estrella central presenta signos de poder ser un sistema binariu la interacción ente dambes estrelles contribúi tamién a moldiar les estructures interiores de la nebulosa. Nesti casu podría esistir un discu de acreción con material fluyendo d'una estrella a la otra y con fenómenos de eyección poles rexones polares de la estrella. Estos remexos de eyección taríen sometíos a movimientos de precesión que podría contribuyir a formar les estructures en forma de filamentu presentes na nebulosa.8

Más allá de la nebulosa interior el halo esterior envolubra'l sistema nuna serie d'aniellos concéntricos formaos n'etapes anteriores de la formación de la nebulosa planetaria, cuando la estrella interior taba na caña asintótica de les xigantes coloraes de la diagrama de Hertzsprung-Russell. Los aniellos tán uniformemente distribuyíos polo que tan solo habría un únicu mecanismu responsable de la so formación a intervalos regulares.9
Más lloñe inda puede apreciase un halo de material más tenue.

## Ver tamién
* Nebulosa planetaria
* Evolución estelar
* Llista de nebuloses planetaries

## Referencies