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Una nebulosa planetaria es un tipo de nebulosa de emisión que consiste en una capa brillante y en expansión de gas ionizado expulsado de las estrellas gigantes rojas al final de sus vidas. [4]
El término "nebulosa planetaria" es un nombre inapropiado porque no están relacionadas con los planetas . El término se origina de la forma redonda similar 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 similares a planetas; sin embargo, ya en enero de 1779, el astrónomo francés Antoine Darquier de Pellepoix describió en sus observaciones de la Nebulosa del Anillo , "muy tenue pero perfectamente delineada; es tan grande como Júpiter y se asemeja 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, alrededor de 1-8 masas solares. Se espera que el Sol forme una nebulosa planetaria al final de su ciclo de vida. [8] Son fenómenos de vida relativamente corta, que duran quizás unas pocas decenas de milenios, en comparación con fases considerablemente más largas de evolución estelar . [9] Una vez que se ha disipado toda la atmósfera de la gigante roja, la enérgica radiación ultravioleta del núcleo luminoso caliente expuesto, llamado núcleo de nebulosa planetaria (PNN), ioniza el material expulsado. [4] La luz ultravioleta absorbida luego 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 dichos elementos. Las nebulosas planetarias se observan en galaxias más distantes , lo que proporciona información útil sobre sus abundancias químicas.
A partir de la década de 1990, las imágenes del telescopio espacial Hubble revelaron que muchas nebulosas planetarias tienen morfologías extremadamente complejas y variadas. Alrededor de 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.
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La primera nebulosa planetaria descubierta (aunque todavía no se la denominaba así) fue la Nebulosa Dumbbell en la constelación de Vulpecula . Fue observada por Charles Messier el 12 de julio de 1764 y catalogada 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 los 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 opaca, pero perfectamente delineada; tan grande como Júpiter y parece un planeta que se desvanece". [5] [6] [7]
La naturaleza de estos objetos no quedó clara. En 1782, William Herschel , el descubridor de Urano, descubrió la Nebulosa de Saturno (NGC 7009) y la describió como «una curiosa nebulosa, o no sé cómo llamarla». Más tarde describió estos objetos como planetas «del tipo estelar». [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 le escribió a Jérôme Lalande :
Se trata de cuerpos celestes de los que todavía no tenemos una idea clara y que quizá sean de un tipo muy distinto 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 se parece bastante a un planeta, es decir, de igual brillo en todas partes, redondo o más bien ovalado y con un contorno tan bien definido como el disco de los planetas, de una luz lo suficientemente intensa como para ser visible con un telescopio ordinario de sólo un pie, pero que sólo tienen la apariencia de una estrella de magnitud novena. [12]
Las asignó a la Clase IV de su catálogo de "nebulosas", y finalmente enumeró 78 "nebulosas planetarias", la mayoría de las cuales son, de hecho, 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 este tipo de nebulosas, y todavía se utiliza hoy en día. [15] [16]
La naturaleza de las nebulosas planetarias permaneció desconocida hasta que se realizaron las primeras observaciones espectroscópicas a mediados del siglo XIX. William Huggins, uno de los primeros astrónomos en estudiar los espectros ópticos de los objetos astronómicos, utilizó un prisma para dispersar su luz. [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 que eran 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] La más brillante de estas estaba en 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 lo fue. A principios del siglo XX, Henry Norris Russell propuso que, en lugar de ser un elemento nuevo, la línea a 500,7 nm se debía a un elemento familiar en condiciones desconocidas. [10]
Los físicos demostraron en la década de 1920 que en gases a densidades extremadamente bajas, los electrones pueden ocupar niveles de energía metaestables excitados en átomos e iones que de otro modo quedarían desexcitados por colisiones que ocurrirían a densidades más altas. [18] Las transiciones de electrones desde estos niveles en 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 solo se pueden ver en gases de densidad muy baja, se denominan líneas prohibidas . Las observaciones espectroscópicas mostraron así que las nebulosas estaban hechas de gas extremadamente enrarecido. [19]
Las estrellas centrales de las nebulosas planetarias son muy calientes. [4] Solo cuando una estrella ha agotado la mayor parte de su combustible nuclear puede colapsar hasta alcanzar un tamaño pequeño. Las nebulosas planetarias se consideran una etapa final de la evolución estelar . Las observaciones espectroscópicas muestran que todas las nebulosas planetarias están en expansión. Esto llevó a la idea de que las nebulosas planetarias eran causadas por las capas externas de una estrella que eran arrojadas al espacio al final de su vida. [10]
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 las nebulosas planetarias permitieron determinaciones mucho más precisas de las temperaturas nebulares , las densidades y las abundancias elementales. [22] [23] La tecnología de dispositivos acoplados a carga permitió medir con precisión líneas espectrales mucho más débiles de lo que había sido posible anteriormente. El telescopio espacial Hubble también mostró que, si bien muchas nebulosas parecen tener estructuras simples y regulares cuando se observan desde el suelo, la altísima resolución óptica que se puede lograr con telescopios por encima de 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]
Las estrellas mayores 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 ⊙ a 8,0 M ⊙ . [27] Las estrellas progenitoras que forman nebulosas planetarias pasarán la mayor parte de sus vidas convirtiendo su hidrógeno en helio en el núcleo de la estrella por fusión nuclear a unos 15 millones de K . Esto genera energía en el núcleo, 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 , que puede durar decenas de millones a miles de millones de años, dependiendo de la masa.
Cuando el hidrógeno del núcleo comienza a agotarse, la fusión nuclear genera menos energía y la gravedad comienza a comprimir el núcleo, lo que provoca un aumento de la temperatura hasta unos 100 millones de K. [29] Estas altas temperaturas del núcleo hacen que [ ¿cómo? ] las capas externas más frías de la estrella se expandan para crear estrellas gigantes rojas mucho más grandes. Esta fase final provoca un aumento dramático de la luminosidad estelar, donde la energía liberada se distribuye sobre una superficie mucho mayor, lo que de hecho hace que la temperatura superficial media sea menor. En términos de evolución estelar , las estrellas que experimentan tales aumentos de luminosidad se conocen como estrellas de la rama gigante asintótica (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 gigantes asintóticas más masivas que forman nebulosas planetarias, cuyos progenitores superan 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 reanudar la radiación de 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 y oxígeno inertes. Por encima de él hay una delgada capa de combustión de helio, rodeada a su vez por una capa de combustión de hidrógeno. Sin embargo, esta nueva fase dura solo 20.000 años aproximadamente, un período muy corto en comparación con toda la vida de la estrella.
La liberación de 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]
Después de que una estrella pasa por la fase de la rama asintótica gigante (AGB), comienza la corta fase de nebulosa planetaria de la evolución estelar [21] a medida que 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 experimenta una evolución en dos etapas: primero se calienta a medida que continúa contrayéndose y ocurren 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 la pérdida de masa. [21] En la segunda fase, irradia su energía y las reacciones de fusión cesan, 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 va calentando cada vez más, alcanzando finalmente temperaturas de alrededor de 100.000 K. En la segunda fase, se enfría tanto que no emite suficiente radiación ultravioleta para ionizar la nube de gas cada vez más distante. La estrella se convierte en una enana blanca , y la nube de gas en expansión se vuelve invisible para nosotros, terminando 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]
Las nebulosas planetarias pueden desempeñar un papel muy importante en la evolución galáctica. Las estrellas recién nacidas consisten casi en su totalidad de hidrógeno y helio , [33] pero a medida que las estrellas evolucionan a través de la fase de rama gigante asintótica , [34] crean elementos más pesados a través de la fusión nuclear que finalmente son expulsados por fuertes vientos estelares . [35] Las nebulosas planetarias generalmente contienen mayores proporciones de elementos como carbono , nitrógeno y oxígeno , y estos se reciclan en el 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 específicamente referidos 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, teóricamente contenían cantidades más pequeñas de elementos más pesados. [37] Ejemplos conocidos son las estrellas de Población II pobres en metales . (Véase Población estelar .) [38] [39] La identificación del contenido de metalicidad estelar se encuentra mediante espectroscopia .
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 × 10Las 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 varían de 0,1 a 1 masa solar . [40]
La radiación de la estrella central calienta los gases a temperaturas de aproximadamente 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 a menudo está 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 viento estelar rápido. [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 segundo caso, no hay suficientes fotones ultravioleta emitidos por la estrella central para ionizar todo el gas circundante, y un frente de ionización se propaga hacia afuera en la envoltura circunestelar de átomos neutros. [44]
Actualmente se sabe que existen alrededor de 3000 nebulosas planetarias en nuestra galaxia, [45] de un total de 200 mil millones de estrellas. Su 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]
Sólo alrededor del 20% de las nebulosas planetarias son esféricamente simétricas (por ejemplo, véase Abell 39 ). [47] Existe una amplia variedad de formas, viéndose 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. Las nebulosas bipolares se concentran en el plano galáctico , probablemente producidas por estrellas progenitoras masivas relativamente jóvenes; y las bipolares en el bulbo galáctico parecen preferir orientar sus ejes orbitales paralelos al plano galáctico. [50] Por otro lado, las nebulosas esféricas son probablemente 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, no se entiende del todo la razón de la enorme variedad de formas físicas. [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 formas notables. [53] [54]
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 solo hay un caso de una nebulosa planetaria descubierta en un cúmulo abierto en el que están de acuerdo investigadores independientes. [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 la pertenencia al 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 tentativos que potencialmente pueden ser pares de cúmulos/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 se conocen unos cientos de cúmulos abiertos 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 para 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, normalmente de 100 a 600 millones de años. [64]
Las distancias a las nebulosas planetarias están generalmente mal determinadas [65], pero la misión Gaia está midiendo ahora las distancias paralácticas directas entre sus estrellas centrales y las estrellas vecinas [66] . También es posible determinar las distancias a las nebulosas planetarias cercanas midiendo sus tasas de expansión. Las 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 efecto Doppler revelarán la velocidad de expansión en la línea de visión. Comparando la expansión angular con la velocidad de expansión derivada se 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 ha planteado la teoría de 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 varias de ellas presentan 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 obtenidos con ambos 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, dichos nudos aún no se han observado. [69]
Una nebulosa planetaria (NP) es una nube circunestelar ionizada en expansión que fue expulsada durante la fase de rama gigante asintótica (RBA) del progenitor estelar.
Informamos del descubrimiento de múltiples anillos bidimensionales en la nebulosa planetaria cuadrupolar NGC 6881. Se ven hasta cuatro pares de anillos en los lóbulos bipolares y tres anillos en el toro central. Si bien los anillos en los lóbulos tienen el mismo eje que un par de lóbulos bipolares, los anillos internos están alineados con el otro par. Es probable que los dos pares de lóbulos bipolares hayan sido tallados por dos flujos de salida separados de alta velocidad del material circunestelar que quedó del viento de la rama gigante asintótica (AGB). Los anillos bidimensionales podrían ser el resultado de inestabilidades dinámicas o la consecuencia de un flujo de salida rápido que interactúa con restos de capas circunestelares discretas de AGB.
Las nebulosas planetarias (NP) tienen un alto contenido de polvo y emiten una fuerte radiación infrarroja. En el caso de las NP jóvenes, el componente de polvo representa aproximadamente un tercio de la producción total de energía de las nebulosas (Zhang y Kwok 1991). Las temperaturas de color típicas de las partículas no ionizadas se encuentran entre 100 y 200 K y, a λ >5 μm, el polvo comienza a predominar sobre la emisión libre del componente ionizado. Aunque las partículas no ionizadas se descubren tradicionalmente mediante el examen de placas fotográficas o estudios de Hα, también se pueden identificar en estudios infrarrojos mediante la búsqueda de objetos rojos con un espectro ascendente entre 4 y 10 μm.
{{citation}}: CS1 maint: DOI inactivo a partir de agosto de 2024 ( enlace )Estos objetos son producidos por estrellas de masa baja e intermedia, con masas de secuencia principal de aproximadamente entre 0,8 y 8 M ⊙ , y presentan una dispersión de edad y metalicidad razonablemente grande.
{{citation}}: Mantenimiento de CS1: ubicación ( enlace )Fuente: Journal Astronomy & Astrophysics
