Nebulosa planetaria

LaNebulosa Ojo de Gato. Imagen en falso color (visible y rayos X) tomada por elTelescopio espacial Hubble.Unanebulosa planetariaes unanebulosa de emisinconsistente en una envoltura brillante en expansin deplasmaygasionizado, expulsada durante la fase derama asinttica giganteque atraviesan las estrellasgigantes rojasen los ltimos momentos de sus vidas.1El nombre se debe a que sus descubridores, en elsiglo XVIII,2observaron que su aparencia era similar a losplanetas gigantesvistos a travs de lostelescopiospticos de la poca, aunque realmente no tienen ninguna relacin con losplanetas.3Se trata de un fenmeno relativamente breve en trminos astronmicos, que dura del orden de las decenas de miles de aos (el tiempo de vida de una estrella comn ronda los diez mil millones de aos).4Al final de la vida de las estrellas que alcanzan la fase degigante roja, las capas exteriores de la estrella son expelidas debido a pulsaciones y a intensosvientos estelares. Tras la expulsin de estas capas, subsiste un pequeo ncleo de la estrella, el cual se encuentra a una grantemperaturay brilla de manera intensa. La radiacinultravioletaemitida por este ncleoionizalas capas externas que la estrella haba expulsado.1Las nebulosas planetarias son objetos de gran importancia enastronoma, debido a que desempean un papel crucial en laevolucin qumica de las galaxias, devolviendo almedio interestelarmetales pesadosy otros productos de lanucleosntesisde las estrellas (comocarbono,nitrgeno,oxgenoycalcio). Engalaxiaslejanas, las nebulosas planetarias son los nicos objetos de los que se puede obtener informacin til acerca de su composicin qumica.5Las imgenes tomadas por eltelescopio espacial Hubblehan revelado que muchas nebulosas planetarias presentan morfologas extremadamente complejas.67Solamente en torno a un quinto de ellas muestran formas ms o menosesfricas.8El mecanismo que produce esta amplia gama de formas no se comprende todava muy bien, aunque se cree que lasestrellas binarias centrales,9los vientos estelares10y loscampos magnticos11podran ejercer un papel importante.ndice[ocultar] 1Observaciones y descubrimientos 2Formacin y evolucin 2.1Origen 2.2Fase de nebulosa planetaria 3Caractersticas 3.1Morfologa 3.2Caractersticas fsicas 3.3Contribucin a la evolucin galctica 4Distribucin y abundancia 5Cuestiones por resolver 6Vase tambin 7Referencias 8Bibliografa utilizada 9Bibliografa adicional 10Enlaces externos 10.1En espaol 10.2En inglsObservaciones y descubrimientos[editar]

LaNebulosa Dumbbell.Crdito: NASA y L. Barranger (STScI/AVL).Por lo general, las nebulosas planetarias son objetos tenues que no pueden ser observados asimple vista. La primera nebulosa planetaria en ser descubierta fue laNebulosa Dumbbell, en la constelacin deVulpecula, que fue observada el12 de juliode1764porCharles Messier, e incluida en sucatlogode nebulosas como M27.12El nombre le fue dado posteriormente porJohn Herscheldebido a su parecido con unamancuerna(eninglsdumb-bell).13Para los primeros observadores contelescopiosde bajaresolucin, la apariencia de estas nebulosas era similar a los planetas gigantes delSistema Solar. El primero en percatarse de ello fueAntoine Darquier, descubridor de laNebulosa del Anilloen1779.14Sin embargo, fueWilliam Herschel, descubridor deUranounos aos antes, quien en1784acu finalmente el nombre de "nebulosa planetaria" para denominar a estos objetos,12aunque realmente son muy diferentes a losplanetasy no poseen ninguna relacin.La naturaleza de las nebulosas planetarias permaneci desconocida hasta que se realizaron las primeras observacionesespectroscpicas. El29 de agostode1864,William Hugginstom el primerespectrode una nebulosa planetaria,12laNebulosa Ojo de gato, mediante la utilizacin de unprismaque dispersaba su luz.14Al analizar su espectro, Huggins esperaba encontrarse con unespectro de emisincontinuo, como ya haba observado anteriormente en otras nebulosas como laGalaxia de Andrmeda. Sin embargo, lo que observ fue un pequeo nmero delneas de emisin. En palabras del propio Huggins:...Mir en el espectroscopio. El espectro no era como esperaba! Slo una nica lnea brillante! Al principio sospech que se trataba de un desplazamiento del prisma... entonces se me ocurri la verdadera interpretacin. La luz de la nebulosa era monocromtica... el enigma de las nebulosas estaba resuelto. La respuesta, que nos haba llegado en la luz misma, deca: no hay una agrupacin de estrellas, sino gas luminoso.William Huggins,On the Spectra of Some of the Nebulae, 1864.15

LaNebulosa del Anillo.Crdito: The Hubble Heritage Team (AURA/STScI/NASA).Esto se debe a que en el espectro de las nebulosas planetarias predominan las lneas deemisin, como en losgases, al contrario que en las nebulosas formadas porestrellas, que presentan un espectro continuo. Huggins identific unalnea de Balmerdelhidrgeno(en concreto H, correspondiente al colorcian), aunque tambin aparecan otras lneas mucho ms brillantes, como la correspondiente a 500,7nanmetros,16que los astrnomos no lograban identificar con ningnelemento.1215Para explicar la emisin de estas lneas, se sugiri la existencia de un nuevo elemento denominadonebulio. La verdadera naturaleza de estas lneas no se descubri hasta pasados ms de sesenta aos desde las observaciones de Huggins, con la aparicin de lamecnica cuntica; fueIra Sprague Bowen,1718en1928, quien dedujo que estas lneas eran causadas por tomos deoxgenoynitrgenoionizado, refutando as la teora delnebulio.164Bowen demostr que engasesdedensidadesextremadamente bajas loselectronespueden poblarniveles de energametaestablesexcitados, que en gases de densidades ms elevadas se desexcitaran rpidamente debido a las colisiones existentes entretomos.19Las transiciones de los electrones desde estos niveles a otros de menor energa en los tomos deoxgenoynitrgenoionizado, como O2+, O+o N+, producen la emisin de las lneas que Huggins no supo identificar, incluida la correspondiente a 500,7 nanmetros.18Estas lneas espectrales reciben el nombre delneas prohibidas, y solamente aparecen en gases de muy baja densidad, por lo que se deduce que las nebulosas planetarias estn formadas de gas altamente enrarecido (baja densidad).20Los espectros en la banda de luz visible de las nebulosas planetarias son de hecho tan diferentes de los de otros objetos celestes que se usan para determinar la existencia de una nebulosa planetaria aunque su tamao aparente sea tan pequeo que no permita su identificacin mediantefotometra. En concreto, las lneas del oxgeno doblemente ionizado, O2+, a 500,7 y a 495,9 nanmetros y la lnea de Balmer H, aun cuando estn presentes en espectros de otros objetos comonovasysupernovas, en ningn caso tienen tanta intensidad como en los espectros de las nebulosas planetarias.21Hacia finales delsiglo XX, las mejoras tecnolgicas ayudaron en el estudio y comprensin de las nebulosas plantarias.2Lostelescopios espacialespermitieron a los astrnomos estudiar la luz emitida ms all delespectro visible, la cual no puede ser detectada desde losobservatoriossituados en tierra, ya que slo lasondas de radioy la luz del espectro visible atraviesan la atmsfera sin sufrir perturbaciones. Los estudios realizados en elinfrarrojoy elultravioletarevelan mucha ms informacin de las nebulosas planetarias, como sutemperatura, sudensidado las abundancias de los distintoselementos.2223La tecnologaCCDpermiti medir de una manera mucho ms precisa las lneas espectrales ms dbiles. Eltelescopio espacial Hubblemostr que, aunque muchas nebulosas parecena prioriposeer una estructura muy bsica vistas desde los observatorios terrestres, la gran resolucin ptica de los telescopios situados sobre laatmsfera terrestrerevela morfologas que pueden llegar a ser extremadamente complejas.67Formacin y evolucin[editar]Origen[editar]

Diagrama de Hertzsprung-Russell. Las estrellas estn en lasecuencia principalla mayor parte de su existencia. Finalmente, cuando elhidrgenocomienza a escasear, se convierten engigantes rojas(arriba-derecha). Por ltimo, si la estrella se encuentra entre 1 y 8masas solaresaproximadamente, se convierte enenana blanca(abajo), con un radio muy pequeo, y genera una nebulosa planetaria.Las nebulosas planetarias se forman cuando unaestrellaque posee entre 0,8 y 8masas solares(M) agota su combustible nuclear. Por encima del lmite de 8 Mla estrella explotara originando unasupernova.24Durante la mayor parte de sus vidas las estrellas se encuentran brillando debido a las reacciones defusin nuclearque tienen lugar en el ncleo estelar. Esto permite que la estrella se encuentre enequilibrio hidrosttico, pues la fuerza que lagravedadejerce hacia el centro de la estrella intentando comprimirla es compensada por la suma de las presiones hidrosttica yde radiacin, que actan intentando expandir el sistema.25Las estrellas que cumplen esto estn situadas en la zona desecuencia principalen eldiagrama Hertzsprung-Russell, donde se encuentran la mayor parte de las mismas.Las estrellas de masas medias y bajas, como las que forman nebulosas planetarias, permanecen en la secuencia principal durante varios miles de millones de aos, consumiendohidrgenoy produciendohelioque se va acumulando en su ncleo, el cual no tiene suficiente temperatura para provocar la fusin del helio, quedando ste inerte. Progresivamente se va acumulando helio hasta que la presin de radiacin en el ncleo no es suficiente para compensar la fuerza gravitatoria generada por la masa de la estrella, por lo que aqul se comprime. Esta compresin genera calor que provoca una aceleracin de la fusin del hidrgeno de las capas exteriores, que se expanden.26Como lasuperficiede la misma aumenta, la energa que produce la estrella se difunde sobre un rea ms amplia, resultando en un enfriamiento de latemperatura superficialy por tanto en un enrojecimiento de la estrella. Se dice entonces que la estrella entra en la fase degigante roja.27

Simulacin de la formacin de una nebulosa planetaria.Crdito: NASA, ESA, y J. Gitlin (STScI).El ncleo, compuesto totalmente por helio, contina comprimindose y calentndose en ausencia de reacciones nucleares, hasta se alcanza la temperatura que posibilita la fusin delhelioencarbonoyoxgeno(unos 80-90 millones dekelvin), volviendo de nuevo al equilibrio hidrosttico.28Pronto se formar un ncleo inerte de carbono y oxgeno rodeado por una capa de helio y otra de hidrgeno, ambas en combustin. Este estadio de las gigantes rojas se denominarama asinttica gigante.29Las reacciones de fusin del helio son extremadamente sensibles a la temperatura, siendo su proporcionalidad del orden de T40, en temperaturas relativamente bajas.30La estrella entonces se vuelve muy inestable debido a la influencia que pueden llegar a tener las variaciones de temperatura; un aumento de slo el 2% en la temperatura de la estrella doblara el ritmo al que se producen estas reacciones, liberndose una gran cantidad deenergaque aumentara la temperatura de la estrella, por lo que provocara que la capa de helio en combustin se expandiera para enfriarse rpidamente. Esto da lugar a violentas pulsaciones, que finalmente adquieren la intensidad suficiente como para expulsar por completo laatmsferaestelar al espacio.31Losgaseseyectados forman una nube de material alrededor del ahora expuesto ncleo de la estrella. A medida que la atmsfera se desplaza alejndose de la estrella, se exponen cada vez capas ms profundas y calientes del ncleo. Cuando la superficie expuesta alcanza una temperatura de 35 000K, se emiten suficientesfotonesultravioletascomo paraionizarla atmsfera eyectada, hacindola brillar. La nube se ha convertido en una nebulosa planetaria.32Fase de nebulosa planetaria[editar]

LaNebulosa de la Hlice.Crdito: NASA, ESA, y C.R. O'Dell.Una vez comenzada lafasede nebulosa planetaria, los gases expulsados viajan a velocidades de varios kilmetros por segundo respecto de la estrella central. sta se convierte en elremanente(enana blanca) de la estrellagigante rojaanterior, y est formada porcarbonoyoxgenocon suselectronesdegenerados, con escasohidrgeno, ya que la mayor parte fue expulsado en la fase anterior derama asinttica gigante.A medida que el gas se expande, la estrella central experimenta una evolucin en dos etapas: primero, contrayndose a la par que se calienta, quemndose el hidrgeno de la capa exterior al ncleo. En esta etapa la estrella central mantiene unaluminosidadconstante, alcanzando finalmente temperaturas de en torno a 100.000 K. En segundo lugar, la estrella sufre un proceso de enfriamiento cuando la capa de hidrgeno exterior se ha consumido, perdiendo adems algo de masa. El remanente irradia suenergapero las reacciones defusindejan de producirse, ya que ha perdido mucha masa y la que le queda no es suficiente para alcanzar lastemperaturasnecesarias para desencadenar este tipo de procesos. La estrella se enfra de tal modo que la radiacin ultravioleta irradiada no es lo suficientemente intensa como para ionizar el gas distante.La fase de nebulosa planetaria finaliza cuando la nube de gas se recombina, abandonando elestado de plasmay volvindose invisible. Para una nebulosa planetaria tpica, la duracin de esta fase es de aproximadamente 10.000 aos.4El remanente estelar, unaenana blanca, permanecer sin sufrir apenas cambios en su evolucin, enfrindose muy lentamente.2Caractersticas[editar]Morfologa[editar]

Simulacin de la formacin de unanebulosa planetaria bipolaren unsistema binario.Crdito: STScI.Las nebulosas planetarias presentan formas muy dispares, desde irregulares y de apariencia compleja hasta casi perfectamenteesfricas. Sin embargo, stas ltimas apenas suman el 20% del total.8La mayora de las nebulosas planetarias pueden clasificarse segn su forma enesfricas,elpticas, obipolares(vistas desde laTierra, ya que la forma depende del ngulo con el que se las mire). Sin embargo, en menor medida tambin existen otras formas, comoanulares, cuadrupolares,helicoidales, irregulares, y de otros tipos.33La nebulosa planetariaAbell 39presenta forma esfrica, y laNebulosa Retina(IC 4406) formabipolar. En muchas ocasiones la forma da nombre a la nebulosa, como es el caso de laNebulosa del Anillo, laNebulosa de la Hlice, o laNebulosa de la Hormiga.Las nebulosas planetarias bipolares se encuentran cerca delplano galctico(3 mximo), por lo que fueron creadas por estrellas jvenes muy masivas (tipo espectralA), al contrario que las esfricas, ms alejadas del plano galctico (de 5 a 12), y cuyas estrellas progenitoras eran ms antiguas y menos masivas, similares alSol(tipo espectral G). Las elpticas se encuentran en un intervalo intermedio (tipo espectral B, 3-5). Esto es indicativo de que la masa de la estrella progenitora determina las caractersticas morfolgicas de la nebulosa planetaria, influyendo por lo general en mayor medida que otros factores tales como larotacino elcampo magntico.34Adems, cuanto ms masiva es la estrella ms irregular se torna la nebulosa.35La razn de la amplia variedad de formas no se comprende bien,36aunque podran deberse ainteracciones gravitatoriascausadas por una estrella compaera ensistemas estelares binarios(estrellas dobles). Otra posibilidad radica en que losplanetasperturben el flujo de material expelido por la estrella. En enero de2005se anunci la primera deteccin decampos magnticosalrededor de las estrellas centrales de dos nebulosas planetarias, y se postul que stos podran ser causantes totales o parciales de la forma de la nebulosa.3711 LaNebulosa Espirgrafo, morfologaesferoidal. Se diferencian tres colores, correspondientes anitrgenoionizado,hidrgeno, yoxgenoionizado, de fuera hacia dentro. LaNebulosa de la Hormiga, una de lasnebulosas bipolaresms caractersticas. LaNebulosa de la Calabaza(o Nebulosa del Huevo Podrido). Posee morfologa bipolar y contiene una gran cantidad decompuestos sulfurosos. Nebulosa Saturno, ejemplo de nebulosa irregular.Caractersticas fsicas[editar]

NGC 2392, tambin conocida como la "Nebulosa Esquimal".Crdito: NASA, ESA, Andrew Fruchter (STScI), y ERO team (STScI + ST-ECF).Una nebulosa planetaria tpica tiene aproximadamente un dimetro de unao luz, y est formada por gas altamente enrarecido, con unadensidadde entre 100 y 10.000partculasporcentmetro cbico. En comparacin, laatmsfera terrestrecontiene 2,5 1019partculas por cm3. Las nebulosas ms jvenes poseen densidades ms altas, en ocasiones del orden del milln (106) de partculas por cm3. A medida que la nebulosa envejece, la densidad decrece debido a su expansin en el espacio, la cual sucede a una velocidad que ronda los 25km/s, que equivale a unas 70 veces lavelocidad del sonidoen elaire. Sumasapuede tener un valor de entre 0,1 y 1masa solar.38La radiacin emitida por la estrella central calienta losgaseshasta temperaturas de unos 10.000K.39Por lo general, en las regiones ms cercanas a la estrella este gas puede alcanzar una temperatura mucho mayor, en torno a 16.000-25.000 K.40El volumen existente en las proximidades de la estrella central se encuentra a menudo ocupado por un gas muy caliente, cercano a 1.000.000 K. Este gas se origina en la superficie de la estrella en forma deviento estelarmuy veloz.34Las nebulosas planetarias pueden diferenciarse segn su constituyente limitante, que puede sermateriaoradiacin. En el primer caso, no hay suficiente materia en la nebulosa para absorber todos losfotonesultravioletasemitidos por la estrella, y la nebulosa visible se encuentra completamenteionizada. En el ltimo, la estrella no emite suficientes fotones ultravioletas para ionizar todo el gas circundante, propagndose desde la estrella hacia afuera un frente de ionizacin y dejandoneutraslas regiones ms exteriores, por lo que no se observa todo el gas existente en los alrededores, ya que este gas se encuentra tan fro que emite radiacin en el rangoinfrarrojo).41Contribucin a la evolucin galctica[editar]Las nebulosas planetarias desempean un papel fundamental en la evolucin galctica. Eluniversoprimitivo consista solamente enhidrgenoyhelio, pero con el paso del tiempo lasestrellashan ido creando en su ncleo elementos ms pesados a travs de lafusin nuclear. De este modo, los gases que conforman la nebulosa planetaria contienen una importante proporcin de estos elementos ms pesados que el helio llamados "metales", como elcarbono, elnitrgeno, o eloxgeno, contribuyendo a enriquecer elmedio interestelara medida que la nebulosa planetaria se mezcla con el mismo.5Las generaciones posteriores de estrellas tendrn por tanto una mayormetalicidad, es decir, una mayor concentracin de estos elementos pesados. Aunque su proporcin con respecto al total de la estrella es todava muy pequea, tienen un efecto muy importante en su evolucin. A las estrellas formadas al inicio del universo y que poseen una baja cantidad de estos elementos pesados se las engloba dentro de la llamada Poblacin I de estrellas, mientras que a las estrellas ms jvenes con alta metalicidad se las engloba dentro de la Poblacin II.42Por lo general, las estrellas de la Poblacin I se encuentran esparcidas por eldisco galctico, mientras que las de la Poblacin II estn situadas en elbulbo galcticoy en elhalo.43Distribucin y abundancia[editar]

NGC 2818, una nebulosa planetaria en uncmulo abierto.Crdito: NASA, ESA, y Hubble Heritage Team (STScI/AURA).Se conocen alrededor de 3.000 nebulosas planetarias ennuestra galaxia.44Se trata de un nmero pequeo si se lo compara con el nmero total deestrellas; existe aproximadamente una nebulosa planetaria por cada 60 millones de ellas. Esto es debido a su corto tiempo de vida en comparacin con las estrellas. Se estima que cada ao se generan alrededor de tres nuevas nebulosas planetarias.445Generalmente se encuentran situadas en el plano de laVa Lctea, siendo ms abundantes cerca delcentro galctico.46Regularmente se detectan nebulosas planetarias encmulos globulares, comoMessier 15,Messier 22,NGC 6441, yPalomar 6. Sin embargo, en loscmulos abiertosson mucho menos numerosas, puesto que estos cmulos poseen muchas menos estrellas que los globulares, y como estn poco ligados gravitacionalmente sus miembros se dispersan en cuestin de 100 a 600 millones de aos,47tiempo similar al necesario para que la fase de nebulosa planetaria se lleve a cabo.46Se conocen algunas nebulosas planetarias situadas en cmulos abiertos, como es el caso deNGC 2348yNGC 2818.El estudio de las nebulosas planetarias encmulos abiertospermite determinar con mayor precisin el lmite demasaentre las estrellas progenitoras de lasenanas blancasy lasestrellas de neutrones, situado entre 6-8masas solares.48Cuestiones por resolver[editar]

LaNebulosa de la Araa Roja, una nebulosa bipolar con una estrella central muy caliente.Un problema en el estudio de las nebulosas planetarias es que, en la mayora de los casos, sus distancias estn muy mal determinadas. Solamente para las nebulosas planetarias ms cercanas es posible determinar su distancia mediante la medicin de laparalajede su expansin, esto es, observando su movimiento aparente sobre la bveda celeste. Esta medida revela la expansin en la perpendicular de la lnea de visin, mientras que con las medidas delefecto Dopplerse obtiene la velocidad de expansin en la lnea de visin. Comparando estas velocidades se puede determinar la distancia a la nebulosa.6Otro problema es la diversidad de formas. Generalmente se acepta que las interacciones entre material expandindose a diferentes velocidades es la causa de la mayora de las formas que se observan.10Sin embargo, algunos astrnomos creen que los sistemas estelares binarios podran ser los responsables de, al menos, las nebulosas planetarias ms complejas.9Otras formas complicadas podran deberse a los intensoscampos magnticos.11En cuanto a lametalicidadde las nebulosas planetarias, existen dos maneras diferentes de determinarla mediantelneas espectrales; con lneas de recombinacin y con lneas excitadas por colisin, aunque en ocasiones las discrepancias entre ambos mtodos son bastante significativas. Algunos astrnomos creen que esto se debe a la existencia de pequeas fluctuaciones de temperatura en la nebulosa planetaria; otros apuntan a que las discrepancias son demasiado elevadas como para ser explicadas mediante efectos trmicos, y postulan la existencia de regiones fras que contendran muy poco hidrgeno. Sin embargo, estas regiones todava no han sido observadas.49Nebulosa planetaria

LaNebulosa Ojo de Gato. Imagen en falso color (visible y rayos X) tomada por elTelescopio espacial Hubble.Unanebulosa planetariaes unanebulosa de emisinconsistente en una envoltura brillante en expansin deplasmaygasionizado, expulsada durante la fase derama asinttica giganteque atraviesan las estrellasgigantes rojasen los ltimos momentos de sus vidas.1El nombre se debe a que sus descubridores, en elsiglo XVIII,2observaron que su aparencia era similar a losplanetas gigantesvistos a travs de lostelescopiospticos de la poca, aunque realmente no tienen ninguna relacin con losplanetas.3Se trata de un fenmeno relativamente breve en trminos astronmicos, que dura del orden de las decenas de miles de aos (el tiempo de vida de una estrella comn ronda los diez mil millones de aos).4Al final de la vida de las estrellas que alcanzan la fase degigante roja, las capas exteriores de la estrella son expelidas debido a pulsaciones y a intensosvientos estelares. Tras la expulsin de estas capas, subsiste un pequeo ncleo de la estrella, el cual se encuentra a una grantemperaturay brilla de manera intensa. La radiacinultravioletaemitida por este ncleoionizalas capas externas que la estrella haba expulsado.1Las nebulosas planetarias son objetos de gran importancia enastronoma, debido a que desempean un papel crucial en laevolucin qumica de las galaxias, devolviendo almedio interestelarmetales pesadosy otros productos de lanucleosntesisde las estrellas (comocarbono,nitrgeno,oxgenoycalcio). Engalaxiaslejanas, las nebulosas planetarias son los nicos objetos de los que se puede obtener informacin til acerca de su composicin qumica.5Las imgenes tomadas por eltelescopio espacial Hubblehan revelado que muchas nebulosas planetarias presentan morfologas extremadamente complejas.67Solamente en torno a un quinto de ellas muestran formas ms o menosesfricas.8El mecanismo que produce esta amplia gama de formas no se comprende todava muy bien, aunque se cree que lasestrellas binarias centrales,9los vientos estelares10y loscampos magnticos11podran ejercer un papel importante.ndice[ocultar] 1Observaciones y descubrimientos 2Formacin y evolucin 2.1Origen 2.2Fase de nebulosa planetaria 3Caractersticas 3.1Morfologa 3.2Caractersticas fsicas 3.3Contribucin a la evolucin galctica 4Distribucin y abundancia 5Cuestiones por resolver 6Vase tambin 7Referencias 8Bibliografa utilizada 9Bibliografa adicional 10Enlaces externos 10.1En espaol 10.2En inglsObservaciones y descubrimientos[editar]

LaNebulosa Dumbbell.Crdito: NASA y L. Barranger (STScI/AVL).Por lo general, las nebulosas planetarias son objetos tenues que no pueden ser observados asimple vista. La primera nebulosa planetaria en ser descubierta fue laNebulosa Dumbbell, en la constelacin deVulpecula, que fue observada el12 de juliode1764porCharles Messier, e incluida en sucatlogode nebulosas como M27.12El nombre le fue dado posteriormente porJohn Herscheldebido a su parecido con unamancuerna(eninglsdumb-bell).13Para los primeros observadores contelescopiosde bajaresolucin, la apariencia de estas nebulosas era similar a los planetas gigantes delSistema Solar. El primero en percatarse de ello fueAntoine Darquier, descubridor de laNebulosa del Anilloen1779.14Sin embargo, fueWilliam Herschel, descubridor deUranounos aos antes, quien en1784acu finalmente el nombre de "nebulosa planetaria" para denominar a estos objetos,12aunque realmente son muy diferentes a losplanetasy no poseen ninguna relacin.La naturaleza de las nebulosas planetarias permaneci desconocida hasta que se realizaron las primeras observacionesespectroscpicas. El29 de agostode1864,William Hugginstom el primerespectrode una nebulosa planetaria,12laNebulosa Ojo de gato, mediante la utilizacin de unprismaque dispersaba su luz.14Al analizar su espectro, Huggins esperaba encontrarse con unespectro de emisincontinuo, como ya haba observado anteriormente en otras nebulosas como laGalaxia de Andrmeda. Sin embargo, lo que observ fue un pequeo nmero delneas de emisin. En palabras del propio Huggins:...Mir en el espectroscopio. El espectro no era como esperaba! Slo una nica lnea brillante! Al principio sospech que se trataba de un desplazamiento del prisma... entonces se me ocurri la verdadera interpretacin. La luz de la nebulosa era monocromtica... el enigma de las nebulosas estaba resuelto. La respuesta, que nos haba llegado en la luz misma, deca: no hay una agrupacin de estrellas, sino gas luminoso.William Huggins,On the Spectra of Some of the Nebulae, 1864.15

LaNebulosa del Anillo.Crdito: The Hubble Heritage Team (AURA/STScI/NASA).Esto se debe a que en el espectro de las nebulosas planetarias predominan las lneas deemisin, como en losgases, al contrario que en las nebulosas formadas porestrellas, que presentan un espectro continuo. Huggins identific unalnea de Balmerdelhidrgeno(en concreto H, correspondiente al colorcian), aunque tambin aparecan otras lneas mucho ms brillantes, como la correspondiente a 500,7nanmetros,16que los astrnomos no lograban identificar con ningnelemento.1215Para explicar la emisin de estas lneas, se sugiri la existencia de un nuevo elemento denominadonebulio. La verdadera naturaleza de estas lneas no se descubri hasta pasados ms de sesenta aos desde las observaciones de Huggins, con la aparicin de lamecnica cuntica; fueIra Sprague Bowen,1718en1928, quien dedujo que estas lneas eran causadas por tomos deoxgenoynitrgenoionizado, refutando as la teora delnebulio.164Bowen demostr que engasesdedensidadesextremadamente bajas loselectronespueden poblarniveles de energametaestablesexcitados, que en gases de densidades ms elevadas se desexcitaran rpidamente debido a las colisiones existentes entretomos.19Las transiciones de los electrones desde estos niveles a otros de menor energa en los tomos deoxgenoynitrgenoionizado, como O2+, O+o N+, producen la emisin de las lneas que Huggins no supo identificar, incluida la correspondiente a 500,7 nanmetros.18Estas lneas espectrales reciben el nombre delneas prohibidas, y solamente aparecen en gases de muy baja densidad, por lo que se deduce que las nebulosas planetarias estn formadas de gas altamente enrarecido (baja densidad).20Los espectros en la banda de luz visible de las nebulosas planetarias son de hecho tan diferentes de los de otros objetos celestes que se usan para determinar la existencia de una nebulosa planetaria aunque su tamao aparente sea tan pequeo que no permita su identificacin mediantefotometra. En concreto, las lneas del oxgeno doblemente ionizado, O2+, a 500,7 y a 495,9 nanmetros y la lnea de Balmer H, aun cuando estn presentes en espectros de otros objetos comonovasysupernovas, en ningn caso tienen tanta intensidad como en los espectros de las nebulosas planetarias.21Hacia finales delsiglo XX, las mejoras tecnolgicas ayudaron en el estudio y comprensin de las nebulosas plantarias.2Lostelescopios espacialespermitieron a los astrnomos estudiar la luz emitida ms all delespectro visible, la cual no puede ser detectada desde losobservatoriossituados en tierra, ya que slo lasondas de radioy la luz del espectro visible atraviesan la atmsfera sin sufrir perturbaciones. Los estudios realizados en elinfrarrojoy elultravioletarevelan mucha ms informacin de las nebulosas planetarias, como sutemperatura, sudensidado las abundancias de los distintoselementos.2223La tecnologaCCDpermiti medir de una manera mucho ms precisa las lneas espectrales ms dbiles. Eltelescopio espacial Hubblemostr que, aunque muchas nebulosas parecena prioriposeer una estructura muy bsica vistas desde los observatorios terrestres, la gran resolucin ptica de los telescopios situados sobre laatmsfera terrestrerevela morfologas que pueden llegar a ser extremadamente complejas.67Formacin y evolucin[editar]Origen[editar]

Diagrama de Hertzsprung-Russell. Las estrellas estn en lasecuencia principalla mayor parte de su existencia. Finalmente, cuando elhidrgenocomienza a escasear, se convierten engigantes rojas(arriba-derecha). Por ltimo, si la estrella se encuentra entre 1 y 8masas solaresaproximadamente, se convierte enenana blanca(abajo), con un radio muy pequeo, y genera una nebulosa planetaria.Las nebulosas planetarias se forman cuando unaestrellaque posee entre 0,8 y 8masas solares(M) agota su combustible nuclear. Por encima del lmite de 8 Mla estrella explotara originando unasupernova.24Durante la mayor parte de sus vidas las estrellas se encuentran brillando debido a las reacciones defusin nuclearque tienen lugar en el ncleo estelar. Esto permite que la estrella se encuentre enequilibrio hidrosttico, pues la fuerza que lagravedadejerce hacia el centro de la estrella intentando comprimirla es compensada por la suma de las presiones hidrosttica yde radiacin, que actan intentando expandir el sistema.25Las estrellas que cumplen esto estn situadas en la zona desecuencia principalen eldiagrama Hertzsprung-Russell, donde se encuentran la mayor parte de las mismas.Las estrellas de masas medias y bajas, como las que forman nebulosas planetarias, permanecen en la secuencia principal durante varios miles de millones de aos, consumiendohidrgenoy produciendohelioque se va acumulando en su ncleo, el cual no tiene suficiente temperatura para provocar la fusin del helio, quedando ste inerte. Progresivamente se va acumulando helio hasta que la presin de radiacin en el ncleo no es suficiente para compensar la fuerza gravitatoria generada por la masa de la estrella, por lo que aqul se comprime. Esta compresin genera calor que provoca una aceleracin de la fusin del hidrgeno de las capas exteriores, que se expanden.26Como lasuperficiede la misma aumenta, la energa que produce la estrella se difunde sobre un rea ms amplia, resultando en un enfriamiento de latemperatura superficialy por tanto en un enrojecimiento de la estrella. Se dice entonces que la estrella entra en la fase degigante roja.27

Simulacin de la formacin de una nebulosa planetaria.Crdito: NASA, ESA, y J. Gitlin (STScI).El ncleo, compuesto totalmente por helio, contina comprimindose y calentndose en ausencia de reacciones nucleares, hasta se alcanza la temperatura que posibilita la fusin delhelioencarbonoyoxgeno(unos 80-90 millones dekelvin), volviendo de nuevo al equilibrio hidrosttico.28Pronto se formar un ncleo inerte de carbono y oxgeno rodeado por una capa de helio y otra de hidrgeno, ambas en combustin. Este estadio de las gigantes rojas se denominarama asinttica gigante.29Las reacciones de fusin del helio son extremadamente sensibles a la temperatura, siendo su proporcionalidad del orden de T40, en temperaturas relativamente bajas.30La estrella entonces se vuelve muy inestable debido a la influencia que pueden llegar a tener las variaciones de temperatura; un aumento de slo el 2% en la temperatura de la estrella doblara el ritmo al que se producen estas reacciones, liberndose una gran cantidad deenergaque aumentara la temperatura de la estrella, por lo que provocara que la capa de helio en combustin se expandiera para enfriarse rpidamente. Esto da lugar a violentas pulsaciones, que finalmente adquieren la intensidad suficiente como para expulsar por completo laatmsferaestelar al espacio.31Losgaseseyectados forman una nube de material alrededor del ahora expuesto ncleo de la estrella. A medida que la atmsfera se desplaza alejndose de la estrella, se exponen cada vez capas ms profundas y calientes del ncleo. Cuando la superficie expuesta alcanza una temperatura de 35 000K, se emiten suficientesfotonesultravioletascomo paraionizarla atmsfera eyectada, hacindola brillar. La nube se ha convertido en una nebulosa planetaria.32Fase de nebulosa planetaria[editar]

LaNebulosa de la Hlice.Crdito: NASA, ESA, y C.R. O'Dell.Una vez comenzada lafasede nebulosa planetaria, los gases expulsados viajan a velocidades de varios kilmetros por segundo respecto de la estrella central. sta se convierte en elremanente(enana blanca) de la estrellagigante rojaanterior, y est formada porcarbonoyoxgenocon suselectronesdegenerados, con escasohidrgeno, ya que la mayor parte fue expulsado en la fase anterior derama asinttica gigante.A medida que el gas se expande, la estrella central experimenta una evolucin en dos etapas: primero, contrayndose a la par que se calienta, quemndose el hidrgeno de la capa exterior al ncleo. En esta etapa la estrella central mantiene unaluminosidadconstante, alcanzando finalmente temperaturas de en torno a 100.000 K. En segundo lugar, la estrella sufre un proceso de enfriamiento cuando la capa de hidrgeno exterior se ha consumido, perdiendo adems algo de masa. El remanente irradia suenergapero las reacciones defusindejan de producirse, ya que ha perdido mucha masa y la que le queda no es suficiente para alcanzar lastemperaturasnecesarias para desencadenar este tipo de procesos. La estrella se enfra de tal modo que la radiacin ultravioleta irradiada no es lo suficientemente intensa como para ionizar el gas distante.La fase de nebulosa planetaria finaliza cuando la nube de gas se recombina, abandonando elestado de plasmay volvindose invisible. Para una nebulosa planetaria tpica, la duracin de esta fase es de aproximadamente 10.000 aos.4El remanente estelar, unaenana blanca, permanecer sin sufrir apenas cambios en su evolucin, enfrindose muy lentamente.2Caractersticas[editar]Morfologa[editar]

Simulacin de la formacin de unanebulosa planetaria bipolaren unsistema binario.Crdito: STScI.Las nebulosas planetarias presentan formas muy dispares, desde irregulares y de apariencia compleja hasta casi perfectamenteesfricas. Sin embargo, stas ltimas apenas suman el 20% del total.8La mayora de las nebulosas planetarias pueden clasificarse segn su forma enesfricas,elpticas, obipolares(vistas desde laTierra, ya que la forma depende del ngulo con el que se las mire). Sin embargo, en menor medida tambin existen otras formas, comoanulares, cuadrupolares,helicoidales, irregulares, y de otros tipos.33La nebulosa planetariaAbell 39presenta forma esfrica, y laNebulosa Retina(IC 4406) formabipolar. En muchas ocasiones la forma da nombre a la nebulosa, como es el caso de laNebulosa del Anillo, laNebulosa de la Hlice, o laNebulosa de la Hormiga.Las nebulosas planetarias bipolares se encuentran cerca delplano galctico(3 mximo), por lo que fueron creadas por estrellas jvenes muy masivas (tipo espectralA), al contrario que las esfricas, ms alejadas del plano galctico (de 5 a 12), y cuyas estrellas progenitoras eran ms antiguas y menos masivas, similares alSol(tipo espectral G). Las elpticas se encuentran en un intervalo intermedio (tipo espectral B, 3-5). Esto es indicativo de que la masa de la estrella progenitora determina las caractersticas morfolgicas de la nebulosa planetaria, influyendo por lo general en mayor medida que otros factores tales como larotacino elcampo magntico.34Adems, cuanto ms masiva es la estrella ms irregular se torna la nebulosa.35La razn de la amplia variedad de formas no se comprende bien,36aunque podran deberse ainteracciones gravitatoriascausadas por una estrella compaera ensistemas estelares binarios(estrellas dobles). Otra posibilidad radica en que losplanetasperturben el flujo de material expelido por la estrella. En enero de2005se anunci la primera deteccin decampos magnticosalrededor de las estrellas centrales de dos nebulosas planetarias, y se postul que stos podran ser causantes totales o parciales de la forma de la nebulosa.3711 LaNebulosa Espirgrafo, morfologaesferoidal. Se diferencian tres colores, correspondientes anitrgenoionizado,hidrgeno, yoxgenoionizado, de fuera hacia dentro. LaNebulosa de la Hormiga, una de lasnebulosas bipolaresms caractersticas. LaNebulosa de la Calabaza(o Nebulosa del Huevo Podrido). Posee morfologa bipolar y contiene una gran cantidad decompuestos sulfurosos. Nebulosa Saturno, ejemplo de nebulosa irregular.Caractersticas fsicas[editar]

NGC 2392, tambin conocida como la "Nebulosa Esquimal".Crdito: NASA, ESA, Andrew Fruchter (STScI), y ERO team (STScI + ST-ECF).Una nebulosa planetaria tpica tiene aproximadamente un dimetro de unao luz, y est formada por gas altamente enrarecido, con unadensidadde entre 100 y 10.000partculasporcentmetro cbico. En comparacin, laatmsfera terrestrecontiene 2,5 1019partculas por cm3. Las nebulosas ms jvenes poseen densidades ms altas, en ocasiones del orden del milln (106) de partculas por cm3. A medida que la nebulosa envejece, la densidad decrece debido a su expansin en el espacio, la cual sucede a una velocidad que ronda los 25km/s, que equivale a unas 70 veces lavelocidad del sonidoen elaire. Sumasapuede tener un valor de entre 0,1 y 1masa solar.38La radiacin emitida por la estrella central calienta losgaseshasta temperaturas de unos 10.000K.39Por lo general, en las regiones ms cercanas a la estrella este gas puede alcanzar una temperatura mucho mayor, en torno a 16.000-25.000 K.40El volumen existente en las proximidades de la estrella central se encuentra a menudo ocupado por un gas muy caliente, cercano a 1.000.000 K. Este gas se origina en la superficie de la estrella en forma deviento estelarmuy veloz.34Las nebulosas planetarias pueden diferenciarse segn su constituyente limitante, que puede sermateriaoradiacin. En el primer caso, no hay suficiente materia en la nebulosa para absorber todos losfotonesultravioletasemitidos por la estrella, y la nebulosa visible se encuentra completamenteionizada. En el ltimo, la estrella no emite suficientes fotones ultravioletas para ionizar todo el gas circundante, propagndose desde la estrella hacia afuera un frente de ionizacin y dejandoneutraslas regiones ms exteriores, por lo que no se observa todo el gas existente en los alrededores, ya que este gas se encuentra tan fro que emite radiacin en el rangoinfrarrojo).41Contribucin a la evolucin galctica[editar]Las nebulosas planetarias desempean un papel fundamental en la evolucin galctica. Eluniversoprimitivo consista solamente enhidrgenoyhelio, pero con el paso del tiempo lasestrellashan ido creando en su ncleo elementos ms pesados a travs de lafusin nuclear. De este modo, los gases que conforman la nebulosa planetaria contienen una importante proporcin de estos elementos ms pesados que el helio llamados "metales", como elcarbono, elnitrgeno, o eloxgeno, contribuyendo a enriquecer elmedio interestelara medida que la nebulosa planetaria se mezcla con el mismo.5Las generaciones posteriores de estrellas tendrn por tanto una mayormetalicidad, es decir, una mayor concentracin de estos elementos pesados. Aunque su proporcin con respecto al total de la estrella es todava muy pequea, tienen un efecto muy importante en su evolucin. A las estrellas formadas al inicio del universo y que poseen una baja cantidad de estos elementos pesados se las engloba dentro de la llamada Poblacin I de estrellas, mientras que a las estrellas ms jvenes con alta metalicidad se las engloba dentro de la Poblacin II.42Por lo general, las estrellas de la Poblacin I se encuentran esparcidas por eldisco galctico, mientras que las de la Poblacin II estn situadas en elbulbo galcticoy en elhalo.43Distribucin y abundancia[editar]

NGC 2818, una nebulosa planetaria en uncmulo abierto.Crdito: NASA, ESA, y Hubble Heritage Team (STScI/AURA).Se conocen alrededor de 3.000 nebulosas planetarias ennuestra galaxia.44Se trata de un nmero pequeo si se lo compara con el nmero total deestrellas; existe aproximadamente una nebulosa planetaria por cada 60 millones de ellas. Esto es debido a su corto tiempo de vida en comparacin con las estrellas. Se estima que cada ao se generan alrededor de tres nuevas nebulosas planetarias.445Generalmente se encuentran situadas en el plano de laVa Lctea, siendo ms abundantes cerca delcentro galctico.46Regularmente se detectan nebulosas planetarias encmulos globulares, comoMessier 15,Messier 22,NGC 6441, yPalomar 6. Sin embargo, en loscmulos abiertosson mucho menos numerosas, puesto que estos cmulos poseen muchas menos estrellas que los globulares, y como estn poco ligados gravitacionalmente sus miembros se dispersan en cuestin de 100 a 600 millones de aos,47tiempo similar al necesario para que la fase de nebulosa planetaria se lleve a cabo.46Se conocen algunas nebulosas planetarias situadas en cmulos abiertos, como es el caso deNGC 2348yNGC 2818.El estudio de las nebulosas planetarias encmulos abiertospermite determinar con mayor precisin el lmite demasaentre las estrellas progenitoras de lasenanas blancasy lasestrellas de neutrones, situado entre 6-8masas solares.48Cuestiones por resolver[editar]

LaNebulosa de la Araa Roja, una nebulosa bipolar con una estrella central muy caliente.Un problema en el estudio de las nebulosas planetarias es que, en la mayora de los casos, sus distancias estn muy mal determinadas. Solamente para las nebulosas planetarias ms cercanas es posible determinar su distancia mediante la medicin de laparalajede su expansin, esto es, observando su movimiento aparente sobre la bveda celeste. Esta medida revela la expansin en la perpendicular de la lnea de visin, mientras que con las medidas delefecto Dopplerse obtiene la velocidad de expansin en la lnea de visin. Comparando estas velocidades se puede determinar la distancia a la nebulosa.6Otro problema es la diversidad de formas. Generalmente se acepta que las interacciones entre material expandindose a diferentes velocidades es la causa de la mayora de las formas que se observan.10Sin embargo, algunos astrnomos creen que los sistemas estelares binarios podran ser los responsables de, al menos, las nebulosas planetarias ms complejas.9Otras formas complicadas podran deberse a los intensoscampos magnticos.11En cuanto a lametalicidadde las nebulosas planetarias, existen dos maneras diferentes de determinarla mediantelneas espectrales; con lneas de recombinacin y con lneas excitadas por colisin, aunque en ocasiones las discrepancias entre ambos mtodos son bastante significativas. Algunos astrnomos creen que esto se debe a la existencia de pequeas fluctuaciones de temperatura en la nebulosa planetaria; otros apuntan a que las discrepancias son demasiado elevadas como para ser explicadas mediante efectos trmicos, y postulan la existencia de regiones fras que contendran muy poco hidrgeno. Sin embargo, estas regiones todava no han sido observadas.49Nebulosa planetaria

LaNebulosa Ojo de Gato. Imagen en falso color (visible y rayos X) tomada por elTelescopio espacial Hubble.Unanebulosa planetariaes unanebulosa de emisinconsistente en una envoltura brillante en expansin deplasmaygasionizado, expulsada durante la fase derama asinttica giganteque atraviesan las estrellasgigantes rojasen los ltimos momentos de sus vidas.1El nombre se debe a que sus descubridores, en elsiglo XVIII,2observaron que su aparencia era similar a losplanetas gigantesvistos a travs de lostelescopiospticos de la poca, aunque realmente no tienen ninguna relacin con losplanetas.3Se trata de un fenmeno relativamente breve en trminos astronmicos, que dura del orden de las decenas de miles de aos (el tiempo de vida de una estrella comn ronda los diez mil millones de aos).4Al final de la vida de las estrellas que alcanzan la fase degigante roja, las capas exteriores de la estrella son expelidas debido a pulsaciones y a intensosvientos estelares. Tras la expulsin de estas capas, subsiste un pequeo ncleo de la estrella, el cual se encuentra a una grantemperaturay brilla de manera intensa. La radiacinultravioletaemitida por este ncleoionizalas capas externas que la estrella haba expulsado.1Las nebulosas planetarias son objetos de gran importancia enastronoma, debido a que desempean un papel crucial en laevolucin qumica de las galaxias, devolviendo almedio interestelarmetales pesadosy otros productos de lanucleosntesisde las estrellas (comocarbono,nitrgeno,oxgenoycalcio). Engalaxiaslejanas, las nebulosas planetarias son los nicos objetos de los que se puede obtener informacin til acerca de su composicin qumica.5Las imgenes tomadas por eltelescopio espacial Hubblehan revelado que muchas nebulosas planetarias presentan morfologas extremadamente complejas.67Solamente en torno a un quinto de ellas muestran formas ms o menosesfricas.8El mecanismo que produce esta amplia gama de formas no se comprende todava muy bien, aunque se cree que lasestrellas binarias centrales,9los vientos estelares10y loscampos magnticos11podran ejercer un papel importante.ndice[ocultar] 1Observaciones y descubrimientos 2Formacin y evolucin 2.1Origen 2.2Fase de nebulosa planetaria 3Caractersticas 3.1Morfologa 3.2Caractersticas fsicas 3.3Contribucin a la evolucin galctica 4Distribucin y abundancia 5Cuestiones por resolver 6Vase tambin 7Referencias 8Bibliografa utilizada 9Bibliografa adicional 10Enlaces externos 10.1En espaol 10.2En inglsObservaciones y descubrimientos[editar]

LaNebulosa Dumbbell.Crdito: NASA y L. Barranger (STScI/AVL).Por lo general, las nebulosas planetarias son objetos tenues que no pueden ser observados asimple vista. La primera nebulosa planetaria en ser descubierta fue laNebulosa Dumbbell, en la constelacin deVulpecula, que fue observada el12 de juliode1764porCharles Messier, e incluida en sucatlogode nebulosas como M27.12El nombre le fue dado posteriormente porJohn Herscheldebido a su parecido con unamancuerna(eninglsdumb-bell).13Para los primeros observadores contelescopiosde bajaresolucin, la apariencia de estas nebulosas era similar a los planetas gigantes delSistema Solar. El primero en percatarse de ello fueAntoine Darquier, descubridor de laNebulosa del Anilloen1779.14Sin embargo, fueWilliam Herschel, descubridor deUranounos aos antes, quien en1784acu finalmente el nombre de "nebulosa planetaria" para denominar a estos objetos,12aunque realmente son muy diferentes a losplanetasy no poseen ninguna relacin.La naturaleza de las nebulosas planetarias permaneci desconocida hasta que se realizaron las primeras observacionesespectroscpicas. El29 de agostode1864,William Hugginstom el primerespectrode una nebulosa planetaria,12laNebulosa Ojo de gato, mediante la utilizacin de unprismaque dispersaba su luz.14Al analizar su espectro, Huggins esperaba encontrarse con unespectro de emisincontinuo, como ya haba observado anteriormente en otras nebulosas como laGalaxia de Andrmeda. Sin embargo, lo que observ fue un pequeo nmero delneas de emisin. En palabras del propio Huggins:...Mir en el espectroscopio. El espectro no era como esperaba! Slo una nica lnea brillante! Al principio sospech que se trataba de un desplazamiento del prisma... entonces se me ocurri la verdadera interpretacin. La luz de la nebulosa era monocromtica... el enigma de las nebulosas estaba resuelto. La respuesta, que nos haba llegado en la luz misma, deca: no hay una agrupacin de estrellas, sino gas luminoso.William Huggins,On the Spectra of Some of the Nebulae, 1864.15

LaNebulosa del Anillo.Crdito: The Hubble Heritage Team (AURA/STScI/NASA).Esto se debe a que en el espectro de las nebulosas planetarias predominan las lneas deemisin, como en losgases, al contrario que en las nebulosas formadas porestrellas, que presentan un espectro continuo. Huggins identific unalnea de Balmerdelhidrgeno(en concreto H, correspondiente al colorcian), aunque tambin aparecan otras lneas mucho ms brillantes, como la correspondiente a 500,7nanmetros,16que los astrnomos no lograban identificar con ningnelemento.1215Para explicar la emisin de estas lneas, se sugiri la existencia de un nuevo elemento denominadonebulio. La verdadera naturaleza de estas lneas no se descubri hasta pasados ms de sesenta aos desde las observaciones de Huggins, con la aparicin de lamecnica cuntica; fueIra Sprague Bowen,1718en1928, quien dedujo que estas lneas eran causadas por tomos deoxgenoynitrgenoionizado, refutando as la teora delnebulio.164Bowen demostr que engasesdedensidadesextremadamente bajas loselectronespueden poblarniveles de energametaestablesexcitados, que en gases de densidades ms elevadas se desexcitaran rpidamente debido a las colisiones existentes entretomos.19Las transiciones de los electrones desde estos niveles a otros de menor energa en los tomos deoxgenoynitrgenoionizado, como O2+, O+o N+, producen la emisin de las lneas que Huggins no supo identificar, incluida la correspondiente a 500,7 nanmetros.18Estas lneas espectrales reciben el nombre delneas prohibidas, y solamente aparecen en gases de muy baja densidad, por lo que se deduce que las nebulosas planetarias estn formadas de gas altamente enrarecido (baja densidad).20Los espectros en la banda de luz visible de las nebulosas planetarias son de hecho tan diferentes de los de otros objetos celestes que se usan para determinar la existencia de una nebulosa planetaria aunque su tamao aparente sea tan pequeo que no permita su identificacin mediantefotometra. En concreto, las lneas del oxgeno doblemente ionizado, O2+, a 500,7 y a 495,9 nanmetros y la lnea de Balmer H, aun cuando estn presentes en espectros de otros objetos comonovasysupernovas, en ningn caso tienen tanta intensidad como en los espectros de las nebulosas planetarias.21Hacia finales delsiglo XX, las mejoras tecnolgicas ayudaron en el estudio y comprensin de las nebulosas plantarias.2Lostelescopios espacialespermitieron a los astrnomos estudiar la luz emitida ms all delespectro visible, la cual no puede ser detectada desde losobservatoriossituados en tierra, ya que slo lasondas de radioy la luz del espectro visible atraviesan la atmsfera sin sufrir perturbaciones. Los estudios realizados en elinfrarrojoy elultravioletarevelan mucha ms informacin de las nebulosas planetarias, como sutemperatura, sudensidado las abundancias de los distintoselementos.2223La tecnologaCCDpermiti medir de una manera mucho ms precisa las lneas espectrales ms dbiles. Eltelescopio espacial Hubblemostr que, aunque muchas nebulosas parecena prioriposeer una estructura muy bsica vistas desde los observatorios terrestres, la gran resolucin ptica de los telescopios situados sobre laatmsfera terrestrerevela morfologas que pueden llegar a ser extremadamente complejas.67Formacin y evolucin[editar]Origen[editar]

Diagrama de Hertzsprung-Russell. Las estrellas estn en lasecuencia principalla mayor parte de su existencia. Finalmente, cuando elhidrgenocomienza a escasear, se convierten engigantes rojas(arriba-derecha). Por ltimo, si la estrella se encuentra entre 1 y 8masas solaresaproximadamente, se convierte enenana blanca(abajo), con un radio muy pequeo, y genera una nebulosa planetaria.Las nebulosas planetarias se forman cuando unaestrellaque posee entre 0,8 y 8masas solares(M) agota su combustible nuclear. Por encima del lmite de 8 Mla estrella explotara originando unasupernova.24Durante la mayor parte de sus vidas las estrellas se encuentran brillando debido a las reacciones defusin nuclearque tienen lugar en el ncleo estelar. Esto permite que la estrella se encuentre enequilibrio hidrosttico, pues la fuerza que lagravedadejerce hacia el centro de la estrella intentando comprimirla es compensada por la suma de las presiones hidrosttica yde radiacin, que actan intentando expandir el sistema.25Las estrellas que cumplen esto estn situadas en la zona desecuencia principalen eldiagrama Hertzsprung-Russell, donde se encuentran la mayor parte de las mismas.Las estrellas de masas medias y bajas, como las que forman nebulosas planetarias, permanecen en la secuencia principal durante varios miles de millones de aos, consumiendohidrgenoy produciendohelioque se va acumulando en su ncleo, el cual no tiene suficiente temperatura para provocar la fusin del helio, quedando ste inerte. Progresivamente se va acumulando helio hasta que la presin de radiacin en el ncleo no es suficiente para compensar la fuerza gravitatoria generada por la masa de la estrella, por lo que aqul se comprime. Esta compresin genera calor que provoca una aceleracin de la fusin del hidrgeno de las capas exteriores, que se expanden.26Como lasuperficiede la misma aumenta, la energa que produce la estrella se difunde sobre un rea ms amplia, resultando en un enfriamiento de latemperatura superficialy por tanto en un enrojecimiento de la estrella. Se dice entonces que la estrella entra en la fase degigante roja.27

Simulacin de la formacin de una nebulosa planetaria.Crdito: NASA, ESA, y J. Gitlin (STScI).El ncleo, compuesto totalmente por helio, contina comprimindose y calentndose en ausencia de reacciones nucleares, hasta se alcanza la temperatura que posibilita la fusin delhelioencarbonoyoxgeno(unos 80-90 millones dekelvin), volviendo de nuevo al equilibrio hidrosttico.28Pronto se formar un ncleo inerte de carbono y oxgeno rodeado por una capa de helio y otra de hidrgeno, ambas en combustin. Este estadio de las gigantes rojas se denominarama asinttica gigante.29Las reacciones de fusin del helio son extremadamente sensibles a la temperatura, siendo su proporcionalidad del orden de T40, en temperaturas relativamente bajas.30La estrella entonces se vuelve muy inestable debido a la influencia que pueden llegar a tener las variaciones de temperatura; un aumento de slo el 2% en la temperatura de la estrella doblara el ritmo al que se producen estas reacciones, liberndose una gran cantidad deenergaque aumentara la temperatura de la estrella, por lo que provocara que la capa de helio en combustin se expandiera para enfriarse rpidamente. Esto da lugar a violentas pulsaciones, que finalmente adquieren la intensidad suficiente como para expulsar por completo laatmsferaestelar al espacio.31Losgaseseyectados forman una nube de material alrededor del ahora expuesto ncleo de la estrella. A medida que la atmsfera se desplaza alejndose de la estrella, se exponen cada vez capas ms profundas y calientes del ncleo. Cuando la superficie expuesta alcanza una temperatura de 35 000K, se emiten suficientesfotonesultravioletascomo paraionizarla atmsfera eyectada, hacindola brillar. La nube se ha convertido en una nebulosa planetaria.32Fase de nebulosa planetaria[editar]

LaNebulosa de la Hlice.Crdito: NASA, ESA, y C.R. O'Dell.Una vez comenzada lafasede nebulosa planetaria, los gases expulsados viajan a velocidades de varios kilmetros por segundo respecto de la estrella central. sta se convierte en elremanente(enana blanca) de la estrellagigante rojaanterior, y est formada porcarbonoyoxgenocon suselectronesdegenerados, con escasohidrgeno, ya que la mayor parte fue expulsado en la fase anterior derama asinttica gigante.A medida que el gas se expande, la estrella central experimenta una evolucin en dos etapas: primero, contrayndose a la par que se calienta, quemndose el hidrgeno de la capa exterior al ncleo. En esta etapa la estrella central mantiene unaluminosidadconstante, alcanzando finalmente temperaturas de en torno a 100.000 K. En segundo lugar, la estrella sufre un proceso de enfriamiento cuando la capa de hidrgeno exterior se ha consumido, perdiendo adems algo de masa. El remanente irradia suenergapero las reacciones defusindejan de producirse, ya que ha perdido mucha masa y la que le queda no es suficiente para alcanzar lastemperaturasnecesarias para desencadenar este tipo de procesos. La estrella se enfra de tal modo que la radiacin ultravioleta irradiada no es lo suficientemente intensa como para ionizar el gas distante.La fase de nebulosa planetaria finaliza cuando la nube de gas se recombina, abandonando elestado de plasmay volvindose invisible. Para una nebulosa planetaria tpica, la duracin de esta fase es de aproximadamente 10.000 aos.4El remanente estelar, unaenana blanca, permanecer sin sufrir apenas cambios en su evolucin, enfrindose muy lentamente.2Caractersticas[editar]Morfologa[editar]

Simulacin de la formacin de unanebulosa planetaria bipolaren unsistema binario.Crdito: STScI.Las nebulosas planetarias presentan formas muy dispares, desde irregulares y de apariencia compleja hasta casi perfectamenteesfricas. Sin embargo, stas ltimas apenas suman el 20% del total.8La mayora de las nebulosas planetarias pueden clasificarse segn su forma enesfricas,elpticas, obipolares(vistas desde laTierra, ya que la forma depende del ngulo con el que se las mire). Sin embargo, en menor medida tambin existen otras formas, comoanulares, cuadrupolares,helicoidales, irregulares, y de otros tipos.33La nebulosa planetariaAbell 39presenta forma esfrica, y laNebulosa Retina(IC 4406) formabipolar. En muchas ocasiones la forma da nombre a la nebulosa, como es el caso de laNebulosa del Anillo, laNebulosa de la Hlice, o laNebulosa de la Hormiga.Las nebulosas planetarias bipolares se encuentran cerca delplano galctico(3 mximo), por lo que fueron creadas por estrellas jvenes muy masivas (tipo espectralA), al contrario que las esfricas, ms alejadas del plano galctico (de 5 a 12), y cuyas estrellas progenitoras eran ms antiguas y menos masivas, similares alSol(tipo espectral G). Las elpticas se encuentran en un intervalo intermedio (tipo espectral B, 3-5). Esto es indicativo de que la masa de la estrella progenitora determina las caractersticas morfolgicas de la nebulosa planetaria, influyendo por lo general en mayor medida que otros factores tales como larotacino elcampo magntico.34Adems, cuanto ms masiva es la estrella ms irregular se torna la nebulosa.35La razn de la amplia variedad de formas no se comprende bien,36aunque podran deberse ainteracciones gravitatoriascausadas por una estrella compaera ensistemas estelares binarios(estrellas dobles). Otra posibilidad radica en que losplanetasperturben el flujo de material expelido por la estrella. En enero de2005se anunci la primera deteccin decampos magnticosalrededor de las estrellas centrales de dos nebulosas planetarias, y se postul que stos podran ser causantes totales o parciales de la forma de la nebulosa.3711 LaNebulosa Espirgrafo, morfologaesferoidal. Se diferencian tres colores, correspondientes anitrgenoionizado,hidrgeno, yoxgenoionizado, de fuera hacia dentro. LaNebulosa de la Hormiga, una de lasnebulosas bipolaresms caractersticas. LaNebulosa de la Calabaza(o Nebulosa del Huevo Podrido). Posee morfologa bipolar y contiene una gran cantidad decompuestos sulfurosos. Nebulosa Saturno, ejemplo de nebulosa irregular.Caractersticas fsicas[editar]

NGC 2392, tambin conocida como la "Nebulosa Esquimal".Crdito: NASA, ESA, Andrew Fruchter (STScI), y ERO team (STScI + ST-ECF).Una nebulosa planetaria tpica tiene aproximadamente un dimetro de unao luz, y est formada por gas altamente enrarecido, con unadensidadde entre 100 y 10.000partculasporcentmetro cbico. En comparacin, laatmsfera terrestrecontiene 2,5 1019partculas por cm3. Las nebulosas ms jvenes poseen densidades ms altas, en ocasiones del orden del milln (106) de partculas por cm3. A medida que la nebulosa envejece, la densidad decrece debido a su expansin en el espacio, la cual sucede a una velocidad que ronda los 25km/s, que equivale a unas 70 veces lavelocidad del sonidoen elaire. Sumasapuede tener un valor de entre 0,1 y 1masa solar.38La radiacin emitida por la estrella central calienta losgaseshasta temperaturas de unos 10.000K.39Por lo general, en las regiones ms cercanas a la estrella este gas puede alcanzar una temperatura mucho mayor, en torno a 16.000-25.000 K.40El volumen existente en las proximidades de la estrella central se encuentra a menudo ocupado por un gas muy caliente, cercano a 1.000.000 K. Este gas se origina en la superficie de la estrella en forma deviento estelarmuy veloz.34Las nebulosas planetarias pueden diferenciarse segn su constituyente limitante, que puede sermateriaoradiacin. En el primer caso, no hay suficiente materia en la nebulosa para absorber todos losfotonesultravioletasemitidos por la estrella, y la nebulosa visible se encuentra completamenteionizada. En el ltimo, la estrella no emite suficientes fotones ultravioletas para ionizar todo el gas circundante, propagndose desde la estrella hacia afuera un frente de ionizacin y dejandoneutraslas regiones ms exteriores, por lo que no se observa todo el gas existente en los alrededores, ya que este gas se encuentra tan fro que emite radiacin en el rangoinfrarrojo).41Contribucin a la evolucin galctica[editar]Las nebulosas planetarias desempean un papel fundamental en la evolucin galctica. Eluniversoprimitivo consista solamente enhidrgenoyhelio, pero con el paso del tiempo lasestrellashan ido creando en su ncleo elementos ms pesados a travs de lafusin nuclear. De este modo, los gases que conforman la nebulosa planetaria contienen una importante proporcin de estos elementos ms pesados que el helio llamados "metales", como elcarbono, elnitrgeno, o eloxgeno, contribuyendo a enriquecer elmedio interestelara medida que la nebulosa planetaria se mezcla con el mismo.5Las generaciones posteriores de estrellas tendrn por tanto una mayormetalicidad, es decir, una mayor concentracin de estos elementos pesados. Aunque su proporcin con respecto al total de la estrella es todava muy pequea, tienen un efecto muy importante en su evolucin. A las estrellas formadas al inicio del universo y que poseen una baja cantidad de estos elementos pesados se las engloba dentro de la llamada Poblacin I de estrellas, mientras que a las estrellas ms jvenes con alta metalicidad se las engloba dentro de la Poblacin II.42Por lo general, las estrellas de la Poblacin I se encuentran esparcidas por eldisco galctico, mientras que las de la Poblacin II estn situadas en elbulbo galcticoy en elhalo.43Distribucin y abundancia[editar]

NGC 2818, una nebulosa planetaria en uncmulo abierto.Crdito: NASA, ESA, y Hubble Heritage Team (STScI/AURA).Se conocen alrededor de 3.000 nebulosas planetarias ennuestra galaxia.44Se trata de un nmero pequeo si se lo compara con el nmero total deestrellas; existe aproximadamente una nebulosa planetaria por cada 60 millones de ellas. Esto es debido a su corto tiempo de vida en comparacin con las estrellas. Se estima que cada ao se generan alrededor de tres nuevas nebulosas planetarias.445Generalmente se encuentran situadas en el plano de laVa Lctea, siendo ms abundantes cerca delcentro galctico.46Regularmente se detectan nebulosas planetarias encmulos globulares, comoMessier 15,Messier 22,NGC 6441, yPalomar 6. Sin embargo, en loscmulos abiertosson mucho menos numerosas, puesto que estos cmulos poseen muchas menos estrellas que los globulares, y como estn poco ligados gravitacionalmente sus miembros se dispersan en cuestin de 100 a 600 millones de aos,47tiempo similar al necesario para que la fase de nebulosa planetaria se lleve a cabo.46Se conocen algunas nebulosas planetarias situadas en cmulos abiertos, como es el caso deNGC 2348yNGC 2818.El estudio de las nebulosas planetarias encmulos abiertospermite determinar con mayor precisin el lmite demasaentre las estrellas progenitoras de lasenanas blancasy lasestrellas de neutrones, situado entre 6-8masas solares.48Cuestiones por resolver[editar]

LaNebulosa de la Araa Roja, una nebulosa bipolar con una estrella central muy caliente.Un problema en el estudio de las nebulosas planetarias es que, en la mayora de los casos, sus distancias estn muy mal determinadas. Solamente para las nebulosas planetarias ms cercanas es posible determinar su distancia mediante la medicin de laparalajede su expansin, esto es, observando su movimiento aparente sobre la bveda celeste. Esta medida revela la expansin en la perpendicular de la lnea de visin, mientras que con las medidas delefecto Dopplerse obtiene la velocidad de expansin en la lnea de visin. Comparando estas velocidades se puede determinar la distancia a la nebulosa.6Otro problema es la diversidad de formas. Generalmente se acepta que las interacciones entre material expandindose a diferentes velocidades es la causa de la mayora de las formas que se observan.10Sin embargo, algunos astrnomos creen que los sistemas estelares binarios podran ser los responsables de, al menos, las nebulosas planetarias ms complejas.9Otras formas complicadas podran deberse a los intensoscampos magnticos.11En cuanto a lametalicidadde las nebulosas planetarias, existen dos maneras diferentes de determinarla mediantelneas espectrales; con lneas de recombinacin y con lneas excitadas por colisin, aunque en ocasiones las discrepancias entre ambos mtodos son bastante significativas. Algunos astrnomos creen que esto se debe a la existencia de pequeas fluctuaciones de temperatura en la nebulosa planetaria; otros apuntan a que las discrepancias son demasiado elevadas como para ser explicadas mediante efectos trmicos, y postulan la existencia de regiones fras que contendran muy poco hidrgeno. Sin embargo, estas regiones todava no han sido observadas.49Nebulosa planetaria

LaNebulosa Ojo de Gato. Imagen en falso color (visible y rayos X) tomada por elTelescopio espacial Hubble.Unanebulosa planetariaes unanebulosa de emisinconsistente en una envoltura brillante en expansin deplasmaygasionizado, expulsada durante la fase derama asinttica giganteque atraviesan las estrellasgigantes rojasen los ltimos momentos de sus vidas.1El nombre se debe a que sus descubridores, en elsiglo XVIII,2observaron que su aparencia era similar a losplanetas gigantesvistos a travs de lostelescopiospticos de la poca, aunque realmente no tienen ninguna relacin con losplanetas.3Se trata de un fenmeno relativamente breve en trminos astronmicos, que dura del orden de las decenas de miles de aos (el tiempo de vida de una estrella comn ronda los diez mil millones de aos).4Al final de la vida de las estrellas que alcanzan la fase degigante roja, las capas exteriores de la estrella son expelidas debido a pulsaciones y a intensosvientos estelares. Tras la expulsin de estas capas, subsiste un pequeo ncleo de la estrella, el cual se encuentra a una grantemperaturay brilla de manera intensa. La radiacinultravioletaemitida por este ncleoionizalas capas externas que la estrella haba expulsado.1Las nebulosas planetarias son objetos de gran importancia enastronoma, debido a que desempean un papel crucial en laevolucin qumica de las galaxias, devolviendo almedio interestelarmetales pesadosy otros productos de lanucleosntesisde las estrellas (comocarbono,nitrgeno,oxgenoycalcio). Engalaxiaslejanas, las nebulosas planetarias son los nicos objetos de los que se puede obtener informacin til acerca de su composicin qumica.5Las imgenes tomadas por eltelescopio espacial Hubblehan revelado que muchas nebulosas planetarias presentan morfologas extremadamente complejas.67Solamente en torno a un quinto de ellas muestran formas ms o menosesfricas.8El mecanismo que produce esta amplia gama de formas no se comprende todava muy bien, aunque se cree que lasestrellas binarias centrales,9los vientos estelares10y loscampos magnticos11podran ejercer un papel importante.ndice[ocultar] 1Observaciones y descubrimientos 2Formacin y evolucin 2.1Origen 2.2Fase de nebulosa planetaria 3Caractersticas 3.1Morfologa 3.2Caractersticas fsicas 3.3Contribucin a la evolucin galctica 4Distribucin y abundancia 5Cuestiones por resolver 6Vase tambin 7Referencias 8Bibliografa utilizada 9Bibliografa adicional 10Enlaces externos 10.1En espaol 10.2En inglsObservaciones y descubrimientos[editar]

LaNebulosa Dumbbell.Crdito: NASA y L. Barranger (STScI/AVL).Por lo general, las nebulosas planetarias son objetos tenues que no pueden ser observados asimple vista. La primera nebulosa planetaria en ser descubierta fue laNebulosa Dumbbell, en la constelacin deVulpecula, que fue observada el12 de juliode1764porCharles Messier, e incluida en sucatlogode nebulosas como M27.12El nombre le fue dado posteriormente porJohn Herscheldebido a su parecido con unamancuerna(eninglsdumb-bell).13Para los primeros observadores contelescopiosde bajaresolucin, la apariencia de estas nebulosas era similar a los planetas gigantes delSistema Solar. El primero en percatarse de ello fueAntoine Darquier, descubridor de laNebulosa del Anilloen1779.14Sin embargo, fueWilliam Herschel, descubridor deUranounos aos antes, quien en1784acu finalmente el nombre de "nebulosa planetaria" para denominar a estos objetos,12aunque realmente son muy diferentes a losplanetasy no poseen ninguna relacin.La naturaleza de las nebulosas planetarias permaneci desconocida hasta que se realizaron las primeras observacionesespectroscpicas. El29 de agostode1864,William Hugginstom el primerespectrode una nebulosa planetaria,12laNebulosa Ojo de gato, mediante la utilizacin de unprismaque dispersaba su luz.14Al analizar su espectro, Huggins esperaba encontrarse con unespectro de emisincontinuo, como ya haba observado anteriormente en otras nebulosas como laGalaxia de Andrmeda. Sin embargo, lo que observ fue un pequeo nmero delneas de emisin. En palabras del propio Huggins:...Mir en el espectroscopio. El espectro no era como esperaba! Slo una nica lnea brillante! Al principio sospech que se trataba de un desplazamiento del prisma... entonces se me ocurri la verdadera interpretacin. La luz de la nebulosa era monocromtica... el enigma de las nebulosas estaba resuelto. La respuesta, que nos haba llegado en la luz misma, deca: no hay una agrupacin de estrellas, sino gas luminoso.William Huggins,On the Spectra of Some of the Nebulae, 1864.15

LaNebulosa del Anillo.Crdito: The Hubble Heritage Team (AURA/STScI/NASA).Esto se debe a que en el espectro de las nebulosas planetarias predominan las lneas deemisin, como en losgases, al contrario que en las nebulosas formadas porestrellas, que presentan un espectro continuo. Huggins identific unalnea de Balmerdelhidrgeno(en concreto H, correspondiente al colorcian), aunque tambin aparecan otras lneas mucho ms brillantes, como la correspondiente a 500,7nanmetros,16que los astrnomos no lograban identificar con ningnelemento.1215Para explicar la emisin de estas lneas, se sugiri la existencia de un nuevo elemento denominadonebulio. La verdadera naturaleza de estas lneas no se descubri hasta pasados ms de sesenta aos desde las observaciones de Huggins, con la aparicin de lamecnica cuntica; fueIra Sprague Bowen,1718en1928, quien dedujo que estas lneas eran causadas por tomos deoxgenoynitrgenoionizado, refutando as la teora delnebulio.164Bowen demostr que engasesdedensidadesextremadamente bajas loselectronespueden poblarniveles de energametaestablesexcitados, que en gases de densidades ms elevadas se desexcitaran rpidamente debido a las colisiones existentes entretomos.19Las transiciones de los electrones desde estos niveles a otros de menor energa en los tomos deoxgenoynitrgenoionizado, como O2+, O+o N+, producen la emisin de las lneas que Huggins no supo identificar, incluida la correspondiente a 500,7 nanmetros.18Estas lneas espectrales reciben el nombre delneas prohibidas, y solamente aparecen en gases de muy baja densidad, por lo que se deduce que las nebulosas planetarias estn formadas de gas altamente enrarecido (baja densidad).20Los espectros en la banda de luz visible de las nebulosas planetarias son de hecho tan diferentes de los de otros objetos celestes que se usan para determinar la existencia de una nebulosa planetaria aunque su tamao aparente sea tan pequeo que no permita su identificacin mediantefotometra. En concreto, las lneas del oxgeno doblemente ionizado, O2+, a 500,7 y a 495,9 nanmetros y la lnea de Balmer H, aun cuando estn presentes en espectros de otros objetos comonovasysupernovas, en ningn caso tienen tanta intensidad como en los espectros de las nebulosas planetarias.21Hacia finales delsiglo XX, las mejoras tecnolgicas ayudaron en el estudio y comprensin de las nebulosas plantarias.2Lostelescopios espacialespermitieron a los astrnomos estudiar la luz emitida ms all delespectro visible, la cual no puede ser detectada desde losobservatoriossituados en tierra, ya que slo lasondas de radioy la luz del espectro visible atraviesan la atmsfera sin sufrir perturbaciones. Los estudios realizados en elinfrarrojoy elultravioletarevelan mucha ms informacin de las nebulosas planetarias, como sutemperatura, sudensidado las abundancias de los distintoselementos.2223La tecnologaCCDpermiti medir de una manera mucho ms precisa las lneas espectrales ms dbiles. Eltelescopio espacial Hubblemostr que, aunque muchas nebulosas parecena prioriposeer una estructura muy bsica vistas desde los observatorios terrestres, la gran resolucin ptica de los telescopios situados sobre laatmsfera terrestrerevela morfologas que pueden llegar a ser extremadamente complejas.67Formacin y evolucin[editar]Origen[editar]

Diagrama de Hertzsprung-Russell. Las estrellas estn en lasecuencia principalla mayor parte de su existencia. Finalmente, cuando elhidrgenocomienza a escasear, se convierten engigantes rojas(arriba-derecha). Por ltimo, si la estrella se encuentra entre 1 y 8masas solaresaproximadamente, se convierte enenana blanca(abajo), con un radio muy pequeo, y genera una nebulosa planetaria.Las nebulosas planetarias se forman cuando unaestrellaque posee entre 0,8 y 8masas solares(M) agota su combustible nuclear. Por encima del lmite de 8 Mla estrella explotara originando unasupernova.24Durante la mayor parte de sus vidas las estrellas se encuentran brillando debido a las reacciones defusin nuclearque tienen lugar en el ncleo estelar. Esto permite que la estrella se encuentre enequilibrio hidrosttico, pues la fuerza que lagravedadejerce hacia el centro de la estrella intentando comprimirla es compensada por la suma de las presiones hidrosttica yde radiacin, que actan intentando expandir el sistema.25Las estrellas que cumplen esto estn situadas en la zona desecuencia principalen eldiagrama Hertzsprung-Russell, donde se encuentran la mayor parte de las mismas.Las estrellas de masas medias y bajas, como las que forman nebulosas planetarias, permanecen en la secuencia principal durante varios miles de millones de aos, consumiendohidrgenoy produciendohelioque se va acumulando en su ncleo, el cual no tiene suficiente temperatura para provocar la fusin del helio, quedando ste inerte. Progresivamente se va acumulando helio hasta que la presin de radiacin en el ncleo no es suficiente para compensar la fuerza gravitatoria generada por la masa de la estrella, por lo que aqul se comprime. Esta compresin genera calor que provoca una aceleracin de la fusin del hidrgeno de las capas exteriores, que se expanden.26Como lasuperficiede la misma aumenta, la energa que produce la estrella se difunde sobre un rea ms amplia, resultando en un enfriamiento de latemperatura superficialy por tanto en un enrojecimiento de la estrella. Se dice entonces que la estrella entra en la fase degigante roja.27

Simulacin de la formacin de una nebulosa planetaria.Crdito: NASA, ESA, y J. Gitlin (STScI).El ncleo, compuesto totalmente por helio, contina comprimindose y calentndose en ausencia de reacciones nucleares, hasta se alcanza la temperatura que posibilita la fusin delhelioencarbonoyoxgeno(unos 80-90 millones dekelvin), volviendo de nuevo al equilibrio hidrosttico.28Pronto se formar un ncleo inerte de carbono y oxgeno rodeado por una capa de helio y otra de hidrgeno, ambas en combustin. Este estadio de las gigantes rojas se denominarama asinttica gigante.29Las reacciones de fusin del helio son extremadamente sensibles a la temperatura, siendo su proporcionalidad del orden de T40, en temperaturas relativamente bajas.30La estrella entonces se vuelve muy inestable debido a la influencia que pueden llegar a tener las variaciones de temperatura; un aumento de slo el 2% en la temperatura de la estrella doblara el ritmo al que se producen estas reacciones, liberndose una gran cantidad deenergaque aumentara la temperatura de la estrella, por lo que provocara que la capa de helio en combustin se expandiera para enfriarse rpidamente. Esto da lugar a violentas pulsaciones, que finalmente adquieren la intensidad suficiente como para expulsar por completo laatmsferaestelar al espacio.31Losgaseseyectados forman una nube de material alrededor del ahora expuesto ncleo de la estrella. A medida que la atmsfera se desplaza alejndose de la estrella, se exponen cada vez capas ms profundas y calientes del ncleo. Cuando la superficie expuesta alcanza una temperatura de 35 000K, se emiten suficientesfotonesultravioletascomo paraionizarla atmsfera eyectada, hacindola brillar. La nube se ha convertido en una nebulosa planetaria.32Fase de nebulosa planetaria[editar]

LaNebulosa de la Hlice.Crdito: NASA, ESA, y C.R. O'Dell.Una vez comenzada lafasede nebulosa planetaria, los gases expulsados viajan a velocidades de varios kilmetros por segundo respecto de la estrella central. sta se convierte en elremanente(enana blanca) de la estrellagigante rojaanterior, y est formada porcarbonoyoxgenocon suselectronesdegenerados, con escasohidrgeno, ya que la mayor parte fue expulsado en la fase anterior derama asinttica gigante.A medida que el gas se expande, la estrella central experimenta una evolucin en dos etapas: primero, contrayndose a la par que se calienta, quemndose el hidrgeno de la capa exterior al ncleo. En esta etapa la estrella central mantiene unaluminosidadconstante, alcanzando finalmente temperaturas de en torno a 100.000 K. En segundo lugar, la estrella sufre un proceso de enfriamiento cuando la capa de hidrgeno exterior se ha consumido, perdiendo adems algo de masa. El remanente irradia suenergapero las reacciones defusindejan de producirse, ya que ha perdido mucha masa y la que le queda no es suficiente para alcanzar lastemperaturasnecesarias para desencadenar este tipo de procesos. La estrella se enfra de tal modo que la radiacin ultravioleta irradiada no es lo suficientemente intensa como para ionizar el gas distante.La fase de nebulosa planetaria finaliza cuando la nube de gas se recombina, abandonando elestado de plasmay volvindose invisible. Para una nebulosa planetaria tpica, la duracin de esta fase es de aproximadamente 10.000 aos.4El remanente estelar, unaenana blanca, permanecer sin sufrir apenas cambios en su evolucin, enfrindose muy lentamente.2Caractersticas[editar]Morfologa[editar]

Simulacin de la formacin de unanebulosa planetaria bipolaren unsistema binario.Crdito: STScI.Las nebulosas planetarias presentan formas muy dispares, desde irregulares y de apariencia compleja hasta casi perfectamenteesfricas. Sin embargo, stas ltimas apenas suman el 20% del total.8La mayora de las nebulosas planetarias pueden clasificarse segn su forma enesfricas,elpticas, obipolares(vistas desde laTierra, ya que la forma depende del ngulo con el que se las mire). Sin embargo, en menor medida tambin existen otras formas, comoanulares, cuadrupolares,helicoidales, irregulares, y de otros tipos.33La nebulosa planetariaAbell 39presenta forma esfrica, y laNebulosa Retina(IC 4406) formabipolar. En muchas ocasiones la forma da nombre a la nebulosa, como es el caso de laNebulosa del Anillo, laNebulosa de la Hlice, o laNebulosa de la Hormiga.Las nebulosas planetarias bipolares se encuentran cerca delplano galctico(3 mximo), por lo que fueron creadas por estrellas jvenes muy masivas (tipo espectralA), al contrario que las esfricas, ms alejadas del plano galctico (de 5 a 12), y cuyas estrellas progenitoras eran ms antiguas y menos masivas, similares alSol(tipo espectral G). Las elpticas se encuentran en un intervalo intermedio (tipo espectral B, 3-5). Esto es indicativo de que la masa de la estrella progenitora determina las caractersticas morfolgicas de la nebulosa planetaria, influyendo por lo general en mayor medida que otros factores tales como larotacino elcampo magntico.34Adems, cuanto ms masiva es la estrella ms irregular se torna la nebulosa.35La razn de la amplia variedad de formas no se comprende bien,36aunque podran deberse ainteracciones gravitatoriascausadas por una estrella compaera ensistemas estelares binarios(estrellas dobles). Otra posibilidad radica en que losplanetasperturben el flujo de material expelido por la estrella. En enero de2005se anunci la primera deteccin decampos magnticosalrededor de las estrellas centrales de dos nebulosas planetarias, y se postul que stos podran ser causantes totales o parciales de la forma de la nebulosa.3711 LaNebulosa Espirgrafo, morfologaesferoidal. Se diferencian tres colores, correspondientes anitrgenoionizado,hidrgeno, yoxgenoionizado, de fuera hacia dentro. LaNebulosa de la Hormiga, una de lasnebulosas bipolaresms caractersticas. LaNebulosa de la Calabaza(o Nebulosa del Huevo Podrido). Posee morfologa bipolar y contiene una gran cantidad decompuestos sulfurosos. Nebulosa Saturno, ejemplo de nebulosa irregular.Caractersticas fsicas[editar]

NGC 2392, tambin conocida como la "Nebulosa Esquimal".Crdito: NASA, ESA, Andrew Fruchter (STScI), y ERO team (STScI + ST-ECF).Una nebulosa planetaria tpica tiene aproximadamente un dimetro de unao luz, y est formada por gas altamente enrarecido, con unadensidadde entre 100 y 10.000partculasporcentmetro cbico. En comparacin, laatmsfera terrestrecontiene 2,5 1019partculas por cm3. Las nebulosas ms jvenes poseen densidades ms altas, en ocasiones del orden del milln (106) de partculas por cm3. A medida que la nebulosa envejece, la densidad decrece debido a su expansin en el espacio, la cual sucede a una velocidad que ronda los 25km/s, que equivale a unas 70 veces lavelocidad del sonidoen elaire. Sumasapuede tener un valor de entre 0,1 y 1masa solar.38La radiacin emitida por la estrella central calienta losgaseshasta temperaturas de unos 10.000K.39Por lo general, en las regiones ms cercanas a la estrella este gas puede alcanzar una temperatura mucho mayor, en torno a 16.000-25.000 K.40El volumen existente en las proximidades de la estrella central se encuentra a menudo ocupado por un gas muy caliente, cercano a 1.000.000 K. Este gas se origina en la superficie de la estrella en forma deviento estelarmuy veloz.34Las nebulosas planetarias pueden diferenciarse segn su constituyente limitante, que puede sermateriaoradiacin. En el primer caso, no hay suficiente materia en la nebulosa para absorber todos losfotonesultravioletasemitidos por la estrella, y la nebulosa visible se encuentra completamenteionizada. En el ltimo, la estrella no emite suficientes fotones ultravioletas para ionizar todo el gas circundante, propagndose desde la estrella hacia afuera un frente de ionizacin y dejandoneutraslas regiones ms exteriores, por lo que no se observa todo el gas existente en los alrededores, ya que este gas se encuentra tan fro que emite radiacin en el rangoinfrarrojo).41Contribucin a la evolucin galctica[editar]Las nebulosas planetarias desempean un papel fundamental en la evolucin galctica. Eluniversoprimitivo consista solamente enhidrgenoyhelio, pero con el paso del tiempo lasestrellashan ido creando en su ncleo elementos ms pesados a travs de lafusin nuclear. De este modo, los gases que conforman la nebulosa planetaria contienen una importante proporcin de estos elementos ms pesados que el helio llamados "metales", como elcarbono, elnitrgeno, o eloxgeno, contribuyendo a enriquecer elmedio interestelara medida que la nebulosa planetaria se mezcla con el mismo.5Las generaciones posteriores de estrellas tendrn por tanto una mayormetalicidad, es decir, una mayor concentracin de estos elementos pesados. Aunque su proporcin con respecto al total de la estrella es todava muy pequea, tienen un efecto muy importante en su evolucin. A las estrellas formadas al inicio del universo y que poseen una baja cantidad de estos elementos pesados se las engloba dentro de la llamada Poblacin I de estrellas, mientras que a las estrellas ms jvenes con alta metalicidad se las engloba dentro de la Poblacin II.42Por lo general, las estrellas de la Poblacin I se encuentran esparcidas por eldisco galctico, mientras que las de la Poblacin II estn situadas en elbulbo galcticoy en elhalo.43Distribucin y abundancia[editar]

NGC 2818, una nebulosa planetaria en uncmulo abierto.Crdito: NASA, ESA, y Hubble Heritage Team (STScI/AURA).Se conocen alrededor de 3.000 nebulosas planetarias ennuestra galaxia.44Se trata de un nmero pequeo si se lo compara con el nmero total deestrellas; existe aproximadamente una nebulosa planetaria por cada 60 millones de ellas. Esto es debido a su corto tiempo de vida en comparacin con las estrellas. Se estima que cada ao se generan alrededor de tres nuevas nebulosas planetarias.445Generalmente se encuentran situadas en el plano de laVa Lctea, siendo ms abundantes cerca delcentro galctico.46Regularmente se detectan nebulosas planetarias encmulos globulares, comoMessier 15,Messier 22,NGC 6441, yPalomar 6. Sin embargo, en loscmulos abiertosson mucho menos numerosas, puesto que estos cmulos poseen muchas menos estrellas que los globulares, y como estn poco ligados gravitacionalmente sus miembros se dispersan en cuestin de 100 a 600 millones de aos,47tiempo similar al necesario para que la fase de nebulosa planetaria se lleve a cabo.46Se conocen algunas nebulosas planetarias situadas en cmulos abiertos, como es el caso deNGC 2348yNGC 2818.El estudio de las nebulosas planetarias encmulos abiertospermite determinar con mayor precisin el lmite demasaentre las estrellas progenitoras de lasenanas blancasy lasestrellas de neutrones, situado entre 6-8masas solares.48Cuestiones por resolver[editar]

LaNebulosa de la Araa Roja, una nebulosa bipolar con una estrella central muy caliente.Un problema en el estudio de las nebulosas planetarias es que, en la mayora de los casos, sus distancias estn muy mal determinadas. Solamente para las nebulosas planetarias ms cercanas es posible determinar su distancia mediante la medicin de laparalajede su expansin, esto es, observando su movimiento aparente sobre la bveda celeste. Esta medida revela la expansin en la perpendicular de la lnea de visin, mientras que con las medidas delefecto Dopplerse obtiene la velocidad de expansin en la lnea de visin. Comparando estas velocidades se puede determinar la distancia a la nebulosa.6Otro problema es la diversidad de formas. Generalmente se acepta que las interacciones entre material expandindose a diferentes velocidades es la causa de la mayora de las formas que se observan.10Sin embargo, algunos astrnomos creen que los sistemas estelares binarios podran ser los responsables de, al menos, las nebulosas planetarias ms complejas.9Otras formas complicadas podran deberse a los intensoscampos magnticos.11En cuanto a lametalicidadde las nebulosas planetarias, existen dos maneras diferentes de determinarla mediantelneas espectrales; con lneas de recombinacin y con lneas excitadas por colisin, aunque en ocasiones las discrepancias entre ambos mtodos son bastante significativas. Algunos astrnomos creen que esto se debe a la existencia de pequeas fluctuaciones de temperatura en la nebulosa planetaria; otros apuntan a que las discrepancias son demasiado elevadas como para ser explicadas mediante efectos trmicos, y postulan la existencia de regiones fras que contendran muy poco hidrgeno. Sin embargo, estas regiones todava no han sido observadas.49Nebulosa planetaria

LaNebulosa Ojo de Gato. Imagen en falso color (visible y rayos X) tomada por elTelescopio espacial Hubble.Unanebulosa planetariaes unanebulosa de emisinconsistente en una envoltura brillante en expansin deplasmaygasionizado, expulsada durante la fase derama asinttica giganteque atraviesan las estrellasgigantes rojasen los ltimos momentos de sus vidas.1El nombre se debe a que sus descubridores, en elsiglo XVIII,2observaron que su aparencia era similar a losplanetas gigantesvistos a travs de lostelescopiospticos de la poca, aunque realmente no tienen ninguna relacin con losplanetas.3Se trata de un fenmeno relativamente breve en trminos astronmicos, que dura del orden de las decenas de miles de aos (el tiempo de vida de una estrella comn ronda los