A Nebulosa do Anel vista em luz infravermelha e visível por uma exposição múltipla de imagens da NIRCam doTelescópio Espacial James Webb, mostrando uma camada externa de hidrogênio que é muito tênue na luz visível
Messier 57 foi a segundanebulosa planetária a ser descoberta na história, em 1779, 15 anos após a primeira, anebulosa do Haltere (M27).Antoine Darquier de Pellepoix descobriu a nebulosa pouco dias antes deCharles Messier redescobrir o objeto independentemente, descrevendo-o como uma "nebulosa ordinária, mas perfeitamente definida, tão grande quantoJúpiter quanto aodiâmetro aparente e parece-se como um planeta tênue." Esta comparação a um planeta pode ter influenciadoWilliam Herschel, descobridor deUrano, que associou esses objetos como o mais novo planeta descoberto por ele e introduziu a denominação "nebulosa planetária". Descreveu-a como uma "nebulosa perfurada", ou um "anel de estrelas", a primeira menção histórica de seu formato de um anel. Entretanto, o inventor do nome "nebulosa planetária" não classificou a nebulosa como tal, mas descerveu-a como "uma curiosidade dos céus", um objeto peculiar.[5]
Pode ser visto combinóculos como um objeto quase estelar, difícil de identificar como uma nebulosa planetária devido ao seu diâmetro aparente pequeno. Nos pequenostelescópios amadores, o anel se torna evidente a uma magnificação 100. Em instrumentos ópticos mais potentes, é possível identificar uma cor esverdeada; a maior parte de suaslinhas espectrais estão nocomprimento de onda ao redor do verde devido à dupla ionização dooxigênio presente nos gases que formam a nebulosa.[5]
É umtoro de material brilhante expelida pela sua estrela central, e não umaesfera, como se pensava anteriormente. A forma toroidal já havia sido prevista porJohn Herschel. É vista a partir de um de seus polos: se fosse vista a partir de seu equador, lembraria ànebulosa do Haltere (M27) ou àPequena Nebulosa do Haltere (M76).[5]
Acreditava-se que a nebulosa do Anel fosse uma nebulosa planetária esférica, embora investigações como do astrônomoGeorg Jacoby, a partir de fotos obtidas noobservatório de Kitt Peak, tenham concluído que a forma da nebulosa deveria ser próxima à forma cilíndrica, sendo vista daTerra ao longo de seu eixo. Também surgiram evidências que as extremidades "desse cilindros" eram curvadas, de modo semelhante aos encontrados em outras nebulosas planetárias, comoNGC 6302 e a Pequena Nebuosa do Haltere.[5]
Observações mais profundas indicaram a presença de um halo que se estende por mais de 3,5minutos de grau de sua estrela central, remanescente de seuvento estelar. O halo foi primeiramente descoberto em 1935 por J. C. Duncan. O material que compõe a nebulosa está sendo desionizada gradualmente assim que se distancia de sua estrela central, com uma superfície extremamente quente, entre 100 000 a 120 000kelvin. A região mais próxima à estrela central é escura, mas intensamente excitada: emiteradiação eletromagnética apenas na faixa doultravioleta. Logo em seguida encontra-seoxigênio enitrogênio excitados, que emitem radiação na faixa da cor verde. As bordas da nebulosa são avermelhadas, pois contémhidrogênio excitado, o único elemento que pode ser excitado a grandes distâncias da estrela central.[5]
A estrela central foi descoberta em 1800 pelo astrônomo alemãoFriedrich von Hahn com o auxílio de um telescópio refletor de 20 pés de abertura. O objeto tem o tamanho de um planeta, demagnitude aparente 15. É o remanescente de uma estrela semelhante aoSol, apenas um pouco mais maciço que ele, que lançou para o espaço exterior suas camadas mais externas e que hoje formam a nebulosa planetária, encerrando sua vida como umagigante vermelha e tornando-se umaanã branca, com uma superfície extermamente quente, superando 100 000K.[5]
Como é comum para nebulosas planetárias, sua distância não é precisamente estimada. As primeiras estimativas para sua distância foram feitas ao tentar relacionar a taxa de expansão da nebulosa, cerca de 1segundo de grau por século, com sua taxa de expansão radial. Entretanto, tais medidas foram feitas assumindo seu formato esférico em vez de toroidal, resultando em estimativas pouco precisas, que variam desde 1 410anos-luz, segundo Kenneth Glyn Jones, a 5 000, de acordo com Mark R. Chartrand eHelmut Wimmer. As investigações mais recentes, realizadas com a utilização deparalaxe trigonométrico noObservatório Naval dos Estados Unidos, estimam a distância em 2 300 anos-luz. Tendo-se em conta a taxa de expansão da nebulosa, sua idade foi estimada em 6 000 a 8 000 anos.[5]
É muito mais brilhante visualmente (magnitude aparente 8,8) do que emastrofotografias (magnitude aparente 9,7). Essa diferença deve-se ao fato de que a maior parte daluz visível é emitida na faixa do verde, a mais sensível para osolhos humanos, mas não grava sensívelmente chapas fotográficas ou impressionam câmerasCCD. Assumindo sua distância em 2 300 anos-luz, suamagnitude absoluta é -0,3 visualmente (ou +0,5 fotograficamente), ou seja, tem um brilho intrínseco 50 a 100 vezes maior do que aluminosidade solar. Mesmo sua estrela central, de magnitude aparente 14,7 e tendo o tamanho aproximado da Terra, brilha tanto quanto o Sol, com uma magnitude absoluta +5 a +6. Seu diâmetro aparente de 1,4minutos de grau corresponde a um diâmetro linear de 0,9 anos-luz e seu halo se estende a 2,4 anos-luz da estrela central.[5]
A massa do material de compõe a nebulosa é de aproximadamente 0,2massas solares, com umadensidade aproximada de 10 000íons por cm³. A sua taxa de expansão aparente de 1 segundo de grau corresponde a uma velocidade de expensão entre 20 a 30 km/s. A nebulosa como um todo está se aproximando radialmente da Terra a uma velocidade de 21 km/s.[5]
↑Harris, Hugh C.; Dahn, Conard C.; Canzian, Blaise; Guetter, Harry H.; Leggett, S. K.; Levine, Stephen E.; Luginbuhl, Christian B.; Monet, Alice K. B.; Monet, David G.; Pier, Jeffrey R.; Stone, Ronald C.; Tilleman, Trudy; Vrba, Frederick J.; Walker, Richard L. (2007). «Trigonometric Parallaxes of Central Stars of Planetary Nebulae».Astronomical Journal.133 (2): 631–638.Bibcode:2007AJ....133..631H.arXiv:astro-ph/0611543.doi:10.1086/510348 !CS1 manut: Nomes múltiplos: lista de autores (link)
↑abcdefghiHartmut Frommert e Christine Kronberg (21 de agosto de 2007).«Messier Object 57» (em inglês).SEDS. Consultado em 28 de maio de 2012
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