Una nebulosa ( en latín , 'nube, niebla'; [1] pl. nebulosas , nebulosas o nebulosas [2] [3] [4] [5] ) es una parte luminiscente distinta del medio interestelar , que puede consistir en partículas ionizadas, hidrógeno neutro, o molecular y también polvo cósmico . Las nebulosas son a menudo regiones de formación estelar, como en los " Pilares de la Creación " en la Nebulosa del Águila . En estas regiones, las formaciones de gas, polvo y otros materiales se "agrupan" para formar regiones más densas, que atraen más materia y eventualmente se vuelven lo suficientemente densas como para formar estrellas . Se cree que el material restante forma planetas y otros objetos del sistema planetario .
La mayoría de las nebulosas son de gran tamaño; algunos tienen cientos de años luz de diámetro. Una nebulosa visible para el ojo humano desde la Tierra parecería más grande, pero no más brillante, desde cerca. [6] La Nebulosa de Orión , la nebulosa más brillante del cielo y que ocupa un área dos veces el diámetro angular de la Luna llena, puede verse a simple vista, pero los primeros astrónomos no la observaron. [7] Aunque son más densas que el espacio que las rodea, la mayoría de las nebulosas son mucho menos densas que cualquier vacío creado en la Tierra (10 5 a 10 7 moléculas por centímetro cúbico): una nube nebular del tamaño de la Tierra tendría una masa total de sólo unos cuantos kilos . El aire de la Tierra tiene una densidad de aproximadamente 10 19 moléculas por centímetro cúbico; por el contrario, las nebulosas más densas pueden tener densidades de 10 4 moléculas por centímetro cúbico. Muchas nebulosas son visibles debido a la fluorescencia causada por estrellas calientes incrustadas, mientras que otras están tan difusas que sólo pueden detectarse con exposiciones prolongadas y filtros especiales. Algunas nebulosas están iluminadas de forma variable por estrellas variables T Tauri .
Originalmente, el término "nebulosa" se utilizaba para describir cualquier objeto astronómico difuso , incluidas las galaxias más allá de la Vía Láctea . La galaxia de Andrómeda , por ejemplo, alguna vez fue denominada Nebulosa de Andrómeda (y las galaxias espirales en general como "nebulosas espirales") antes de que Vesto Slipher , Edwin Hubble y otros confirmaran la verdadera naturaleza de las galaxias a principios del siglo XX . Edwin Hubble descubrió que la mayoría de las nebulosas están asociadas con estrellas e iluminadas por la luz de las estrellas. También ayudó a clasificar las nebulosas según el tipo de espectros de luz que producían. [8]
Alrededor del año 150 d.C., Ptolomeo registró, en los libros VII-VIII de su Almagesto , cinco estrellas que parecían nebulosas. También notó una región de nebulosidad entre las constelaciones de la Osa Mayor y Leo que no estaba asociada con ninguna estrella . [9] La primera nebulosa verdadera, a diferencia de un cúmulo de estrellas , fue mencionada por el astrónomo persa musulmán Abd al-Rahman al-Sufi en su Libro de las estrellas fijas (964). [10] Observó "una pequeña nube" donde se encuentra la galaxia de Andrómeda . [11] También catalogó el cúmulo de estrellas Omicron Velorum como una "estrella nebulosa" y otros objetos nebulosos, como el cúmulo de Brocchi . [10] La supernova que creó la Nebulosa del Cangrejo , SN 1054 , fue observada por astrónomos árabes y chinos en 1054. [12] [13]
En 1610, Nicolas-Claude Fabri de Peiresc descubrió la Nebulosa de Orión utilizando un telescopio. Esta nebulosa también fue observada por Johann Baptist Cysat en 1618. Sin embargo, el primer estudio detallado de la Nebulosa de Orión no fue realizado hasta 1659 por Christiaan Huygens , quien también creía ser la primera persona en descubrir esta nebulosidad. [11]
En 1715, Edmond Halley publicó una lista de seis nebulosas. [14] Este número aumentó constantemente durante el siglo, y Jean-Philippe de Cheseaux compiló una lista de 20 (incluidas ocho no conocidas anteriormente) en 1746. De 1751 a 1753, Nicolas-Louis de Lacaille catalogó 42 nebulosas del Cabo de Buena Esperanza , la mayoría de los cuales eran previamente desconocidos. Charles Messier luego compiló un catálogo de 103 "nebulosas" (ahora llamados objetos Messier , que incluían lo que ahora se sabe que son galaxias) hacia 1781; su interés era detectar cometas , y estos eran objetos que podían confundirse con ellos. [15]
El número de nebulosas aumentó considerablemente gracias a los esfuerzos de William Herschel y su hermana, Caroline Herschel . Su Catálogo de mil nuevas nebulosas y cúmulos de estrellas [16] se publicó en 1786. Un segundo catálogo de mil se publicó en 1789, y el tercer y último catálogo de 510 apareció en 1802. Durante gran parte de su trabajo, William Herschel Creía que estas nebulosas eran simplemente cúmulos de estrellas sin resolver. En 1790, sin embargo, descubrió una estrella rodeada de nebulosidad y concluyó que se trataba de una verdadera nebulosidad y no de un cúmulo más distante. [15]
A partir de 1864, William Huggins examinó los espectros de unas 70 nebulosas. Descubrió que aproximadamente un tercio de ellos tenía el espectro de emisión de un gas . El resto mostraba un espectro continuo y, por tanto, se pensaba que estaba formado por una masa de estrellas. [17] [18] Una tercera categoría se añadió en 1912 cuando Vesto Slipher demostró que el espectro de la nebulosa que rodeaba la estrella Merope coincidía con el espectro del cúmulo abierto de las Pléyades . Por tanto, la nebulosa irradia luz estelar reflejada. [19]
En 1923, tras el Gran Debate , quedó claro que muchas "nebulosas" eran en realidad galaxias alejadas de la Vía Láctea .
Slipher y Edwin Hubble continuaron recopilando espectros de muchas nebulosas diferentes, encontrando 29 que mostraban espectros de emisión y 33 que tenían espectros continuos de luz estelar. [18] En 1922, Hubble anunció que casi todas las nebulosas están asociadas con estrellas y que su iluminación proviene de la luz de las estrellas. También descubrió que las nebulosas del espectro de emisión casi siempre están asociadas con estrellas que tienen clasificaciones espectrales de B o más calientes (incluidas todas las estrellas de secuencia principal de tipo O ), mientras que las nebulosas con espectros continuos aparecen con estrellas más frías. [20] Tanto Hubble como Henry Norris Russell concluyeron que las nebulosas que rodean a las estrellas más calientes se transforman de alguna manera. [18]
Existe una variedad de mecanismos de formación para los diferentes tipos de nebulosas. Algunas nebulosas se forman a partir de gas que ya se encuentra en el medio interestelar , mientras que otras son producidas por estrellas. Ejemplos del primer caso son las nubes moleculares gigantes , la fase más fría y densa del gas interestelar, que puede formarse por enfriamiento y condensación de gas más difuso. Ejemplos de este último caso son las nebulosas planetarias formadas a partir del material desprendido por una estrella en las últimas etapas de su evolución estelar .
Las regiones de formación estelar son una clase de nebulosas de emisión asociadas con nubes moleculares gigantes. Estos se forman cuando una nube molecular colapsa por su propio peso, produciendo estrellas. Se pueden formar estrellas masivas en el centro y su radiación ultravioleta ioniza el gas circundante, haciéndolo visible en longitudes de onda ópticas . La región de hidrógeno ionizado que rodea las estrellas masivas se conoce como región H II , mientras que las capas de hidrógeno neutro que rodean la región H II se conocen como región de fotodisociación . Ejemplos de regiones de formación estelar son la Nebulosa de Orión , la Nebulosa Roseta y la Nebulosa Omega . La retroalimentación de la formación estelar, en forma de explosiones de supernovas de estrellas masivas, vientos estelares o radiación ultravioleta de estrellas masivas, o flujos de estrellas de baja masa, pueden alterar la nube y destruir la nebulosa después de varios millones de años.
Otras nebulosas se forman como resultado de explosiones de supernovas ; la agonía de estrellas masivas y de corta vida. Los materiales despedidos por la explosión de la supernova son luego ionizados por la energía y el objeto compacto que produce su núcleo. Uno de los mejores ejemplos de ello es la Nebulosa del Cangrejo , en Tauro . El evento de supernova se registró en el año 1054 y está denominado SN 1054 . El objeto compacto que se creó después de la explosión se encuentra en el centro de la Nebulosa del Cangrejo y su núcleo es ahora una estrella de neutrones .
Aún otras nebulosas se forman como nebulosas planetarias . Esta es la etapa final de la vida de una estrella de baja masa, como el Sol de la Tierra. Las estrellas con una masa de hasta 8 a 10 masas solares evolucionan hasta convertirse en gigantes rojas y pierden lentamente sus capas exteriores durante las pulsaciones en sus atmósferas. Cuando una estrella ha perdido suficiente material, su temperatura aumenta y la radiación ultravioleta que emite puede ionizar la nebulosa circundante que ha desprendido. El Sol producirá una nebulosa planetaria y su núcleo quedará atrás en forma de enana blanca .
Los objetos denominados nebulosas pertenecen a cuatro grupos principales. Antes de que se comprendiera su naturaleza, las galaxias ("nebulosas espirales") y los cúmulos de estrellas demasiado distantes para ser resueltos como estrellas también se clasificaban como nebulosas, pero ya no lo son.
No todas las estructuras parecidas a nubes se denominan nebulosas; Los objetos de Herbig-Haro son un ejemplo.
La mayoría de las nebulosas pueden describirse como nebulosas difusas, lo que significa que están extendidas y no contienen límites bien definidos. [22] Las nebulosas difusas se pueden dividir en nebulosas de emisión , nebulosas de reflexión y nebulosas oscuras .
Las nebulosas de luz visible se pueden dividir en nebulosas de emisión, que emiten radiación de líneas espectrales de gas excitado o ionizado (principalmente hidrógeno ionizado ); [23] a menudo se les llama regiones H II (H II se refiere al hidrógeno ionizado) y nebulosas de reflexión que son visibles principalmente debido a la luz que reflejan.
Las nebulosas de reflexión en sí mismas no emiten cantidades significativas de luz visible, pero están cerca de las estrellas y reflejan la luz de ellas. [23] Nebulosas similares no iluminadas por estrellas no exhiben radiación visible, pero pueden detectarse como nubes opacas que bloquean la luz de los objetos luminosos detrás de ellas; se les llama nebulosas oscuras . [23]
Aunque estas nebulosas tienen diferente visibilidad en longitudes de onda ópticas, todas son fuentes brillantes de emisión infrarroja , principalmente del polvo dentro de las nebulosas. [23]
Las nebulosas planetarias son los restos de las etapas finales de la evolución estelar de las estrellas de masa media (que varían en tamaño entre 0,5 y ~8 masas solares). Las estrellas de rama gigante asintóticas evolucionadas expulsan sus capas externas hacia el exterior debido a los fuertes vientos estelares, formando así capas gaseosas y dejando atrás el núcleo de la estrella en forma de enana blanca . [23] La radiación de la enana blanca caliente excita los gases expulsados, produciendo nebulosas de emisión con espectros similares a los de las nebulosas de emisión que se encuentran en las regiones de formación estelar . [23] Son regiones H II , porque la mayor parte del hidrógeno está ionizado, pero los planetarios son más densos y compactos que las nebulosas que se encuentran en las regiones de formación estelar. [23]
Las nebulosas planetarias recibieron su nombre de los primeros observadores astronómicos que inicialmente no sabían distinguirlas de los planetas y tendían a confundirlas con los planetas que les interesaban más. Se espera que el Sol genere una nebulosa planetaria unos 12 mil millones de años después de su formación. [24]
Una nebulosa protoplanetaria (PPN) es un objeto astronómico en el episodio de corta duración durante la rápida evolución estelar de una estrella entre la fase tardía de rama gigante asintótica (LAGB) y la siguiente fase de nebulosa planetaria (PN). [25] Durante la fase AGB, la estrella sufre una pérdida de masa, emitiendo una capa circunestelar de gas hidrógeno. Cuando esta fase llega a su fin, la estrella entra en la fase PPN.
La PPN recibe energía de la estrella central, lo que hace que emita una fuerte radiación infrarroja y se convierta en una nebulosa de reflexión. Los vientos estelares colimados desde la estrella central dan forma a la cáscara y la transforman en una forma axialmente simétrica, al tiempo que producen un viento molecular de rápido movimiento. [26] El punto exacto en el que una PPN se convierte en una nebulosa planetaria (PN) está definido por la temperatura de la estrella central. La fase PPN continúa hasta que la estrella central alcanza una temperatura de 30.000 K, después de lo cual está lo suficientemente caliente como para ionizar el gas circundante. [27]
Una supernova ocurre cuando una estrella de gran masa llega al final de su vida. Cuando se detiene la fusión nuclear en el núcleo de la estrella, la estrella colapsa. El gas que cae hacia adentro rebota o se calienta tanto que se expande hacia afuera desde el núcleo, provocando así la explosión de la estrella. [23] La capa de gas en expansión forma un remanente de supernova , una nebulosa difusa especial . [23] Aunque gran parte de la emisión óptica y de rayos X de los restos de supernova se origina a partir de gas ionizado, una gran cantidad de la emisión de radio es una forma de emisión no térmica llamada emisión sincrotrón . [23] Esta emisión se origina a partir de electrones de alta velocidad que oscilan dentro de campos magnéticos .
![Herbig-Haro HH 161 y HH 164.[21]](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/2/27/Hubble_Sees_a_Stellar_%22Sneezing_Fit%22_(11467249715).jpg/1280px-Hubble_Sees_a_Stellar_%22Sneezing_Fit%22_(11467249715).jpg)
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