El nebulio fue un elemento propuesto encontrado en la observación astronómica de una nebulosa por William Huggins en 1864. Las fuertes líneas de emisión verdes de la Nebulosa Ojo de Gato , descubiertas mediante espectroscopia , llevaron a la postulación de que un elemento aún desconocido era el responsable de esta emisión. En 1927, Ira Sprague Bowen demostró que las líneas son emitidas por oxígeno doblemente ionizado (O 2+ ), y no era necesario ningún elemento nuevo para explicarlas.
William Hyde Wollaston en 1802 y Joseph von Fraunhofer en 1814 describieron las líneas oscuras dentro del espectro solar . Posteriormente, Gustav Kirchhoff explicó las líneas por absorción o emisión atómica , lo que permitió utilizar las líneas para la identificación de elementos químicos .
En los primeros días de la astronomía telescópica , la palabra nebulosa se usaba para describir cualquier mancha de luz borrosa que no parecía una estrella. Muchas de ellas, como la Nebulosa de Andrómeda , tenían espectros que parecían espectros estelares, y resultaron ser galaxias . Otras, como la Nebulosa Ojo de Gato , tenían espectros muy diferentes. Cuando William Huggins miró el Ojo de Gato, no encontró ningún espectro continuo como el que se ve en el Sol, sino sólo unas pocas líneas de emisión fuertes . Las dos líneas verdes a 495,9 nm y 500,7 nm fueron las más fuertes. [1] Estas líneas no correspondían a ningún elemento conocido en la Tierra. El hecho de que el helio hubiera sido identificado por las líneas de emisión en el Sol en 1868, y luego también se hubiera encontrado en la Tierra en 1895, animó a los astrónomos a sugerir que las líneas se debían a un nuevo elemento. El nombre nebulium (ocasionalmente nebulum o nephelium ) fue mencionado por primera vez por Margaret Lindsay Huggins en una breve comunicación en 1898, aunque se afirma que su marido utilizó ocasionalmente el término antes. [2]
En 1911, John William Nicholson teorizó que todos los elementos conocidos estaban formados por cuatro protoelementos, uno de los cuales era el nebulio. [3] [4] El desarrollo de la tabla periódica por Dimitri Mendeleev y la determinación de los números atómicos por Henry Moseley en 1913 casi no dejaron espacio para un nuevo elemento. [5] En 1914, los astrónomos franceses pudieron determinar el peso atómico del nebulio. Un valor medido de 2,74 para las líneas cercanas a 372 nm y un valor ligeramente inferior para la línea de 500,7 nm parecían indicar que dos elementos eran responsables del espectro. [6]
Ira Sprague Bowen estaba trabajando en espectroscopia ultravioleta y en el cálculo de los espectros de los elementos ligeros de la tabla periódica cuando se dio cuenta de las líneas verdes descubiertas por Huggins. Con este conocimiento pudo sugerir que las líneas verdes podrían ser transiciones prohibidas . Se demostró que se debían al oxígeno doblemente ionizado a una densidad extremadamente baja, [7] en lugar del hipotético nebulio. Como dijo Henry Norris Russell : "El nebulio se ha desvanecido en el aire". Las nebulosas suelen ser extremadamente enrarecidas , mucho menos densas que los vacíos más duros producidos en la Tierra. En estas condiciones, se pueden formar líneas que se suprimen en densidades normales. Estas líneas se conocen como líneas prohibidas y son las líneas más fuertes en la mayoría de los espectros nebulares. [8]