Nebulosa planetaria
Una nebulosa planetaria es un objeto astronómico que se forma cuando una estrella similar al Sol agota su combustible nuclear y comienza a expulsar sus capas exteriores hacia el espacio.
La radiación ultravioleta emitida por este núcleo ioniza las capas externas que la estrella había expulsado.
Las imágenes tomadas por el telescopio espacial Hubble han revelado que muchas nebulosas planetarias presentan morfologías extremadamente complejas.
Por lo general, las nebulosas planetarias son objetos tenues que no pueden ser observados a simple vista.
[14] El nombre le fue dado posteriormente por John Herschel debido a su parecido con una mancuerna (en inglés dumb-bell).
[16] Sin embargo, fue William Herschel, descubridor de Urano unos años antes, quien en 1784 acuñó finalmente el nombre de «nebulosa planetaria» para denominar a estos objetos,[14] aunque realmente son muy diferentes a los planetas y no poseen ninguna relación.
La naturaleza de las nebulosas planetarias permaneció desconocida hasta que se realizaron las primeras observaciones espectroscópicas.
[23] Hacia finales del siglo XX, las mejoras tecnológicas ayudaron en el estudio y comprensión de las nebulosas planetarias.
[3] Los telescopios espaciales permitieron a los astrónomos estudiar la luz emitida más allá del espectro visible, la cual no puede ser detectada desde los observatorios situados en tierra, ya que solamente las ondas de radio y la luz del espectro visible atraviesan la atmósfera sin sufrir perturbaciones.
El telescopio espacial Hubble mostró que, aunque muchas nebulosas parecen a priori poseer una estructura muy básica vistas desde los observatorios terrestres, la gran resolución óptica de los telescopios situados sobre la atmósfera terrestre revela morfologías que pueden llegar a ser extremadamente complejas.
[8][9] Gracias a que el telescopio Espacial James Webb permite observar infrarrojos, se descubrieron distintas características de la nebulosa NGC 3132.
[26] Las nebulosas planetarias se forman cuando una estrella que posee entre 0.8 y 8 masas solares (M⊙) agota su combustible nuclear.
Esto da lugar a violentas pulsaciones, que finalmente adquieren la intensidad suficiente como para expulsar por completo la atmósfera estelar al espacio.
Cuando la superficie expuesta alcanza una temperatura de 35 000 K, se emiten suficientes fotones ultravioletas como para ionizar la atmósfera eyectada, haciéndola brillar.
Esta se convierte en el remanente (enana blanca) de la estrella gigante roja anterior, y está formada por carbono y oxígeno con sus electrones degenerados, con escaso hidrógeno, ya que la mayor parte fue expulsado en la fase anterior de rama asintótica gigante.
La estrella se enfría de tal modo que la radiación ultravioleta irradiada no es lo suficientemente intensa como para ionizar el gas distante.
[3] Las nebulosas planetarias presentan formas muy dispares, desde irregulares y de apariencia compleja hasta casi perfectamente esféricas.
Sin embargo, en menor medida también existen otras formas, como anulares, cuadrupolares, helicoidales, irregulares, y de otros tipos.
Las nebulosas planetarias bipolares se encuentran cerca del plano galáctico (3º máximo), por lo que fueron creadas por estrellas jóvenes muy masivas (tipo espectral A), al contrario que las esféricas, más alejadas del plano galáctico (de 5º a 12º), y cuyas estrellas progenitoras eran más antiguas y menos masivas, similares al Sol (tipo espectral G).
En el último, la estrella no emite suficientes fotones ultravioletas para ionizar todo el gas circundante, propagándose desde la estrella hacia afuera un frente de ionización y dejando neutras las regiones más exteriores, por lo que no se observa todo el gas existente en los alrededores, ya que este gas se encuentra tan frío que emite radiación en el rango infrarrojo.
El universo primitivo consistía solamente en hidrógeno y helio, pero con el paso del tiempo las estrellas han ido creando en su núcleo elementos más pesados a través de la fusión nuclear.
Aunque su proporción con respecto al total de la estrella es todavía muy pequeña, tienen un efecto muy importante en su evolución.
[6][48] Generalmente, se encuentran situadas en el plano de la Vía Láctea, siendo más abundantes cerca del centro galáctico.
Sin embargo, en los cúmulos abiertos son mucho menos numerosas, puesto que estos cúmulos poseen muchas menos estrellas que los globulares, y como están poco ligados gravitacionalmente sus miembros se dispersan en cuestión de 100 a 600 millones de años,[50] tiempo similar al necesario para que la fase de nebulosa planetaria se lleve a cabo.
[12] Sin embargo, algunos astrónomos creen que los sistemas estelares binarios podrían ser los responsables de, al menos, las nebulosas planetarias más complejas.
