760 exposiciones de 90 segundos en filtros L, SII, Halfa, OIII (190 exposiciones por filtro) con teleobjetivo 200 mm f/1.8, cámara CCD SBIG 8300, remotamente desde Hakos Astrofarm (Namibia). Centro, (AR): 8h 32m 40s, (Dec.): -41° 43' 54”. Campo angular: 8.3º x 10.8º. Escala: 5.6 arcsec/pixel.
Gum 17, RCW 33. Es una nebulosa de emisión extensa visible en la constelación de Vela.
Su posición galáctica es objeto de controversia: según algunos estudios, se asociaría con la gigante azul HD 75759, ubicado a unos 3.300 años luz. Si esto fuera cierto, esta nebulosa estaría físicamente vinculada a Vela Molecular Ridge, un gran complejo nebuloso molecular, y en particular a la nube molecular llamada VMR D. También habría otras estrellas responsables de ionizar sus gases, como HD 75724. La región de formación estelar a la que está asociada se conoce como Avedisova 2169 en el catálogo homónimo publicado en 2002. Sin embargo, según otros estudios, esta nube estaría asociada con el cúmulo abierto joven Tr 10, ubicado en el borde sudoeste de la nebulosa, cuya distancia es, sin embargo, alrededor de los 1.370 años luz; si es así, Gum 17 no formaría parte del complejo Vela Molecular Ridge, sino que estaría a unos 500 parsecs de él en dirección al Sol, a una distancia comparable a la de la Nebulosa Gum y la asociación Vela OB2 (Cr 173) .
Dentro de la nebulosa hay varias fuentes de IRAS, cuyas características espectrales son comparables a las de los jóvenes objetos estelares de Clase I, probablemente estrellas T Tauri; esta asociación de estrellas jóvenes ha sido nombrada con el acrónimo Vela T2. La presencia de estas estrellas constituye una prueba de que en la nube los fenómenos astronómicos de formación estelar han estado activos en un pasado astronómico reciente.
Vela X-1. Es un sistema binario compuesto por un púlsar —una estrella de neutrones— y una estrella masiva, formando una binaria de rayos X de alta masa. Está situada en la constelación de Vela, siendo su fuente más brillante de rayos X. La estrella acompañante, HD 77581 (SAO 220767/HIP 44368), es relativamente brillante —magnitud aparente +6,93—, siendo conocida desde hace más de un siglo. Sin embargo, su naturaleza como binaria de rayos X fue revelada mucho más tarde, en los albores de la astronomía de rayos X. Vela X-1 fue descubierta como fuente de rayos X por el satélite artificial Uhuru en 1971.
HD 77581 es una supergigante azul de tipo espectral B0Ia que se encuentra a una distancia aproximada de unos 6.500 años luz. Su diámetro es 30 veces más grande que el del Sol y tiene una masa de 23 masas solares. La separación entre la supergigante y la estrella de neutrones es de sólo 1,7 veces el radio de la primera, siendo el período orbital de 8.964 días. Cuando la supergigante pasa por delante de la estrella de neutrones se produce un eclipse en la emisión de rayos X de unos dos días de duración. El par constituye una binaria eclipsante recibiendo la denominación de estrella variable GP Velorum;1 asimismo, la supergigante es una variable Alfa Cygni.
La emisión de rayos X por parte del pulsar se genera por la captura y acrecimiento de materia procedente del viento estelar de la estrella supergigante. La masa de la estrella de neutrones es de al menos 1,88 ± 0,13 masas solares. Su período de rotación es de cerca de 283 s, fluctuando de manera errática en torno a este valor. Esta elevada cifra para el período de rotación de un pulsar es característico de binarias de rayos X de alta masa; la materia acrecida por el objeto compacto, proveniente del viento estelar de la acompañante, no aporta momento cinético al pulsar y, por consiguiente, no permite acelerar su rotación.
Vela X-1 presenta un marcado interés en el estudio de las estrellas de neutrones, ya que su masa puede ser evaluada de un modo relativamente fiable, siendo una de las más altas conocidas —cerca de 1,7 masas solares. Ello ha permitido excluir ciertos modelos de la estructura interna en estrellas de neutrones, que predicen una masa máxima inferior a 1,7 masas solares.
Gum 20, RCW 36. Es una nebulosa de emisión que contiene un cúmulo abierto en la constelación Vela. Esta región H II es parte de un complejo de formación estelar a gran escala conocido como Vela Molecular Ridge (VMR), una colección de nubes moleculares en la Vía Láctea que contienen múltiples sitios de actividad continua de formación estelar. El VMR está formado por varias nubes distintas, y Gum 20 está incrustado en el VMR Cloud C.
Gum 20 es uno de los sitios de formación de estrellas masivas más cercanos a nuestro Sistema Solar, cuya distancia es de aproximadamente 2.300 años luz. Las estrellas más masivas en el cúmulo de estrellas son dos estrellas con tipos espectrales de O tardío o B temprano, pero el cúmulo también contiene cientos de estrellas de menor masa. Esta región también alberga objetos con chorros Herbig–Haro, HH 1042 y HH 1043.
NGC 2736, también conocida como la Nebulosa del Lápiz. Es una pequeña parte del Remanente de Supernova de Vela, ubicado cerca del Vela Pulsar en la constelación de Vela. La apariencia lineal de la nebulosa provocó su nombre popular. Se encuentra a unos 815 años luz de distancia. Se cree que está formada por parte de la onda de choque del remanente de Supernova de Vela. La Nebulosa del Lápiz se está moviendo a aproximadamente 644.000 kilómetros por hora.
VdB-Ha 24. Es una nebulosa de reflexión situada en la constelación de Vela.
Gum 15. Es una nebulosa de emisión, ubicada en la constelación de Vela, a unos 3.000 años luz. Está formada por vientos estelares intensos que fluyen de las estrellas dentro y alrededor de ella. La estrella brillante en el centro de la nebulosa es HD 74804, un sistema doble.
Gum 14. Es una nebulosa de emisión con un tamaño aparente de más de ½º , situada a unos 3.00 años luz en la constelación Vela.
e Vel, e Velorum, HD 73634,HR 3426. Es una estrella de magnitud aparente +4,1 en la constelación de Vela, que representa la vela del mítico Argo Navis en el que viajaron Jasón y los Argonautas. De acuerdo a la nueva reducción de los datos de paralaje de Hipparcos, se encuentra aproximadamente a 1.820 años luz.
Catalogada como de tipo A6II,12 e Velorum pertenece al grupo de las gigantes luminosas, estrellas con características intermedias entre las gigantes y las supergigantes. Dentro de éstas, las gigantes luminosas de tipo espectral A son muy poco frecuentes, siendo e Velorum la más brillante de ellas, por delante de N Carinae y n Velorum —esta última en esta misma constelación—, que también forman parte de este reducido grupo.
Con una temperatura superficial de 8.100 K, e Velorum, como corresponde a una estrella de sus características, es una estrella muy luminosa. Aunque su luminosidad es 6.120 veces mayor que la solar, ésta queda lejos de la de supergigantes blancas como Deneb (α Cygni) o ν Cephei. Tiene una masa estimada 8 veces mayor que la masa solar. Su radio es 32 veces mayor que el radio solar. La velocidad de rotación medida (0 km/s) sugiere que su eje de rotación debe estar casi apuntando hacia la Tierra.
Vela pulsar, PSR B0833-45, PSR J0835-4510, 2U 0832-45). Es un púlsar asociado al Remanente de Supernova de Vela en la constelación del mismo nombre. La relación entre ambos objetos astronómicos, realizada por astrónomos de la Universidad de Sydney en 1968, fue la prueba directa de que las supernovas dan lugar a estrellas de neutrones. Se encuentra a unos 936 años luz.
El Pulsar de Vela emite en diferentes longitudes de onda, desde radiofrecuencias a rayos gamma. Tiene un período de 89 ms, el más corto conocido en el momento de su descubrimiento. Se estima que los restos de la explosión de la supernova, acaecida hace unos 11.400 años, viajan a una velocidad de 1.200 km/s. El Pulsar de Vela tiene el tercer componente óptico más brillante entre todos los pulsares conocidos, pulsando dos veces para cada único pulso de radio. Su magnitud aparente varía entre +23,2 y +25,2, recibiendo la denominación de variable HU Velorum. La emisión en luz visible tiene su origen enteramente en la magnetosfera. Es el objeto persistente más brillante del cielo en rayos gamma de alta energía.
Imágenes de la nebulosa compacta alrededor del Pulsar de Vela, obtenidas con el Observatorio de rayos X Chandra, muestran una estructura parecida a un arco en la parte más adelantada de la nube; se cree que dicho arco -y uno más pequeño dentro de él- son bordes de anillos de emisión de rayos X procedentes de partículas de gran energía producidas por el pulsar. Perpendicularmente a los arcos existen chorros que emanan del pulsar central, señalando en la misma dirección que el movimiento del pulsar. Se piensa que el origen de esta actividad son los enormes campos eléctricos provocados por la combinación entre la rápida rotación y los intensos campos magnéticos de la estrella de neutrones.
El Remanente de Supernova de Vela es un resto de supernova en la constelación de Vela. Su fuente es una supernova tipo II que explotó hace unos 11,000–12,300 años (y estaba a unos 800 años luz). Cubre una extensión aparente en el cielo de unos 8º.
El Remanente de Supernova de Vela incluye NGC 2736. También se superpone al Remanente de Supernova de Puppis, que es cuatro veces más distante. Tanto los restos de Puppis como los de Vela se encuentran entre las características más grandes y brillantes del cielo de rayos X.
El Remanente de supernova de Vela (SNR) es uno de los más cercanos que se conocen. El pulsar de Geminga está más cerca (y también es el resultado de una supernova), y en 1998 se descubrió otro remanente de supernova cerca de la Tierra, RX J0852.0-4622, que desde nuestro punto de vista parece estar contenido en la parte sureste del Remanente Vela. Una estimación de su distancia lo coloca a solo 650 años luz, más cerca que el resto de Vela, y, sorprendentemente, parece haber estallado mucho más recientemente, en los últimos mil años, porque todavía está irradiando rayos gamma desde el decaimiento del titanio-44. Este remanente no se vio antes porque en la mayoría de las longitudes de onda, se pierde debido a la presencia del Remanente de Vela.
Puppis A, Pup A. Es un remanente de supernova (SNR) de aproximadamente 100 años luz de diámetro y aproximadamente a 6.500–7.000 años luz. Su diámetro angular aparente es de 1 grado. La luz de la explosión de la supernova llegó a la Tierra hace unos 3.700 años. Aunque se superpone al Remanente de Supernova de Vela, es cuatro veces más distante.
Se ha encontrado una estrella de neutrones de hipervelocidad conocida como la Bala de Cañón Cósmica en este SNR.
RX J0822-4300, a menudo denominado "Bola de cañón cósmica", es una estrella de neutrones silenciosa que actualmente se aleja del centro del remanente de supernova, Puppis A, a más de 5.400.000 km/h (1.500 km/s; ~ 0.5% de la velocidad de la luz), por lo que es una de las estrellas de movimiento más rápido que se haya encontrado. Los astrónomos utilizaron el Observatorio de rayos X Chandra de la NASA para observar la estrella durante un período de cinco años para determinar su velocidad. A esta velocidad, la estrella será expulsada de la galaxia dentro de unos millones de años.
Aunque la Bola de Cañón Cósmica no es la única estrella híper-veloz descubierta, es única en el origen aparente de su velocidad. Otros pueden haber derivado los suyos de un tirachinas gravitatorio alrededor del presunto agujero negro supermasivo de la Vía Láctea, Sagittarius A*. Las teorías actuales no explican cómo pueden alcanzarse tales velocidades a partir de una explosión de supernova. Podría ser una posible estrella de quarks (el término “estrella de quarks” o estrella extraña, es usado para denominar un tipo de estrella exótica en la cual, debido a la alta densidad, la materia existe en forma de quarks desconfinados. Lo anterior es comúnmente llamado un plasma de quarks-gluones).
Sin embargo, un análisis más reciente (2012) del mismo grupo arrojó una velocidad de retroceso más modesta de 672±115 km/s, que es mucho menos problemática teóricamente.
760 exposures of 90 seconds in filters L, SII, Halfa, OIII (190 exposures per filter) with telephoto lens 200 mm f / 1.8, CCD SBIG 8300 camera, remotely from Hakos Astrofarm (Namibia). Center, (AR): 8h 32m 40s, (Dec.): -41 ° 43 '54 ". Angular field: 8.3º x 10.8º. Scale: 5.6 arcsec / pixel.
Gum 17, RCW 33. It is a nebula of extensive emission visible in the constellation of Vela.
Its galactic position is controversial: according to some studies, it would be associated with the giant blue HD 75759, located about 3,300 light years away. If this were true, this nebula would be physically linked to Vela Molecular Ridge, a large molecular nebula complex, and in particular to the molecular cloud called VMR D. There would also be other stars responsible for ionizing its gases, such as HD 75724. The formation region stellar to which it is associated is known as Avedisova 2169 in the homonymous catalog published in 2002. However, according to other studies, this cloud would be associated with the young open cluster Tr 10, located on the southwest edge of the nebula, whose distance is , however, around 1,370 light years; if so, Gum 17 would not be part of the Vela Molecular Ridge complex, but would be about 500 parsecs away from it towards the Sun, at a distance comparable to that of the Gum Nebula and the Vela OB2 association (Cr 173).
Within the nebula there are several sources of IRAS, whose spectral characteristics are comparable to those of the young stellar objects of Class I, probably T Tauri stars; This association of young stars has been named with the acronym Vela T2. The presence of these stars is proof that in the cloud the astronomical phenomena of star formation have been active in a recent astronomical past.
Candle X-1. It is a binary system composed of a pulsar-a neutron star-and a massive star, forming a high-mass X-ray binary. It is located in the constellation of Vela, being its brightest source of X-rays. The accompanying star, HD 77581 (SAO 220767 / HIP 44368), is relatively bright-apparent magnitude + 6.93-, being known for more than a century. However, its nature as an X-ray binary was revealed much later, at the dawn of X-ray astronomy. Candle X-1 was discovered as an X-ray source by the Uhuru artificial satellite in 1971.
HD 77581 is a blue supergiant of spectral type B0Ia that is at an approximate distance of about 6,500 light years. Its diameter is 30 times larger than that of the Sun and it has a mass of 23 solar masses. The separation between the supergiant and the neutron star is only 1.7 times the radius of the first, with the orbital period being 8,964 days. When the supergiant passes in front of the neutron star, an eclipse occurs in the X-ray emission of about two days. The pair constitutes an eclipsing binary receiving the denomination of variable star GP Velorum; 1 also, the supergigante is a variable Alpha Cygni.
The emission of X-rays by the pulsar is generated by the capture and accretion of matter from the stellar wind of the supergiant star. The mass of the neutron star is at least 1.88 ± 0.13 solar masses. Its rotation period is about 283 s, fluctuating erratically around this value. This high figure for the period of rotation of a pulsar is characteristic of high-mass X-ray binaries; the matter accreted by the compact object, coming from the stellar wind of the companion, does not provide kinetic moment when pressing and, therefore, does not allow to accelerate its rotation.
Candle X-1 presents a marked interest in the study of neutron stars, since its mass can be evaluated in a relatively reliable way, being one of the highest known - about 1.7 solar masses. This has allowed to exclude certain models of the internal structure in neutron stars, which predict a maximum mass of less than 1.7 solar masses.
Gum 20, RCW 36. It is an emission nebula that contains an open cluster in the Vela constellation. This H II region is part of a large-scale star formation complex known as Vela Molecular Ridge (VMR), a collection of molecular clouds in the Milky Way that contain multiple sites of continuous star formation activity. The VMR is made up of several different clouds, and Gum 20 is embedded in the VMR Cloud C.
Gum 20 is one of the sites of massive star formation closest to our Solar System, whose distance is approximately 2,300 light years. The most massive stars in the star cluster are two stars with spectral types of late O or early B, but the cluster also contains hundreds of lower mass stars. This region also houses objects with jets Herbig-Haro, HH 1042 and HH 1043.
NGC 2736, also known as the Pencil Nebula. It is a small part of the Sail Supernova Remnant, located near the Pulsar Sailing in the Vela constellation. The linear appearance of the nebula caused its popular name. It is about 815 light years away. It is believed that it is formed by part of the shock wave of the Supernova remnant of Vela. The Pencil Nebula is moving at approximately 644,000 kilometers per hour.
VdB-Ha 24. It is a nebula of reflection located in the constellation of Vela.
Gum 15. It is an emission nebula, located in the Vela constellation, about 3,000 light years. It is formed by intense stellar winds that flow from the stars in and around it. The bright star in the center of the nebula is HD 74804, a double system.
Gum 14. It is an emission nebula with an apparent size of more than ½º, located about 3.00 light years in the Vela constellation.
e Vel, e Velorum, HD 73634, HR 3426. It is a star of apparent magnitude +4.1 in the constellation of Vela, representing the candle of the mythical Argo Navis in which Jason and the Argonauts traveled. According to the new reduction of the parallax data of Hipparcos, it is approximately 1,820 light years.
Cataloged like of type A6II, 12 and Velorum belongs to the group of the luminous giants, stars with intermediate characteristics between the giants and the supergiants. Within these, the luminous giants of spectral type A are very infrequent, with Velorum being the brightest of them, ahead of N Carinae and n Velorum - the latter in this same constellation - which are also part of this small group.
With a surface temperature of 8,100 K, e Velorum, as befits a star of its characteristics, is a very luminous star. Although its luminosity is 6,120 times greater than solar, it is far from that of white supergiants such as Deneb (α Cygni) or ν Cephei. It has an estimated mass 8 times greater than the solar mass. Its radius is 32 times greater than solar radio. The measured speed of rotation (0 km / s) suggests that its axis of rotation must be almost pointing towards the Earth.
Candle pulsar, PSR B0833-45, PSR J0835-4510, 2U 0832-45). It is a pulsar associated with the Supernova Remnant of Vela in the constellation of the same name. The relation between both astronomical objects, realized by astronomers of the University of Sydney in 1968, was the direct test that the supernovas give rise to stars of neutrons. It is about 936 light years away.
The Pulsar de Vela emits in different wavelengths, from radio frequencies to gamma rays. It has a period of 89 ms, the shortest known at the time of its discovery. It is estimated that the remains of the explosion of the supernova, which occurred some 11,400 years ago, travel at a speed of 1,200 km / s. The Pulsar de Vela has the third brightest optical component among all known pulsars, pressing twice for each single radio pulse. Its apparent magnitude varies between +23.2 and +25.2, receiving the denomination of variable HU Velorum. The emission in visible light has its origin entirely in the magnetosphere. It is the brightest persistent object in the sky in high energy gamma rays.
Images of the compact nebula around the Pulsar de Vela, obtained with the Chandra X-ray Observatory, show a structure similar to an arc in the most advanced part of the cloud; it is believed that said arc - and a smaller one inside it - are edges of X-ray emission rings from high-energy particles produced by the pulsar. Perpendicular to the arches there are jets that emanate from the central pulsar, pointing in the same direction as the movement of the pulsar. It is thought that the origin of this activity is the enormous electric fields caused by the combination between the rapid rotation and the intense magnetic fields of the neutron star.
The Supernova Remnant of Vela is a supernova remnant in the Vela constellation. Its source is a type II supernova that exploded about 11,000-12,300 years ago (and was about 800 light years). It covers an apparent extension in the sky of about 8º.
The Supernova Sailing Remnant includes NGC 2736. It is also superimposed on the Supernova Remnant of Puppis, which is four times more distant. Both Puppis and Vela remains are among the largest and brightest features of the X-ray sky.
The Vela Supernova Remnant (SNR) is one of the closest known. The Geminga pulsar is closer (and is also the result of a supernova), and in 1998 another supernova remnant was discovered near the Earth, RX J0852.0-4622, which from our point of view seems to be contained in the southeast part of the Vela Remnant. An estimate of its distance places it at only 650 light years, closer than the rest of Vela, and, surprisingly, it seems to have exploded much more recently, in the last thousand years, because it is still radiating gamma rays since the decay of titanium- 44 This remnant was not seen before because at most wavelengths, it is lost due to the presence of the Candle Remnant.
Puppis A, Pup A. It is a supernova remnant (SNR) approximately 100 light years in diameter and approximately 6,500-7,000 light years. Its apparent angular diameter is 1 degree. The light from the supernova explosion reached Earth about 3,700 years ago. Although it is superimposed on the Vela Supernova Remnant, it is four times more distant.
A hyperdrive neutron star known as the Cosmic Cannonball has been found in this SNR.
RX J0822-4300, often referred to as "Cosmic Cannon Ball", is a silent neutron star that is currently moving away from the center of the supernova remnant, Puppis A, at more than 5,400,000 km / h (1,500 km / s; ~ 0.5% of the speed of light), making it one of the fastest moving stars ever found. Astronomers used NASA's Chandra X-ray Observatory to observe the star over a period of five years to determine its velocity. At this speed, the star will be ejected from the galaxy within a few million years.
Although the Cosmic Canyon Ball is not the only hyper-fast star discovered, it is unique in the apparent origin of its velocity. Others may have derived theirs from a gravitational slingshot around the alleged supermassive black hole of the Milky Way, Sagittarius A *. Current theories do not explain how such speeds can be reached from a supernova explosion. It could be a possible star of quarks (the term "star of quarks" or strange star, is used to denominate a type of exotic star in which, due to the high density, the matter exists in the form of desconfined quarks. commonly called a plasma of quarks-gluons).
However, a more recent analysis (2012) of the same group showed a more modest retracement speed of 672 ± 115 km / s, which is much less theoretically problematic.