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Nebulosa planetaria

La organización de la imagen es similar a la del ojo de un gato. Un círculo blanco brillante, casi puntiagudo, en el centro representa la estrella central. La estrella central está encapsulada por un área de forma elíptica y bordes irregulares de color púrpura y rojo que sugiere una concha tridimensional. Está rodeado por un par de regiones circulares superpuestas de color rojo con bordes amarillos y verdes, lo que sugiere otra capa tridimensional.
Imagen compuesta óptica/de rayos X de la Nebulosa Ojo de Gato (NGC 6543)
Dos cámaras a bordo del Telescopio Webb capturaron la última imagen de esta nebulosa planetaria, catalogada como NGC 3132 y conocida informalmente como Nebulosa del Anillo Sur. Se encuentra aproximadamente a 2.500 años luz de distancia.
Dos cámaras a bordo del Telescopio Webb capturaron la última imagen de esta nebulosa planetaria, catalogada como NGC 3132 , y conocida informalmente como Nebulosa del Anillo Sur. Se encuentra aproximadamente a 2.500 años luz de distancia.
NGC 6326 , una nebulosa planetaria con brillantes volutas de gas que brotan iluminadas por una estrella central binaria [3]

Una nebulosa planetaria es un tipo de nebulosa de emisión que consiste en una capa brillante y en expansión de gas ionizado expulsado de estrellas gigantes rojas al final de su vida. [4]

El término "nebulosa planetaria" es un nombre inapropiado porque no están relacionados con los planetas . El término proviene de la forma redonda parecida a un planeta de estas nebulosas observadas por los astrónomos a través de los primeros telescopios . El primer uso puede haber ocurrido durante la década de 1780 con el astrónomo inglés William Herschel , quien describió estas nebulosas como parecidas a planetas; Sin embargo, ya en enero de 1779, el astrónomo francés Antoine Darquier de Pellepoix describió en sus observaciones la Nebulosa del Anillo , "muy oscura pero perfectamente delineada; es tan grande como Júpiter y se parece a un planeta que se desvanece". [5] [6] [7] Aunque la interpretación moderna es diferente, el término antiguo todavía se usa.

Todas las nebulosas planetarias se forman al final de la vida de una estrella de masa intermedia, entre 1 y 8 masas solares. Se espera que el Sol forme una nebulosa planetaria al final de su ciclo de vida. [8] Son fenómenos de duración relativamente corta, que duran quizás unas pocas decenas de milenios, en comparación con fases considerablemente más largas de evolución estelar . [9] Una vez que toda la atmósfera de la gigante roja se ha disipado, la enérgica radiación ultravioleta del núcleo luminoso caliente expuesto, llamado núcleo de nebulosa planetaria (PNN), ioniza el material expulsado. [4] La luz ultravioleta absorbida energiza la capa de gas nebuloso alrededor de la estrella central, haciendo que aparezca como una nebulosa planetaria de colores brillantes.

Las nebulosas planetarias probablemente desempeñan un papel crucial en la evolución química de la Vía Láctea al expulsar elementos al medio interestelar desde las estrellas donde se crearon esos elementos. Se observan nebulosas planetarias en galaxias más distantes , lo que proporciona información útil sobre su abundancia química.

A partir de la década de 1990, las imágenes del Telescopio Espacial Hubble revelaron que muchas nebulosas planetarias tienen morfologías extremadamente complejas y variadas. Aproximadamente una quinta parte son aproximadamente esféricas, pero la mayoría no son esféricamente simétricas. Los mecanismos que producen una variedad tan amplia de formas y características aún no se comprenden bien, pero las estrellas centrales binarias , los vientos estelares y los campos magnéticos pueden desempeñar un papel.

Observaciones

Concha colorida que tiene una apariencia casi de ojo. El centro muestra la pequeña estrella central con un área circular azul que podría representar el iris. Está rodeado por un área similar a un iris de bandas naranjas concéntricas. Esto está rodeado por un área roja en forma de párpado antes del borde donde se muestra el espacio simple. Las estrellas de fondo salpican toda la imagen.
NGC 7293 , la Nebulosa de la Hélice
Concha esférica de área coloreada contra estrellas de fondo. Intrincados nudos parecidos a cometas se irradian hacia adentro desde el borde hasta aproximadamente un tercio del camino hacia el centro. La mitad central contiene conchas esféricas más brillantes que se superponen entre sí y tienen bordes ásperos. En el centro se ve una estrella central solitaria. No se ven estrellas de fondo.
NGC 2392 , la Nebulosa Esquimal

Descubrimiento

La primera nebulosa planetaria descubierta (aunque aún no denominada como tal) fue la Nebulosa Dumbbell en la constelación de Vulpecula . Fue observado por Charles Messier el 12 de julio de 1764 y catalogado como M27 en su catálogo de objetos nebulosos. [10] Para los primeros observadores con telescopios de baja resolución, M27 y las nebulosas planetarias descubiertas posteriormente se parecían a planetas gigantes como Urano . Ya en enero de 1779, el astrónomo francés Antoine Darquier de Pellepoix describió en sus observaciones de la Nebulosa del Anillo , "una nebulosa muy apagada, pero perfectamente perfilada; tan grande como Júpiter y que parece un planeta que se desvanece". [5] [6] [7]

La naturaleza de estos objetos no estaba clara. En 1782, William Herschel , descubridor de Urano, encontró la nebulosa de Saturno (NGC 7009) y la describió como "una nebulosa curiosa, o cómo llamarla no sé". Más tarde describió estos objetos como planetas "del tipo estrellado". [11] Como señaló Darquier antes que él, Herschel descubrió que el disco se parecía a un planeta, pero era demasiado débil para serlo. En 1785, Herschel escribió a Jérôme Lalande :

Se trata de cuerpos celestes de los que todavía no tenemos una idea clara y que quizás sean de un tipo muy diferente de los que conocemos en el cielo. Ya he encontrado cuatro que tienen un diámetro visible de entre 15 y 30 segundos. Estos cuerpos parecen tener un disco que es más bien como un planeta, es decir, de igual brillo en todas partes, redondo o algo ovalado, y de contorno casi tan bien definido como el disco de los planetas, de una luz lo suficientemente fuerte como para ser visibles con un telescopio ordinario de sólo un pie, sin embargo, sólo tienen la apariencia de una estrella de aproximadamente novena magnitud. [12]

Las asignó a la Clase IV de su catálogo de "nebulosas", y finalmente enumeró 78 "nebulosas planetarias", la mayoría de las cuales son en realidad galaxias. [13]

Herschel utilizó el término "nebulosas planetarias" para estos objetos. Se desconoce el origen de este término. [10] [14] La etiqueta "nebulosa planetaria" se arraigó en la terminología utilizada por los astrónomos para categorizar estos tipos de nebulosas, y todavía la utilizan los astrónomos en la actualidad. [15] [16]

Espectros

La naturaleza de las nebulosas planetarias permaneció desconocida hasta que se realizaron las primeras observaciones espectroscópicas a mediados del siglo XIX. Utilizando un prisma para dispersar su luz, William Huggins fue uno de los primeros astrónomos en estudiar los espectros ópticos de los objetos astronómicos. [14]

El 29 de agosto de 1864, Huggins fue el primero en analizar el espectro de una nebulosa planetaria cuando observó la Nebulosa Ojo de Gato . [10] Sus observaciones de estrellas habían demostrado que sus espectros consistían en un continuo de radiación con muchas líneas oscuras superpuestas. Descubrió que muchos objetos nebulosos como la Nebulosa de Andrómeda (como se la conocía entonces) tenían espectros bastante similares. Sin embargo, cuando Huggins miró la Nebulosa Ojo de Gato, encontró un espectro muy diferente. En lugar de un fuerte continuo con líneas de absorción superpuestas, la Nebulosa Ojo de Gato y otros objetos similares mostraron una serie de líneas de emisión . [14] El más brillante de ellos estaba a una longitud de onda de 500,7  nanómetros , que no se correspondía con una línea de ningún elemento conocido. [17]

En un principio se planteó la hipótesis de que la línea podría deberse a un elemento desconocido, al que se denominó nebulio . Una idea similar había llevado al descubrimiento del helio mediante el análisis del espectro del Sol en 1868. [10] Mientras que el helio fue aislado en la Tierra poco después de su descubrimiento en el espectro del Sol, el "nebulio" no. A principios del siglo XX, Henry Norris Russell propuso que, en lugar de ser un elemento nuevo, la línea de 500,7 nm se debía a un elemento familiar en condiciones desconocidas. [10]

Los físicos demostraron en la década de 1920 que en gases con densidades extremadamente bajas, los electrones pueden ocupar niveles de energía metaestables excitados en átomos e iones que de otro modo serían desexcitados por colisiones que ocurrirían a densidades más altas. [18] Las transiciones electrónicas desde estos niveles en los iones de nitrógeno y oxígeno ( O + , O 2+ (también conocido como O  iii ) y N + ) dan lugar a la línea de emisión de 500,7 nm y otras. [10] Estas líneas espectrales, que sólo pueden verse en gases de muy baja densidad, se denominan líneas prohibidas . Las observaciones espectroscópicas demostraron así que las nebulosas estaban formadas por gas extremadamente enrarecido. [19]

La nebulosa planetaria NGC 3699 se distingue por una apariencia moteada irregular y una grieta oscura. [20]

estrellas centrales

Las estrellas centrales de las nebulosas planetarias son muy calientes. [4] Sólo cuando una estrella ha agotado la mayor parte de su combustible nuclear puede colapsar a un tamaño pequeño. Las nebulosas planetarias se entienden como una etapa final de la evolución estelar . Las observaciones espectroscópicas muestran que todas las nebulosas planetarias se están expandiendo. Esto llevó a la idea de que las nebulosas planetarias eran causadas por el lanzamiento de las capas exteriores de una estrella al espacio al final de su vida. [10]

Observaciones modernas

Hacia finales del siglo XX, las mejoras tecnológicas ayudaron a avanzar en el estudio de las nebulosas planetarias. [21] Los telescopios espaciales permitieron a los astrónomos estudiar longitudes de onda de luz fuera de las que transmite la atmósfera terrestre. Los estudios infrarrojos y ultravioleta de nebulosas planetarias permitieron determinaciones mucho más precisas de las temperaturas , densidades y abundancias elementales de las nebulosas. [22] [23] La tecnología de dispositivos de carga acoplada permitió medir con precisión líneas espectrales mucho más débiles de lo que había sido posible anteriormente. El Telescopio Espacial Hubble también demostró que, si bien muchas nebulosas parecen tener estructuras simples y regulares cuando se observan desde la Tierra, la altísima resolución óptica que pueden alcanzar los telescopios sobre la atmósfera terrestre revela estructuras extremadamente complejas. [24] [25]

Según el esquema de clasificación espectral de Morgan-Keenan , las nebulosas planetarias se clasifican como Tipo P , aunque esta notación rara vez se utiliza en la práctica. [26]

Orígenes

La estrella central tiene una curva alargada en forma de S de color blanco que emana en direcciones opuestas al borde. Un área similar a una mariposa rodea la forma de S, correspondiendo la forma de S al cuerpo de la mariposa.
Simulación por ordenador de la formación de una nebulosa planetaria a partir de una estrella con un disco deformado, que muestra la complejidad que puede resultar de una pequeña asimetría inicial

Las estrellas de más de 8  masas solares (M ⊙ ) probablemente terminarán sus vidas en dramáticas explosiones de supernovas , mientras que las nebulosas planetarias aparentemente solo ocurren al final de las vidas de estrellas de masa intermedia y baja entre 0,8 M ⊙ y 8,0 M ⊙ . [27] Las estrellas progenitoras que forman nebulosas planetarias pasarán la mayor parte de su vida convirtiendo su hidrógeno en helio en el núcleo de la estrella mediante fusión nuclear a aproximadamente 15 millones de K. Esto genera energía en el núcleo, lo que crea una presión hacia afuera que equilibra las aplastantes presiones internas de la gravedad. [28] Este estado de equilibrio se conoce como secuencia principal , y puede durar entre decenas de millones y miles de millones de años, dependiendo de la masa.

Cuando el hidrógeno en el núcleo comienza a agotarse, la fusión nuclear genera menos energía y la gravedad comienza a comprimir el núcleo, provocando un aumento de temperatura a aproximadamente 100 millones de K. [29] Temperaturas tan altas en el núcleo hacen que [ ¿cómo? ] Las capas exteriores más frías de la estrella se expanden para crear estrellas gigantes rojas mucho más grandes. Esta fase final provoca un aumento dramático en la luminosidad estelar, donde la energía liberada se distribuye sobre una superficie mucho mayor, lo que de hecho hace que la temperatura promedio de la superficie sea más baja. En términos de evolución estelar , las estrellas que experimentan tales aumentos de luminosidad se conocen como estrellas asintóticas de rama gigante (AGB). [29] Durante esta fase, la estrella puede perder entre el 50% y el 70% de su masa total debido a su viento estelar . [30]

En el caso de las estrellas ramificadas gigantes asintóticas más masivas que forman nebulosas planetarias, cuyos progenitores superan aproximadamente los 0,6 M ⊙ , sus núcleos seguirán contrayéndose. Cuando las temperaturas alcanzan unos 100 millones de K, los núcleos de helio disponibles se fusionan en carbono y oxígeno , de modo que la estrella vuelve a irradiar energía, deteniendo temporalmente la contracción del núcleo. Esta nueva fase de combustión de helio (fusión de núcleos de helio) forma un núcleo interno creciente de carbono inerte y oxígeno. Encima hay una delgada capa que quema helio, rodeada a su vez por una capa que quema hidrógeno. Sin embargo, esta nueva fase dura sólo unos 20.000 años, un período muy corto en comparación con toda la vida de la estrella.

La ventilación de la atmósfera continúa sin cesar hacia el espacio interestelar, pero cuando la superficie exterior del núcleo expuesto alcanza temperaturas superiores a unos 30.000 K, se emiten suficientes fotones ultravioleta para ionizar la atmósfera expulsada, lo que hace que el gas brille como una nebulosa planetaria. [29]

Toda la vida

La Nebulosa del Collar consiste en un anillo brillante, que mide unos dos años luz de diámetro, salpicado de densos y brillantes nudos de gas que se asemejan a los diamantes de un collar. Los nudos brillan intensamente debido a la absorción de luz ultravioleta de las estrellas centrales. [31]

Después de que una estrella pasa por la fase de rama gigante asintótica (AGB), comienza la fase corta de nebulosa planetaria de la evolución estelar [21] cuando los gases se alejan de la estrella central a velocidades de unos pocos kilómetros por segundo. La estrella central es el remanente de su progenitora AGB, un núcleo de carbono y oxígeno degenerado por electrones que ha perdido la mayor parte de su envoltura de hidrógeno debido a la pérdida de masa en la AGB. [21] A medida que los gases se expanden, la estrella central sufre una evolución de dos etapas: primero se calienta a medida que continúa contrayéndose y se producen reacciones de fusión de hidrógeno en la capa alrededor del núcleo y luego se enfría lentamente cuando la capa de hidrógeno se agota a través de la fusión y pérdida de masa. [21] En la segunda fase, irradia su energía y cesan las reacciones de fusión, ya que la estrella central no es lo suficientemente pesada como para generar las temperaturas centrales necesarias para que el carbono y el oxígeno se fusionen. [10] [21] Durante la primera fase, la estrella central mantiene una luminosidad constante, [21] mientras que al mismo tiempo se calienta cada vez más, alcanzando finalmente temperaturas de alrededor de 100.000 K. En la segunda fase, se enfría tanto que no no emite suficiente radiación ultravioleta para ionizar la cada vez más distante nube de gas. La estrella se convierte en una enana blanca y la nube de gas en expansión se vuelve invisible para nosotros, poniendo fin a la fase de evolución de la nebulosa planetaria. [21] Para una nebulosa planetaria típica, pasan unos 10.000 años [21] entre su formación y la recombinación del plasma resultante . [10]

Papel en el enriquecimiento galáctico

ESO 455-10 es una nebulosa planetaria ubicada en la constelación de Escorpio (El Escorpión). [32]

Las nebulosas planetarias pueden desempeñar un papel muy importante en la evolución galáctica. Las estrellas recién nacidas consisten casi exclusivamente en hidrógeno y helio , [33] pero a medida que las estrellas evolucionan a través de la fase asintótica de rama gigante , [34] crean elementos más pesados ​​a través de la fusión nuclear que finalmente son expulsados ​​por fuertes vientos estelares . [35] Las nebulosas planetarias suelen contener mayores proporciones de elementos como carbono , nitrógeno y oxígeno , y estos se reciclan al medio interestelar a través de estos poderosos vientos. De esta manera, las nebulosas planetarias enriquecen enormemente la Vía Láctea y sus nebulosas con estos elementos más pesados, conocidos colectivamente por los astrónomos como metales y denominados específicamente por el parámetro de metalicidad Z. [36]

Las generaciones posteriores de estrellas formadas a partir de tales nebulosas también tienden a tener metalicidades más altas. Aunque estos metales están presentes en las estrellas en cantidades relativamente pequeñas, tienen efectos marcados en la evolución estelar y las reacciones de fusión. Cuando las estrellas se formaron antes en el universo , en teoría contenían cantidades más pequeñas de elementos más pesados. [37] Ejemplos conocidos son las estrellas de Población II pobres en metales . (Ver Población estelar .) [38] [39] La identificación del contenido de metalicidad estelar se encuentra mediante espectroscopia .

Características

Características físicas

Concha elíptica con un fino borde exterior rojo que rodea una región de color amarillo y luego rosa alrededor de un área azul casi circular con la estrella central en su centro. Se ven algunas estrellas de fondo.
NGC 6720, la Nebulosa del Anillo
Nebulosa de la rodaja de limón (IC 3568)

Una nebulosa planetaria típica tiene aproximadamente un año luz de diámetro y está compuesta de gas extremadamente enrarecido, con una densidad generalmente de 100 a 10.000 partículas por cm 3 . [40] (La atmósfera de la Tierra, en comparación, contiene 2,5 × 1019 partículas por cm 3 .) Las nebulosas planetarias jóvenes tienen las densidades más altas, a veces hasta 10 6 partículas por cm 3 . A medida que las nebulosas envejecen, su expansión hace que su densidad disminuya. Las masas de las nebulosas planetarias oscilan entre 0,1 y 1  masa solar . [40]

La radiación de la estrella central calienta los gases a temperaturas de unos  10.000 K. [41] La temperatura del gas en las regiones centrales suele ser mucho más alta que en la periferia, alcanzando entre 16.000 y 25.000 K. [42] El volumen en las proximidades de la estrella central suele estar lleno de un gas muy caliente (coronal) que tiene una temperatura de aproximadamente 1.000.000 K. Este gas se origina en la superficie de la estrella central en forma de rápido viento estelar. [43]

Las nebulosas pueden describirse como limitadas por materia o limitadas por radiación . En el primer caso, no hay suficiente materia en la nebulosa para absorber todos los fotones ultravioleta emitidos por la estrella y la nebulosa visible está completamente ionizada. En el último caso, la estrella central no emite suficientes fotones UV para ionizar todo el gas circundante, y un frente de ionización se propaga hacia afuera, hacia la envoltura circunestelar de átomos neutros. [44]

Números y distribución

Actualmente se sabe que existen alrededor de 3.000 nebulosas planetarias en nuestra galaxia, [45] entre 200 mil millones de estrellas. Su muy corta vida en comparación con la vida estelar total explica su rareza. Se encuentran principalmente cerca del plano de la Vía Láctea , con la mayor concentración cerca del Centro Galáctico . [46]

Morfología

Esta animación muestra cómo las dos estrellas en el corazón de una nebulosa planetaria como Fleming 1 pueden controlar la creación de espectaculares chorros de material expulsados ​​por el objeto.

Sólo alrededor del 20% de las nebulosas planetarias son esféricamente simétricas (por ejemplo, ver Abell 39 ). [47] Existe una amplia variedad de formas y se ven algunas formas muy complejas. Las nebulosas planetarias son clasificadas por diferentes autores en: estelares, de disco, de anillo, irregulares, helicoidales, bipolares , cuadrupolares, [48] y otros tipos, [49] aunque la mayoría de ellas pertenecen a sólo tres tipos: esféricas, elípticas y bipolares. En el plano galáctico se concentran nebulosas bipolares , probablemente producidas por estrellas progenitoras masivas relativamente jóvenes; y los bipolares en el bulbo galáctico parecen preferir orientar sus ejes orbitales paralelos al plano galáctico. [50] Por otro lado, las nebulosas esféricas probablemente son producidas por estrellas viejas similares al Sol. [1]

La enorme variedad de formas se debe en parte al efecto de proyección: la misma nebulosa, vista desde diferentes ángulos, parecerá diferente. [51] Sin embargo, la razón de la enorme variedad de formas físicas no se comprende completamente. [49] Las interacciones gravitacionales con estrellas compañeras, si las estrellas centrales son estrellas binarias , pueden ser una de las causas. Otra posibilidad es que los planetas interrumpan el flujo de material que se aleja de la estrella a medida que se forma la nebulosa. Se ha determinado que las estrellas más masivas producen nebulosas de formas más irregulares. [52] En enero de 2005, los astrónomos anunciaron la primera detección de campos magnéticos alrededor de las estrellas centrales de dos nebulosas planetarias y plantearon la hipótesis de que los campos podrían ser parcial o totalmente responsables de sus notables formas. [53] [54]

Membresía en grupos

Abell 78, telescopio de 24 pulgadas en Mt. Lemmon, Arizona. Cortesía de Joseph D. Schulman.

Se han detectado nebulosas planetarias como miembros de cuatro cúmulos globulares galácticos : Messier 15 , Messier 22 , NGC 6441 y Palomar 6 . La evidencia también apunta al posible descubrimiento de nebulosas planetarias en cúmulos globulares en la galaxia M31 . [55] Sin embargo, actualmente sólo hay un caso de nebulosa planetaria descubierta en un cúmulo abierto en el que investigadores independientes están de acuerdo. [56] [57] [58] Ese caso pertenece a la nebulosa planetaria PHR 1315-6555 y al cúmulo abierto Andrews-Lindsay 1. De hecho, a través de su membresía en el cúmulo, PHR 1315-6555 posee una de las distancias más precisas establecidas para una nebulosa planetaria. (es decir, una solución de distancia del 4%). Los casos de NGC 2818 y NGC 2348 en Messier 46 exhiben velocidades no coincidentes entre las nebulosas planetarias y los cúmulos, lo que indica que son coincidencias de línea de visión. [46] [59] [60] Una submuestra de casos provisionales que potencialmente pueden ser pares de grupo/PN incluye Abell 8 y Bica 6, [61] [62] y He 2-86 y NGC 4463. [63]

Los modelos teóricos predicen que las nebulosas planetarias pueden formarse a partir de estrellas de la secuencia principal de entre una y ocho masas solares, lo que sitúa la edad de la estrella progenitora en más de 40 millones de años. Aunque hay unos cientos de cúmulos abiertos conocidos dentro de ese rango de edad, una variedad de razones limitan las posibilidades de encontrar una nebulosa planetaria en su interior. [46] Por una razón, la fase de nebulosa planetaria de las estrellas más masivas es del orden de milenios, lo que es un abrir y cerrar de ojos en términos astronómicos. Además, en parte debido a su pequeña masa total, los cúmulos abiertos tienen una cohesión gravitacional relativamente pobre y tienden a dispersarse después de un tiempo relativamente corto, típicamente de 100 a 600 millones de años. [64]

Temas actuales en los estudios de nebulosas planetarias.

Las distancias a las nebulosas planetarias generalmente no están bien determinadas, [65] pero la misión Gaia ahora está midiendo distancias paralácticas directas entre sus estrellas centrales y las estrellas vecinas. [66] También es posible determinar distancias a nebulosas planetarias cercanas midiendo sus tasas de expansión. Observaciones de alta resolución tomadas con varios años de diferencia mostrarán la expansión de la nebulosa perpendicular a la línea de visión, mientras que las observaciones espectroscópicas del desplazamiento Doppler revelarán la velocidad de expansión en la línea de visión. La comparación de la expansión angular con la velocidad de expansión derivada revelará la distancia a la nebulosa. [24]

La cuestión de cómo se puede producir una gama tan diversa de formas nebulares es un tema debatible. Se teoriza que las interacciones entre el material que se aleja de la estrella a diferentes velocidades dan lugar a la mayoría de las formas observadas. [49] Sin embargo, algunos astrónomos postulan que las estrellas centrales binarias cercanas podrían ser responsables de las nebulosas planetarias más complejas y extremas. [67] Se ha demostrado que varios exhiben fuertes campos magnéticos, [68] y sus interacciones con el gas ionizado podrían explicar algunas formas de nebulosas planetarias. [54]

Existen dos métodos principales para determinar la abundancia de metales en las nebulosas. Estos se basan en líneas de recombinación y líneas excitadas por colisión. A veces se observan grandes discrepancias entre los resultados derivados de los dos métodos. Esto puede explicarse por la presencia de pequeñas fluctuaciones de temperatura dentro de las nebulosas planetarias. Las discrepancias pueden ser demasiado grandes para ser causadas por efectos de la temperatura, y algunos plantean la hipótesis de la existencia de nudos fríos que contienen muy poco hidrógeno para explicar las observaciones. Sin embargo, tales nudos aún no se han observado. [69]

Galería

Ver también

Referencias

Citas

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fuentes citadas

Otras lecturas

enlaces externos

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