El nebulio fue un elemento propuesto que William Huggins encontró en la observación astronómica de una nebulosa en 1864. Las fuertes líneas de emisión verdes de la Nebulosa Ojo de Gato , descubiertas mediante espectroscopia , llevaron a postular que un elemento aún desconocido era 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 mediante absorción o emisión atómica, lo que permitió que las líneas se utilizaran para la identificación de elementos químicos .
En los primeros días de la astronomía telescópica , la palabra nebulosa se usaba para describir cualquier parche borroso de luz que no se parecía a una estrella. Muchas de estas, como la Nebulosa de Andrómeda , tenían espectros que parecían espectros estelares, y estos resultaron ser galaxias . Otras, como la Nebulosa Ojo de Gato , tenían espectros muy diferentes. Cuando William Huggins miró la Nebulosa Ojo de Gato, no encontró un espectro continuo como el que se ve en el Sol, sino solo unas pocas líneas de emisión fuertes . Las dos líneas verdes a 495,9 nm y 500,7 nm eran 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 (en ocasiones nebulum o nephelium ) fue mencionado por primera vez por Margaret Lindsay Huggins en una breve comunicación en 1898, aunque se afirma que su esposo usó ocasionalmente el término antes. [2]
En 1911, John William Nicholson teorizó que todos los elementos conocidos estaban compuestos 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 cerca de 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 UV y en el cálculo de espectros de los elementos ligeros de la tabla periódica cuando se percató 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, pueden formarse líneas que se suprimen a densidades normales. Estas líneas se conocen como líneas prohibidas y son las líneas más fuertes en la mayoría de los espectros nebulares. [8]