Nebulosa Omega - Historial de revisiones

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Yunier09115jcvcl: Página creada con «{{Ficha de nebulosa | | nombre = Nebulosa Omega | imagen = | tipo = Emisión | época = J2000.0 | ar = 18^h 20^m 26.00^s | dec = -16° 10′...»

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Página creada con «{{Ficha de nebulosa | | nombre = Nebulosa Omega | imagen = | tipo = Emisión | época = J2000.0 | ar = 18h 20m 26.00s | dec = -16° 10′...»

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{{Ficha de nebulosa |
| nombre = Nebulosa Omega
| imagen =
| tipo = Emisión
| época = J2000.0
| ar = 18h 20m 26.00s
| dec = -16° 10′ 36.0"
| dist_al = 5,000-6,000 [[año luz|al]]
| magapa_v = 6.0
| tam_v = 11 [[Minuto de arco|arcmins]]
| constelación = [[Sagitario (constelación)|Sagitario]]
| radio_al = -
| magabs_v = -
| notas = -
| nombres = M17, NGC 6618, Nebulosa del Cisne, Nebulosa del Calzador, Nebulosa de la Langosta, IC 4706, IC 4707
}}
La '''nebulosa Omega''', conocida como '''nebulosa del Cisne''', '''nebulosa del Calzador''', '''nebulosa de la Langosta''', '''M17''' y '''NGC 6618''') es una [[región HII]] en la [[constelación]] de [[Sagitario (constelación)|Sagitario]]. Fue descubierta por [[Philippe Loys de Chéseaux]] en [[1745]] y [[Charles Messier]] la catalogó en [[1764]].
La nebulosa Omega se encuentra a una distancia entre 5000 y 6000 [[año luz|años luz]], y tiene un tamaño de unos 15 años luz de diámetro, estando asociada a una [[nube molecular]] de unos 40 años luz de diámetro y una [[masa]] de 30000 masas [[Sol|solares]]. La masa total de la nebulosa Omega se calcula en unas 800 [[masa solar|masas solares]] y es una de las regiones HII más brillantes y masivas de [[Vía Láctea|nuestra galaxia]]; si no aparece más impresionante es por verse prácticamente "de canto".
=== Origen ===
Las estrellas están la mayor parte de su existencia en la [[secuencia principal]]. Cuando el [[hidrógeno]] comienza a escasear, se convierten en [[gigantes rojas]] (arriba-derecha). Si la estrella se encuentra entre 1 y 8 [[masa solar|masas solares]] aproximadamente, se convierte en [[enana blanca]] (abajo), con un radio muy pequeño, y genera una [[nebulosa planetaria.]]
Las nebulosas planetarias se forman cuando una [[estrella]] que posee entre 0,8 y 8 [[masa solar|masas solares]] (M⊙) agota su combustible nuclear. Por encima del límite de 8 M⊙ la estrella explotaría originando una [[supernova]].
Durante la mayor parte de sus vidas las estrellas se encuentran brillando debido a las reacciones de [[fusión nuclear]] que tienen lugar en el núcleo estelar. Esto permite que la estrella se encuentre en [[equilibrio hidrostático]], pues la fuerza que la [[gravedad]] ejerce hacia el centro de la estrella intentando comprimirla es compensada por la suma de las presiones hidrostática y [[presión de radiación|de radiación]], que actúan intentando expandir el sistema.<ref>Harpaz 1994, pp. 22-24.</ref> Las estrellas que cumplen esto están situadas en la zona de [[secuencia principal]] en el [[diagrama Hertzsprung-Russell]], donde se encuentran la mayor parte de las mismas.
Las estrellas de masas medias y bajas, como las que forman nebulosas planetarias, permanecen en la secuencia principal durante varios miles de millones de años, consumiendo [[hidrógeno]] y produciendo [[helio]] que se va acumulando en su núcleo, el cual no tiene suficiente temperatura para provocar la fusión del helio, quedando éste inerte. Progresivamente se va acumulando helio hasta que la presión de radiación en el núcleo no es suficiente para compensar la fuerza gravitatoria generada por la masa de la estrella, por lo que aquél se comprime. Esta compresión genera calor que provoca una aceleración de la fusión del hidrógeno de las capas exteriores, que se expanden. Como la [[área|superficie]] de la misma aumenta, la energía que produce la estrella se difunde sobre un área más amplia, resultando en un enfriamiento de la [[temperatura efectiva|temperatura superficial]] y por tanto en un enrojecimiento de la estrella. Se dice entonces que la estrella entra en la fase de [[gigante roja]].
Existe un [[cúmulo abierto|cúmulo]] (NGC 6618) en la nebulosa, que contiene en su centro [[estrella doble|dos estrellas]] de [[clasificación estelar|tipo espectral]] O4V, y además dos estrellas de tipo O5V, y 100 estrellas de tipo espectral más temprano que el B9. Es la radiación de esas estrellas jóvenes y calientes —sobre todo la de las dos O4V— la que excita y hace brillar los [[gas]]es de la nebulosa; estudios recientes muestran que éste es uno de los cúmulos más jóvenes conocidos, con una edad que no llega ni al millón de años y que la nebulosa seguramente alberga entre 8000 y 10000 estrellas que han nacido en ella, 1/3 de ellas en el cúmulo NGC 6618.
Al sureste de la nebulosa pueden encontrarse también las [[estrella hipergigante|estrellas hipergigantes]] [[HD 168607 y HD 168625]].

== Enlaces externos ==
* http://www.astromia.com/fotouniverso/omega.htm
* https://es.wikipedia.org/wiki/Nebulosa_Omega
* http://www.astroingeo.org/m17-la-nebulosa-omega/
* https://www.eso.org/public/spain/news/eso1201/
[[Category:Nebulosas]] [[Category:Astronomía_y_astrofísica]]

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	La nebulosa Omega se encuentra a unos 5.000 años luz de distancia en la constelación de Sagitario. La región tiene un diámetro unas 3.000 veces el diámetro del nuestro Sistema Solar.		La nebulosa Omega se encuentra a unos 5.000 años luz de distancia en la constelación de Sagitario. La región tiene un diámetro unas 3.000 veces el diámetro del nuestro Sistema Solar.
		+
		+	== Referencias ==
		+	{{listaref\|2}}

	== Enlaces externos ==		== Enlaces externos ==

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 === Origen ===
-Las estrellas están la mayor parte de su existencia en la [[secuencia principal]]. Cuando el [[hidrógeno]] comienza a escasear, se convierten en [[gigantes rojas]] (arriba-derecha). Si la estrella se encuentra entre 1 y 8 [[masa solar|masas solares]] aproximadamente, se convierte en [[enana blanca]] (abajo), con un radio muy pequeño, y genera una [[nebulosa planetaria.]]
+Las estrellas están la mayor parte de su existencia en la secuencia principal. Cuando el [[hidrógeno]] comienza a escasear, se convierten en gigantes rojas (arriba-derecha). Si la estrella se encuentra entre 1 y 8 masa solar aproximadamente, se convierte en [[enana blanca]] (abajo), con un radio muy pequeño, y genera una nebulosa planetaria.
-Las nebulosas planetarias se forman cuando una [[estrella]] que posee entre 0,8 y 8 [[masa solar|masas solares]] (M<sub>⊙</sub>) agota su combustible nuclear. Por encima del límite de 8 M<sub>⊙</sub> la estrella explotaría originando una [[supernova]].
+Las nebulosas planetarias se forman cuando una [[estrella]] que posee entre 0,8 y 8 masa solar (M<sub>⊙</sub>) agota su combustible nuclear. Por encima del límite de 8 M<sub>⊙</sub> la estrella explotaría originando una [[supernova]].
 Durante la mayor parte de sus vidas las estrellas se encuentran brillando debido a las reacciones de [[fusión nuclear]] que tienen lugar en el núcleo estelar. Esto permite que la estrella se encuentre en equilibrio hidrostático, pues la fuerza que la [[gravedad]] ejerce hacia el centro de la estrella intentando comprimirla es compensada por la suma de las presiones hidrostática y presión de radiación|de radiación, que actúan intentando expandir el sistema.<ref>Harpaz 1994, pp. 22-24.</ref> Las estrellas que cumplen esto están situadas en la zona de [[secuencia principal]] en el diagrama Hertzsprung-Russell, donde se encuentran la mayor parte de las mismas.

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 {{Ficha de nebulosa |
 | nombre = Nebulosa Omega
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 | nombres = M17, NGC 6618, Nebulosa del [[Cisne]], Nebulosa del Calzador, Nebulosa de la [[Langosta]], IC 4706, IC 4707
 }}
-'''Nebulosa Omega''', conocida como '''nebulosa del Cisne''', '''nebulosa del Calzador''', '''nebulosa de la Langosta''', '''M17''' y '''NGC 6618''') es una [[región HII]] en la [[constelación]] de [[Sagitario]] (constelación).
+'''Nebulosa Omega''', conocida como '''nebulosa del Cisne''', '''nebulosa del Calzador''', '''nebulosa de la Langosta''', '''M17''' y '''NGC 6618''') es una región HII en la [[constelación]] de [[Sagitario]] (constelación).
 ==Descubrimiento==
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 Existe un [[cúmulo abierto|cúmulo]] (NGC 6618) en la nebulosa, que contiene en su centro [[estrella doble|dos estrellas]] de [[clasificación estelar|tipo espectral]] O4V, y además dos estrellas de tipo O5V, y 100 estrellas de tipo espectral más temprano que el B9. Es la radiación de esas estrellas jóvenes y calientes sobre todo la de las dos O4V la que excita y hace brillar los [[gas]]es de la nebulosa; estudios recientes muestran que éste es uno de los cúmulos más jóvenes conocidos, con una edad que no llega ni al millón de años y que la nebulosa seguramente alberga entre 8000 y 10000 estrellas que han nacido en ella, 1/3 de ellas en el cúmulo NGC 6618.
 Al sureste de la nebulosa pueden encontrarse también las estrella hipergigante [[HD 168607 y HD 168625]].
 == Enlaces externos ==

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@@ Línea 9: / Línea 9: @@
 | magapa_v = 6.0
 | tam_v = 11 [[Minuto de arco|arcmins]]
-| constelación  = [[Sagitario (constelación)|Sagitario]]
+| constelación  = [[Sagitario]]
 | radio_al = -
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 {{Ficha de nebulosa |
 | nombre = Nebulosa Omega
-| imagen = [[Archivo: Nebulosa.jpg|miniaturadeimagen]]
+| imagen = Nebulosa.jpg
 | tipo = Emisión
 | época = J2000.0
@@ Línea 14: / Línea 14: @@
 | magabs_v = -
 | notas = -
-| nombres = M17, NGC 6618, Nebulosa del Cisne, Nebulosa del Calzador, Nebulosa de la Langosta, IC 4706, IC 4707
+| nombres = M17, NGC 6618, Nebulosa del [[Cisne]], Nebulosa del Calzador, Nebulosa de la [[Langosta]], IC 4706, IC 4707
 }}
-La '''nebulosa Omega''', conocida como '''nebulosa del Cisne''', '''nebulosa del Calzador''', '''nebulosa de la Langosta''', '''M17''' y '''NGC 6618''') es una [[región HII]] en la [[constelación]] de [[Sagitario (constelación)|Sagitario]].  Fue descubierta por [[Philippe Loys de Chéseaux]] en [[1745]] y [[Charles Messier]] la catalogó en [[1764]].
+'''Nebulosa Omega''', conocida como '''nebulosa del Cisne''', '''nebulosa del Calzador''', '''nebulosa de la Langosta''', '''M17''' y '''NGC 6618''') es una [[región HII]] en la [[constelación]] de [[Sagitario]] (constelación).
 La nebulosa Omega se encuentra a una distancia entre 5000 y 6000 [[año luz|años luz]], y tiene un tamaño de unos 15 años luz de diámetro, estando asociada a una [[nube molecular]] de unos 40 años luz de diámetro y una [[masa]] de 30000 masas [[Sol|solares]].  La masa total de la nebulosa Omega se calcula en unas 800 [[masa solar|masas solares]] y es una de las regiones HII más brillantes y masivas de [[Vía Láctea|nuestra galaxia]]; si no aparece más impresionante es por verse prácticamente "de canto".
 === Origen ===
 Las estrellas están la mayor parte de su existencia en la [[secuencia principal]]. Cuando el [[hidrógeno]] comienza a escasear, se convierten en [[gigantes rojas]] (arriba-derecha). Si la estrella se encuentra entre 1 y 8 [[masa solar|masas solares]] aproximadamente, se convierte en [[enana blanca]] (abajo), con un radio muy pequeño, y genera una [[nebulosa planetaria.]]
 Las nebulosas planetarias se forman cuando una [[estrella]] que posee entre 0,8 y 8 [[masa solar|masas solares]] (M<sub>⊙</sub>) agota su combustible nuclear. Por encima del límite de 8 M<sub>⊙</sub> la estrella explotaría originando una [[supernova]].
-Durante la mayor parte de sus vidas las estrellas se encuentran brillando debido a las reacciones de [[fusión nuclear]] que tienen lugar en el núcleo estelar. Esto permite que la estrella se encuentre en [[equilibrio hidrostático]], pues la fuerza que la [[gravedad]] ejerce hacia el centro de la estrella intentando comprimirla es compensada por la suma de las presiones hidrostática y [[presión de radiación|de radiación]], que actúan intentando expandir el sistema.<ref>Harpaz 1994, pp. 22-24.</ref> Las estrellas que cumplen esto están situadas en la zona de [[secuencia principal]] en el [[diagrama Hertzsprung-Russell]], donde se encuentran la mayor parte de las mismas.
-Las estrellas de masas medias y bajas, como las que forman nebulosas planetarias, permanecen en la secuencia principal durante varios miles de millones de años, consumiendo [[hidrógeno]] y produciendo [[helio]] que se va acumulando en su núcleo, el cual no tiene suficiente temperatura para provocar la fusión del helio, quedando éste inerte. Progresivamente se va acumulando helio hasta que la presión de radiación en el núcleo no es suficiente para compensar la fuerza gravitatoria generada por la masa de la estrella, por lo que aquél se comprime. Esta compresión genera calor que provoca una aceleración de la fusión del hidrógeno de las capas exteriores, que se expanden. Como la [[área|superficie]] de la misma aumenta, la energía que produce la estrella se difunde sobre un área más amplia, resultando en un enfriamiento de la [[temperatura efectiva|temperatura superficial]] y por tanto en un enrojecimiento de la estrella. Se dice entonces que la estrella entra en la fase de [[gigante roja]].
+Durante la mayor parte de sus vidas las estrellas se encuentran brillando debido a las reacciones de [[fusión nuclear]] que tienen lugar en el núcleo estelar. Esto permite que la estrella se encuentre en equilibrio hidrostático, pues la fuerza que la [[gravedad]] ejerce hacia el centro de la estrella intentando comprimirla es compensada por la suma de las presiones hidrostática y presión de radiación|de radiación, que actúan intentando expandir el sistema.<ref>Harpaz 1994, pp. 22-24.</ref> Las estrellas que cumplen esto están situadas en la zona de [[secuencia principal]] en el diagrama Hertzsprung-Russell, donde se encuentran la mayor parte de las mismas.
-Existe un [[cúmulo abierto|cúmulo]] (NGC 6618) en la nebulosa, que contiene en su centro [[estrella doble|dos estrellas]] de [[clasificación estelar|tipo espectral]] O4V, y además dos estrellas de tipo O5V, y 100 estrellas de tipo espectral más temprano que el B9. Es la radiación de esas estrellas jóvenes y calientes —sobre todo la de las dos O4V— la que excita y hace brillar los [[gas]]es de la nebulosa; estudios recientes muestran que éste es uno de los cúmulos más jóvenes conocidos, con una edad que no llega ni al millón de años y que la nebulosa seguramente alberga entre 8000 y 10000 estrellas que han nacido en ella, 1/3 de ellas en el cúmulo NGC 6618.
-Al sureste de la nebulosa pueden encontrarse también las [[estrella hipergigante|estrellas hipergigantes]] [[HD 168607 y HD 168625]].
+Las estrellas de masas medias y bajas, como las que forman nebulosas planetarias, permanecen en la secuencia principal durante varios miles de millones de años, consumiendo [[hidrógeno]] y produciendo [[helio]] que se va acumulando en su núcleo, el cual no tiene suficiente temperatura para provocar la fusión del [[helio]], quedando éste inerte. Progresivamente se va acumulando helio hasta que la presión de radiación en el núcleo no es suficiente para compensar la fuerza gravitatoria generada por la masa de la [[estrella]], por lo que aquél se comprime. Esta compresión genera calor que provoca una aceleración de la fusión del hidrógeno de las capas exteriores, que se expanden. Como la [[área|superficie]] de la misma aumenta, la energía que produce la estrella se difunde sobre un área más amplia, resultando en un enfriamiento de la [[temperatura efectiva|temperatura superficial]] y por tanto en un enrojecimiento de la estrella. Se dice entonces que la estrella entra en la fase de [[gigante roja]].
 == Enlaces externos ==
-* http://www.astromia.com/fotouniverso/omega.htm
+* [http://www.astromia.com/fotouniverso/omega.htm Omega]
-* https://es.wikipedia.org/wiki/Nebulosa_Omega
+* [https://es.wikipedia.org/wiki/ Nebulosa_Omega]
-* http://www.astroingeo.org/m17-la-nebulosa-omega/
+* [http://www.astroingeo.org/m17-la-nebulosa-omega/ Nebulosa Omega]
-* https://www.eso.org/public/spain/news/eso1201/
+* [https://www.eso.org/public/spain/news/eso1201/ Public]
 [[Category:Nebulosas]] [[Category:Astronomía_y_astrofísica]]