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Nebulosa planetaria

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Ficha d'oxetu celesteNebulosa planetaria
tipu d'oxetu astronómicu
Parte de galaxa
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Una nebulosa planetaria ye una nebulosa d'emisión consistente nuna envoltura brillosa n'espansión de plasma y gas ionizado, espulsada mientres la fase de caña asintótica xigante que traviesen les estrelles xigantes coloraes nos últimos momentos de les sos vides.[1]

El nome deber a que los sos descubridores, nel sieglu XVIII,[2] repararon que la so apariencia yera similar a los planetes xigantes vistos al traviés de los telescopios ópticos de la dómina, anque realmente nun tienen nenguna rellación colos planetes.[3] Trátase d'un fenómenu relativamente curtiu en términos astronómicos, que dura del orde de les decenes de miles d'años (el tiempu de vida d'una estrella común ronda los diez mil millones d'años).[4]

A la fin de la vida de les estrelles qu'algamen la fase de xigante colorada, les capes esteriores de la estrella son expelidas por cuenta de pulsaciones y a intensos vientos estelares. Tres la espulsión d'estes capes, subsiste un pequeñu nucleu de la estrella, que s'atopa a una gran temperatura y relluma de manera intensa. La radiación ultravioleta emitida por esti nucleu ioniza les capes esternes que la estrella espulsara.[1]

Les nebuloses planetaries son oxetos de gran importancia en astronomía, por cuenta de que desempeñen un papel crucial na evolución química de les galaxes, devolviendo al mediu interestelar metales pesaos y otros productos de la nucleosíntesis de les estrelles (como carbonu, nitróxenu, osíxenu y calciu). En galaxes alloñaes, les nebuloses planetaries son los únicos oxetos de los que puede llograse información útil alrodiu de la so composición química.[5]

Les imáxenes tomaes pol telescopiu espacial Hubble revelaron que munches nebuloses planetaries presenten morfoloxíes desaxeradamente complexes.[6][7] Solamente en redol a un quintu d'elles amuesen formes más o menos esfériques.[8] El mecanismu que produz esta amplia gama de formes nun s'entiende inda perbién, anque se cree que les estrelles binaries centrales,[9] los vientos estelares[10] y los campos magnéticos[11] podríen exercer un papel importante.

Observaciones y descubrimientos

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La nebulosa Dumbbell. Creitu: NASA y L. Barranger (STScI/AVL).

Polo xeneral, les nebuloses planetaries son oxetos tenues que nun pueden ser reparaos a simple vista. La primer nebulosa planetaria en ser afayada foi la nebulosa Dumbbell, na constelación de Vulpecula, que foi reparada'l 12 de xunetu de 1764 por Charles Messier, ya incluyida nel so catálogu de nebuloses como M27.[12] El nome foi-y dau darréu por John Herschel por cuenta de la so paecencia con una mancuerna (n'inglés dumb-bell).[13]

Pa los primeros observadores con telescopios de baxa resolución, l'apariencia d'estes nebuloses yera similar a los planetes xigantes del sistema solar. El primeru en decatase d'ello foi Antoine Darquier, descubridor de la nebulosa del Aniellu en 1779.[14] Sicasí, foi William Herschel, descubridor d'Uranu unos años antes, quien en 1784 acuñó finalmente'l nome de "nebulosa planetaria" pa denominar a estos oxetos,[12] anque realmente son bien distintos a los planetes y nun tener nenguna rellación.

La naturaleza de les nebuloses planetaries permaneció desconocida hasta que se realizaron les primeres observaciones espectroscópicas. El 29 d'agostu de 1864, William Huggins tomó'l primera espectru d'una nebulosa planetaria,[12] la nebulosa Ojo de Gatu, por aciu l'usu d'un prisma qu'esvalixaba la so lluz.[14] Al analizar el so espectru, Huggins esperaba atopase con un espectru d'emisión continuu, como yá reparara enantes n'otres nebuloses como la galaxa d'Andrómeda. Sicasí, lo que reparó foi un pequeñu númberu de llinies d'emisión. En pallabres del propiu Huggins:

... Miré nel espectroscopiu. ¡L'espectru nun yera como esperaba! ¡Solo una única llinia brillosa! De primeres abarrunté que se trataba d'un desplazamientu del prisma... entós asocedióme la verdadera interpretación. La lluz de la nebulosa yera monocromática... l'enigma de les nebuloses taba resueltu. La respuesta, que nos llegara na lluz mesma, dicía: nun hai una agrupación d'estrelles, sinón gas lluminoso.
William Huggins, On the Spectra of Some of the Nebulae, 1864.[15]
La nebulosa del Aniellu. Creitu: The Hubble Heritage Team (AURA/STScI/NASA).

Esto debe a que nel espectru de les nebuloses planetaries predominen les llinies d'emisión, como nos gases, al contrariu que nes nebuloses formaes por estrelles, que presenten un espectru continuu. Huggins identificó una llinia de Balmer del hidróxenu (en concretu H, correspondiente al color cian), anque tamién apaecíen otres llinies muncho más brilloses, como la correspondiente a 500,7 nanómetros,[16] que los astrónomos nun llograben identificar con nengún elementu.[12][15]

Pa esplicar la emisión d'estes llinies, suxirióse la esistencia d'un nuevu elementu denomináu nebulio. La verdadera naturaleza d'estes llinies nun s'afayó hasta pasaos más de sesenta años dende les observaciones de Huggins, cola apaición de la mecánica cuántica; foi Ira Sprague Bowen,[17][18] en 1928, quien dedució qu'estes llinies yeren causaes por átomos d'osíxenu y nitróxenu ionizado, refutando asina la teoría del nebulio.[16][4]

Bowen demostró qu'en gases de densidáes desaxeradamente baxes los electrones pueden poblar niveles d'enerxía metaestables escitaos, qu'en gases de densidaes más elevaes se desexcitarían rápido por cuenta de los choques esistentes ente átomos.[19] Les transiciones de los electrones dende estos niveles a otros de menor enerxía nos átomos d'osíxenu y nitróxenu ionizado, como O2+, O+ o N+, producen la emisión de les llinies que Huggins nun supo identificar, incluyida la correspondiente a 500,7 nanómetros.[18] Estes llinies espectrales reciben el nome de llinies prohibíes, y solamente apaecen en gases de bien baxa densidá, polo que se deduz que les nebuloses planetaries tán formaes de gas altamente enrarecido (baxa densidá).[20]

Los espectros na banda de lluz visible de les nebuloses planetaries son de fechu tan distintes de los d'otros oxetos celestes que s'usen pa determinar la esistencia d'una nebulosa planetaria anque'l so tamañu aparente sía tan pequeñu que nun dexe la so identificación por aciu fotometría. En concretu, les llinies del osíxenu doblemente ionizado, O2+, a 500,7 y a 495,9 nanómetros y la llinia de Balmer H, entá cuando tán presentes n'espectros d'otros oxetos como noves y supernoves, en nengún casu tienen tanta intensidá como nos espectros de les nebuloses planetaries.[21]

Escontra finales del sieglu XX, les meyores teunolóxiques ayudaron nel estudiu y comprensión de les nebuloses planetaries.[2] Los telescopios espaciales dexaron a los astrónomos estudiar la lluz emitida más allá del espectru visible, que nun puede ser detectada dende los observatorios asitiaos en tierra, yá que namái les ondes de radio y la lluz del espectru visible traviesen l'atmósfera ensin sufrir perturbaciones. Los estudios realizaos nel infrarroxu y el ultravioleta revelen muncha más información de les nebuloses planetaries, como la so temperatura, la so densidá o les bayures de los distintos elementos.[22][23] La teunoloxía CCD dexó midir d'una manera muncho más precisa les llinies espectrales más débiles. El telescopiu espacial Hubble amosó que, anque munches nebuloses paecen a priori tener una estructura bien básica vistes dende los observatorios terrestres, el gran resolución óptica de los telescopios asitiaos sobre l'atmósfera terrestre revela morfoloxíes que pueden aportar a desaxeradamente complexes.[6][7]

Formación y evolución

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Orixe

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Diagrama de Hertzsprung-Russell. Les estrelles tán na secuencia principal la mayor parte de la so esistencia. Finalmente, cuando'l hidróxenu empieza a arralecer, convertir en xigantes coloraes (enriba-derecha). A lo último, si la estrella atopar ente 1 y 8 mases solares aproximao, convertir en nana blanca (embaxo), con un radiu bien pequeñu, y xenera una nebulosa planetaria.

Les nebuloses planetaries fórmense cuando una estrella que tien ente 0,8 y 8 mases solares (M⊙) escosa'l so combustible nuclear. Percima de la llende de 8 M⊙ la estrella esplotaría aniciando una supernova.[24]

Mientres la mayor parte de les sos vides les estrelles atópense rellumando por cuenta de les reacciones de fusión nuclear que tienen llugar nel nucleu estelar. Esto dexa que la estrella atópase en equilibriu hidrostáticu, pos la fuercia que la gravedá exerz escontra'l centru de la estrella intentando estruyila ye compensada pola suma de les presiones hidrostática y de radiación, qu'actúen intentando espandir el sistema.[25] Les estrelles que cumplen esto tán asitiaes na zona de secuencia principal nel diagrama Hertzsprung-Russell, onde s'atopen la mayor parte de les mesmes.

Les estrelles de mases medies y baxes, como les que formen nebuloses planetaries, permanecen na secuencia principal mientres dellos miles de millones d'años, consumiendo hidróxenu y produciendo heliu que se va atropando nel so nucleu, que nun tien abonda temperatura pa provocar la fusión del heliu, quedando ésti inerte. Progresivamente va atropándose heliu hasta que la presión de radiación nel nucleu nun ye abondu pa compensar la fuercia gravitatoria xenerada pola masa de la estrella, polo qu'aquél s'estrúi. Esta compresión xenera calor que provoca una aceleración de la fusión del hidróxenu de les capes esteriores, que s'espanden.[26] Como la superficie de la mesma aumenta, la enerxía que produz la estrella espublízase sobre un área más amplia, resultando nun enfriamientu de la temperatura superficial y por tanto nun encarnizamientu de la estrella. Dizse entós que la estrella entra na fase de xigante colorada.[27]

Simulación de la formación d'una nebulosa planetaria. Creitu: NASA, ESA, y J. Gitlin (STScI).

El nucleu, compuestu totalmente por heliu, sigue estruyéndose y calecer n'ausencia de reacciones nucleares, hasta s'algamar la temperatura que fai posible la fusión del heliu en carbonu y osíxenu (unos 80-90 millones de kelvin), volviendo de nuevu al equilibriu hidrostáticu.[28] Llueu se va formar un nucleu inerte de carbonu y osíxenu arrodiao por una capa d'heliu y otra d'hidróxenu, dambes en combustión. Esti estadiu de les xigantes coloraes denominar caña asintótica xigante.[29]

Les reacciones de fusión del heliu son desaxeradamente sensibles a la temperatura, siendo la so proporcionalidad del orde de T40, en temperatures relativamente baxes.[30] La estrella entós vuélvese bien inestable por cuenta de la influencia que pueden llegar a tener les variaciones de temperatura; un aumentu de solo'l 2 % na temperatura de la estrella doblaría'l ritmu al que se producen estes reacciones, lliberar una gran cantidá d'enerxía qu'aumentaría la temperatura de la estrella, polo que provocaría que la capa d'heliu en combustión espandir pa esfrecese rápido. Esto da llugar a violentes pulsaciones, que finalmente adquieren la intensidá abonda como pa espulsar por completu l'atmósfera estelar al espaciu.[31]

Los gases eyectados formen una nube de material alredor del agora espuestu nucleu de la estrella. A midida que l'atmósfera muévese alloñar de la estrella, espónense cada vez capes más fondes y calientes del nucleu. Cuando la superficie espuesta algama una temperatura de 35 000 K, emítense abondos fotones ultravioletes como para ionizar l'atmósfera eyectada, faciéndola rellumar. La nube convirtióse nuna nebulosa planetaria.[32]

Fase de nebulosa planetaria

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La nebulosa de la Héliz. Creitu: NASA, ESA, y C. R. O'Dell.

Una vegada empezada la fase de nebulosa planetaria, los gases espulsaos viaxen a velocidaes de dellos quilómetros per segundu respectu de la estrella central. Ésta conviértese nel remanente (nana blanca) de la estrella xigante colorada anterior, y ta formada por carbonu y osíxenu colos sos electrones dexeneraos, con escasu hidróxenu, una y bones la mayor parte foi espulsáu na fase anterior de caña asintótica xigante.

A midida que el gas espándese, la estrella central esperimenta una evolución en dos etapes: primero, contraer al par que se calecer, quemar l'hidróxenu de la capa esterior al nucleu. Nesta etapa la estrella central caltién una lluminosidá constante, algamando finalmente temperatures d'en redol a 100 000 K. De segundes, la estrella sufre un procesu d'enfriamientu cuando la capa d'hidróxenu esterior consumióse, perdiendo amás daqué de masa. El remanente irradia'l so enerxía pero les reacciones de fusión dexen de producise, yá que perdió muncha masa y la que-y queda nun ye abonda p'algamar les temperatures necesaries pa desencadenar esti tipu de procesos. La estrella esfrezse talmente que la radiación ultravioleta irradiada nun ye lo suficientemente intensa como para ionizar el gas distante.

La fase de nebulosa planetaria remata cuando la nube de gas se recombina, abandonando l'estáu de plasma y volviéndose invisible. Pa una nebulosa planetaria típica, la duración d'esta fase ye d'aproximao 10 000 años.[4] El remanente estelar, una nana blanca, va permanecer ensin sufrir apenes cambeos na so evolución, esfreciéndose bien amodo.[2]

Carauterístiques

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Morfoloxía

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Simulación de la formación d'una nebulosa planetaria bipolar nun sistema binariu. Creitu: STScI.

Les nebuloses planetaries presenten formes bien desemeyaes, dende irregulares y d'apariencia complexa hasta casi perfectamente esfériques. Sicasí, éstes últimes apenes suman el 20 % del total.[8]

La mayoría de les nebuloses planetaries pueden clasificase según la so forma n'esfériques, elíptiques, o bipolares (vistes dende la Tierra, una y bones la forma depende del ángulu col que les mire). Sicasí, en menor midida tamién esisten otres formes, como anulares, cuadrupolares, helicoidales, irregulares, y d'otros tipos.[33] La nebulosa planetaria Abell 39 presenta forma esférica, y la nebulosa Retina (IC 4406) forma bipolar. En munches ocasiones la forma da nome a la nebulosa, como ye'l casu de la nebulosa del Aniellu, la nebulosa de la Héliz, o la nebulosa de la Formiga.

Les nebuloses planetaries bipolares atópense cerca del planu galácticu (3º máximu), polo que fueron creaes por estrelles nueves bien masives (tipu espectral A), al contrariu que les esfériques, más alloñaes del planu galácticu (de 5º a 12º), y que les sos estrelles proxenitores yeren más antigües y menos masives, similares al Sol (tipu espectral G). Les elíptiques atopar nun intervalu entemediu (tipu espectral B, 3º-5º). Esto ye indicativu de que la masa de estréllalo proxenitora determina les carauterístiques morfolóxiques de la nebulosa planetaria, influyendo polo xeneral en mayor midida qu'otros factores tales como la rotación o'l campu magnéticu.[34] Amás, cuanto más masiva ye la estrella más irregular tórnase la nebulosa.[35]

La razón de l'amplia variedá de formes nun s'entiende bien,[36] anque podríen debese a interacciones gravitatories causaes por una estrella compañera en sistemes estelares binarios (estrelles dobles). Otra posibilidá anicia en que los planetes alterien el fluxu de material expelido pola estrella. En xineru de 2005 anuncióse la primer detección de campos magnéticos alredor de les estrelles centrales de dos nebuloses planetaries, y postulóse qu'éstos podríen ser causantes totales o parciales de la forma de la nebulosa.[37][11]

Carauterístiques físiques

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NGC 2392, tamién conocida como la "nebulosa Esquimal". Creitu: NASA, ESA, Andrew Fruchter (STScI), y ERO team (STScI + ST-ECF).

Una nebulosa planetaria típica tien aproximao un diámetru d'un añu lluz, y ta formada por gas altamente enrarecido, con una densidá d'ente 100 y 10 000 partícules por centímetru cúbicu. En comparanza, l'atmósfera terrestre contién 2,5 × 1019 partícules por cm³. Les nebuloses más nueves tienen densidaes más altes, n'ocasiones del orde del millón (10⁶) de partícules por cm³. A midida que la nebulosa avieya, la densidá escai por cuenta de la so espansión nel espaciu, que asocede a una velocidá que ronda los 25 km/s, qu'equival a unes 70 vegaes la velocidá del soníu nel aire. El so masa puede tener un valor d'ente 0,1 y 1 masa solar.[38]

La radiación emitida pola estrella central calez los gases hasta temperatures d'unos 10 000 K.[39] Polo xeneral, nes rexones más cercanes a la estrella esti gas puede algamar una temperatura enforma mayor, en redol a 16 000-25 000 K.[40] El volume esistente nes proximidaes de la estrella central atópase de cutiu ocupáu por un gas bien caliente, cercanu a 1 000 000 K. Esti gas aniciar na superficie de la estrella en forma de vientu estelar bien rápidu.[34]

Les nebuloses planetaries pueden estremase según el so constituyente limitante, que puede ser materia o radiación. Nel primer casu, nun hai abonda materia na nebulosa p'absorber tolos fotones ultravioletes emitíos pola estrella, y la nebulosa visible atópase dafechu ionizada. Nel postreru, la estrella nun emite abondos fotones ultravioletes pa ionizar tol gas circundante, arrobinándose dende la estrella escontra fuera un frente d'ionización y dexando neutres les rexones más esteriores, polo que nun se repara tol gas esistente pela redolada, una y bones esti gas atópase tan fríu qu'emite radiación nel rangu infrarroxu).[41]

Contribución a la evolución galáutica

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Les nebuloses planetaries desempeñen un papel fundamental na evolución galáctica. El universu primitivu consistía solamente en hidróxenu y heliu, pero col pasu del tiempu les estrelles fueron creando nel so nucleu elementos más pesaos al traviés de la fusión nuclear. D'esta miente, los gases que conformen la nebulosa planetaria contienen una importante proporción d'estos elementos más pesaos que l'heliu llamaos "metales", como'l carbonu, el nitróxenu, o'l osíxenu, contribuyendo a arriquecer el mediu interestelar a midida que la nebulosa planetaria entemecer col mesmu.[5]

Les xeneraciones posteriores d'estrelles van tener por tantu una mayor metalicidá, esto ye, una mayor concentración d'estos elementos pesaos. Anque la so proporción con respectu al total de la estrella ye inda bien pequeña, tienen un efeutu bien importante na so evolución. A les estrelles formaes al entamu del universu y que tienen una baxa cantidá d'estos elementos pesaos se les engloba dientro de la llamada Población I d'estrelles, ente que a les estrelles más nueves con alta metalicidá se les engloba dientro de la Población II.[42] Polo xeneral, les estrelles de la Población I atópense espardíes pol discu galácticu, ente que les de la Población II tán asitiaes nel bulbu galácticu y nel halo.[43]

Distribución y bayura

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NGC 2818, una nebulosa planetaria nun cúmulu abiertu. Creitu: NASA, ESA, y Hubble Heritage Team (STScI/AURA).

Conócense alredor de 3000 nebuloses planetaries en nuesa galaxa.[44] Trátase d'un númberu pequeñu si comparar col númberu total d'estrelles; esiste aproximao una nebulosa planetaria por cada 60 millones d'elles. Esto ye por cuenta del so curtiu tiempu de vida en comparanza coles estrelles. Envalórase que cada añu xenérense alredor de trés nueves nebuloses planetaries.[4][45]

Xeneralmente atópense asitiaes nel planu de la Vía Láctea, siendo más abondoses cerca del centru galácticu.[46]

Regularmente detéctense nebuloses planetaries en cúmulos globulares, como Messier 15, Messier 22, NGC 6441, y Palombar 6. Sicasí, nos cúmulos abiertos son muncho menos numberoses, yá que estos cúmulos tienen munches menos estrelles que los globulares, y como tán pocu amestaos gravitacionalmente los sos miembros esvalixar en cuestión de 100 a 600 millones d'años,[47] tiempu similar al necesariu por que la fase de nebulosa planetaria llevar a cabu.[46] Conócense delles nebuloses planetaries asitiaes en cúmulos abiertos, como ye'l casu de NGC 2348 y NGC 2818.

L'estudiu de les nebuloses planetaries en cúmulos abiertos dexa determinar con mayor precisión la llende de masa ente estrellar proxenitores de les nanes blanques y les estrelles de neutrones, asitiáu ente 6-8 mases solares.[48]

Cuestiones por resolver

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La nebulosa de l'Araña Colorada, una nebulosa bipolar con una estrella central bien caliente.

Un problema nel estudiu de les nebuloses planetaries ye que, na mayoría de los casos, les sos distancies tán bien mal determinaes. Solamente pa les nebuloses planetaries más cercanes ye posible determinar la so distancia por aciu la midida de la paralax de la so espansión, esto ye, reparando'l so movimientu aparente sobre la bóveda celeste. Esta midida revela la espansión na perpendicular de la llinia de visión, ente que coles midíes del efeutu Doppler llógrase la velocidá d'espansión na llinia de visión. Comparando estes velocidaes puede determinase la distancia a la nebulosa.[6]

Otru problema ye la diversidá de formes. Xeneralmente acéptase que les interacciones ente material espandiéndose a distintes velocidaes ye la causa de la mayoría de les formes que se reparen.[10] Sicasí, dellos astrónomos creen que los sistemes estelares binarios podríen ser los responsables de, siquier, les nebuloses planetaries más complexes.[9] Otres formes complicaes podríen debese a los intensos campo magnéticos.[11]

Tocantes a la metalicidá de les nebuloses planetaries, esisten dos maneres distintes de determinala por aciu llinies espectrales; con llinies de recombinación y con llinies escitaes por choque, anque n'ocasiones les discrepancies ente dambos métodos son bastante significatives. Dellos astrónomos creen qu'esto se debe a la esistencia de pequeñes fluctuaciones de temperatura na nebulosa planetaria; otros apunten a que les discrepancies son demasiáu alzaes como pa ser esplicaes por aciu efeutos térmicos, y postulen la esistencia de rexones fríes que contendríen bien pocu hidróxenu. Sicasí, estes rexones inda nun fueron reparaes.[49]

Ver tamién

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Referencies

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Bibliografía utilizada

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Bibliografía adicional

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  • Jiménez, N.; Guadalupe, S. (2005). Determinación de distancies a nebuloses planetaries. Universidá de La Laguna. ISBN 978-84-7756-664-9.
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Enllaces esternos

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N'español

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N'inglés

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