Descubierta por Antoine Darquier de Pellepoix en 1779.

La famosa Nebulosa del Anillo M 57 es vista a menudo como el prototipo de nebulosa planetaria, y es un verdadero espectáculo en el cielo de verano del hemisferio norte.

Investigaciones recientes han confirmado que en realidad es, muy probablemente, un anillo (toro) de material brillante que rodea a su estrella central, y no un caparazón esférico (o elipsoidal), coincidiendo así con una presunción original de John Herschel. Vista desde un plano ecuatorial, se parecería más entonces a la nebulosa Dumbbell M 27 o la Nebulosa Pequeña Dumbbell M 76, en lugar de la apariencia con que la vemos desde aquí; sencillamente, sucede que la observamos desde cerca de uno de sus polos.

Esto resulta contrario a la creencia expresada por ejemplo en el libro de Kenneth Glyn Jones. Existen incluso indicios provenientes de investigaciones sobre observaciones profundas tales como las “fotografías profundas” de George Jacoby, obtenidas en el Observatorio Nacional de Kitt Peak, de que su forma general podría ser más bien la de un cilindro visto desde la dirección de unos de sus ejes, que la de un anillo, es decir, que estaríamos mirando hacia un túnel de gas eyectado por la estrella al final de su vida de fusión nuclear.

Finalmente, estas observaciones han proporcionado evidencia de que el anillo o cilindro ecuatorial posee extensiones en forma de lóbulo en sus direcciones polares, similares a las que se encuentran en las fotografías profundas de M 76, pero que se parecerían aún mas a otras nebulosas planetarias como NGC 6302.

Las observaciones profundas muestran también un halo de material que se extiende por unos 3,5 minutos de arco (Hynes da una medida de 216 segundos de arco, citando a Moreno & López, 1987, que hacen recordar a los anteriores vientos estelares de la estrella. El halo fue descubierto en 1935 por J. C. Duncan.

Nuestra fotografía a color (tomada con el telescopio Hale de 200 pulgadas en el Monte Palomar) muestra que el material de anillo expone un nivel decreciente de ionización con el aumento de la distancia a la caliente estrella central, de unos 100 000 a 200 000 grados Kelvin.

La región interior parece oscura puesto que emite solamente radiación UV, mientras que en el visible anillo interior, la verdosa luz prohibida del oxígeno ionizado y del nitrógeno domina el color, y en la región exterior, solamente se puede observar la luz roja del hidrógeno excitado.

La estrella central fue descubierta en 1800 por el astrónomo alemán Friedrich von Hahn (1742-1805) con un telescopio reflector FL de 20 pies. Este objeto es una estrella enana blanca de tamaño planetario, que brilla aproximadamente en 15a. magnitud. Es el remanente de una estrella tipo Sol, probablemente con mayor masa que nuestra estrella, y que ha lanzado explosivamente sus capas exteriores a fines de su fase evolutiva tipo Mira. Con sus más de 100 000 grados Kelvin actuales, comenzará a enfriarse pronto, brillará como una enana blanca por varios miles de millones de años, y finalmente se convertirá en una fría enana negra.

Como sucede con la mayoría de las nebulosas planetarias, la distancia a la que se encuentra la Nebulosa del Anillo M 57 no es muy bien conocida. En este caso, sin embargo, se han realizado intentos de relacionar su velocidad de expansión angular (de aproximadamente 1 segundo de arco por siglo) con su velocidad de expansión radial. Estos resultados, sin embargo, se basaban en presunciones erróneas de su geometría, que suponían una forma esférica. Por lo tanto, hasta hace poco tiempo, solamente se podían obtener estimaciones burdas basados en varios modelos y presunciones teóricas. Se han dado los siguientes valores para la distancia: 4 100 años luz (K. M. Cudworth 1974; Mallas / Kreimer); 1 410 años luz (Kenneth Glyn Jones); 2 000 a 2 500 años luz (Veherenberg); 2 000 años luz (Catálogo Celeste 2000.0); “más de 2 000 años luz” (Catálogo del Universo de Murdin / Allen), 5 000 años luz (Guía del Cielo de Chartand / Wimmer); 3 000 años luz (WIYN); y de 1 000 a 2 000 años luz (Sun Kwok, 2000). Todavía está por determinarse un buen valor, por ejemplo un paralaje obtenido con el Telescopio Espacial Hubble, pero algunas recientemente mejoradas técnicas CCD fueron utilizadas por el Observatorio Naval de los EE.UU. para determinar un paralaje trigonométrico para la estrella central de M 57, el que dio una distancia de 2 300 años luz (Harris et al., 1997).

A partir de la velocidad de expansión de un segundo de arco por siglo que hemos dado más arriba, la edad de la nebulosa puede estimarse bajo la presunción de una expansión constante. Para su extensión actual de 60x80 segundos de arco, esto arroja un período de expansión de unos 6 000 a 8 000 años.

Como la mayor parte de las nebulosas planetarias, M 57 es mucho más brillante visualmente (con una magnitud de 8,8) que fotográficamente (9,7 mag.), como consecuencia de que la mayor parte de su luz se emite en unas pocas líneas espectrales (véase la discusión en nuestra página de nebulosas planetarias). Asumiendo una distancia de 2 300 años luz, esto corresponde con una magnitud absoluta visual de -0,3 (+ 0,5 fotográficamente), o sea que tendría una luminosidad intrínseca de unas 50 a 100 veces la de nuestro Sol. Aún la estrella central de magnitud 14,7, con el tamaño de un planeta terrestre, es apenas más oscura que el Sol, con una magnitud absoluta de unos +5 o +6.

Su dimensión aparente de 1,4 minutos de arco corresponde a un diámetro lineal de 0,9 años luz (60 000 unidades astronómicas o 8,8 billones (8,8 x 1012) de kilómetros, y el halo se extendería por un diámetro de 2,4 años luz.

La masa de la materia nebular ha sido estimada en unas 0,2 masas solares, y su densidad en unos 10 000 iones por centímetro cúbico. Se ha determinado que su composición química es la siguiente: por cada átomo de flúor (Fl), la Nebulosa del Anillo contiene 4,25 millones de átomos de hidrógeno (H), 337 500 de helio (He), 2 500 de oxígeno (O), 1 250 de nitrógeno (N), 375 de neón (Ne), 225 de azufre (S), 30 de argón (Ar) y 9 de cloro (Cl). Se está expandiendo a unos 20 o 30 kilómetros por segundo, y se aproxima hacia nosotros a 21 kilómetros por segundo.

Las imágenes de M 57 obtenidas por astrónomos finlandeses han mostrado una estrella superpuesta (por delante o por detrás) sobre el anillo.

Para los aficionados, resulta siempre un reto el identificar la tenue estrella central del anillo (véase los datos fotométricos de estrellas alrededor de M 57 de Tom Polakis, y la Fotometría de Estrellas del Campo de M 57, por Brian Skiff.

M 57 fue la segunda nebulosa planetaria en ser descubierta (en enero de 1779), 15 años después de la primera, M 27. Antoine Darquier de Pellepoix (Darquier) quien descubrió la nebulosa del Anillo apenas unos días antes de que Charles Messier la descubriera y catalogara, la describió como “una nebulosa opaca pero perfectamente delineada, tan grande como Júpiter y parece como un planeta que se está desvaneciendo”. Esta comparación con un planeta puede haber influido para que William Herschel, quien encontró que los objetos de este tipo se parecían al planeta recientemente descubierto por él, Urano, e introdujo el nombre de “nebulosas planetarias”. Herschel describió a M 57 como una “nebulosa perforada, o anillo de estrellas”; esta fue la primera mención a su forma anillada. Extrañamente, el inventor del nombre “nebulosa planetaria” no tuvo en cuenta a la más prominente representante de esta clase de objetos, sino que la describió como una “rareza de los cielos”, un objeto peculiar. Herschel también identificó a algunas de las estrellas superpuestas, y asumió correctamente que “ninguna de ellas parece pertenecer a la nebulosa”.

M 57 es muy fácil de localizar, ya que está situada entre Beta y Gamma Lyrae, aproximadamente a un tercio de la distancia de Beta a Gamma. Puede ser vista con binoculares como un objeto casi estelar, difícil de identificar a causa de su pequeño diámetro aparente. En los más pequeños telescopios de aficionados, el anillo se hace aparente a partir de los 100 aumentos, con un centro más oscuro; una estrella de 12a. mag. se encuentra al este de la nebulosa planetaria, a aproximadamente 1 minuto de arco de su centro. Si se logra notar algún color, la Nebulosa del Anillo aparece ligeramente verdosa, lo que no resulta inesperado ya que su luz se emite en algunas pocas líneas espectrales verdes. Aún en los telescopios pequeños puede notarse una pequeña elipsicidad, con el eje mayor en un ángulo de posición de unos 60 grados. Con aperturas mayores y buenas condiciones de visibilidad, se pueden apreciar más y más detalles, pero aún con los grandes instrumentos la estrella central será aparente solamente con condiciones excepcionalmente buenas, o con la ayuda de filtros. En los grandes instrumentos y en condiciones muy buenas se pueden detectar varias estrellas tenues en primer o segundo plano dentro de la extensión de la nebulosa.

Entre las estrellas vecinas, Beta Lyrae (Sheliak) es una notable binaria eclipsante, con componentes de tipo espectral B7 y A8, variando entre magnitudes de 3,4 y 4,4 en períodos de 12,91 días. Gamma Lyrae (Sulaphat, árabe por “tortuga”) es una gigante tipo espectral B9III y magnitud 3,2, con una compañera que se encuentra a 13,8 segundos de arco de distancia en un ángulo de posición de 300 grados. La pequeña y tenue galaxia IC 1296, de 0,4 minutos de arco y mag. 14,4, está situada justa a 4 minutos al noroeste de M 57 y puede ser localizada con grandes instrumentos.