Video de Nebulosas Planetarias

Cuestiones por resolver

La Nebulosa de la Araña Roja, una nebulosa bipolar con una estrella central muy caliente.

Un problema en el estudio de las nebulosas planetarias es que, en la mayoría de los casos, sus distancias están muy mal determinadas. Solamente para las nebulosas planetarias más cercanas es posible determinar su distancia mediante la medición de la paralaje de su expansión, esto es, observando su movimiento aparente sobre la bóveda celeste. Esta medida revela la expansión en la perpendicular de la línea de visión, mientras que con las medidas del efecto Doppler se obtiene la velocidad de expansión en la línea de visión. Comparando estas velocidades se puede determinar la distancia a la nebulosa.

Otro problema es la diversidad de formas. Generalmente se acepta que las interacciones entre material expandiéndose a diferentes velocidades es la causa de la mayoría de las formas que se observan. Sin embargo, algunos astrónomos creen que los sistemas estelares binarios podrían ser los responsables de, al menos, las nebulosas planetarias más complejas.Otras formas complicadas podrían deberse a los intensos campos magnéticos.

En cuanto a la metalicidad de las nebulosas planetarias, existen dos maneras diferentes de determinarla mediante líneas espectrales; con líneas de recombinación y con líneas excitadas por colisión, aunque en ocasiones las discrepancias entre ambos métodos son bastante significativas. Algunos astrónomos creen que esto se debe a la existencia de pequeñas fluctuaciones de temperatura en la nebulosa planetaria; otros apuntan a que las discrepancias son demasiado elevadas como para ser explicadas mediante efectos térmicos, y postulan la existencia de regiones frías que contendrían muy poco hidrógeno. Sin embargo, estas regiones todavía no han sido observadas.

Distribución y abundancia

Se conocen alrededor de 3.000 nebulosas planetarias en nuestra galaxia. Se trata de un número pequeño si se lo compara con el número total de estrellas; existe aproximadamente una nebulosa planetaria por cada 60 millones de ellas. Esto es debido a su corto tiempo de vida en comparación con las estrellas. Se estima que cada año se generan alrededor de tres nuevas nebulosas planetarias.

Generalmente se encuentran situadas en el plano de la Vía Láctea, siendo más abundantes cerca del centro galáctico.

Regularmente se detectan nebulosas planetarias en cúmulos globulares, como Messier 15, Messier 22, NGC 6441, y Palomar 6. Sin embargo, en los cúmulos abiertos son mucho menos numerosas, puesto que estos cúmulos poseen muchas menos estrellas que los NGC 2348 y NGC 2818.

globulares, y como están poco ligados gravitacionalmente sus miembros se dispersan en cuestión de 100 a 600 millones de años, tiempo similar al necesario para que la fase de nebulosa planetaria se lleve a cabo. Se conocen algunas nebulosas planetarias situadas en cúmulos abiertos, como es el caso de

El estudio de las nebulosas planetarias en cúmulos abiertos permite determinar con mayor precisión el límite de masa entre las estrellas progenitoras de las enanas blancas y las estrellas de neutrones, situado entre 6-8 masas solares.

Características físicas

Una nebulosa planetaria típica tiene aproximadamente un diámetro de un año luz, y está formada por gas altamente enrarecido, con unadensidad de entre 100 y 10.000 partículas por centímetro cúbico. En comparación, la atmósfera terrestre contiene 2,5 × 10¹⁹ partículas por cm³. Las nebulosas más jóvenes poseen densidades más altas, en ocasiones del orden del millón (10⁶) de partículas por cm³. A medida que la nebulosa envejece, la densidad decrece debido a su expansión en el espacio, la cual sucede a una velocidad que ronda los 25 km/s, que equivale a unas 70 veces la velocidad del sonido en el aire. Su masa puede tener un valor de entre 0,1 y 1 masa solar.

La radiación emitida por la estrella central calienta los gases hasta temperaturas de unos 10.000 K.³⁹ Por lo general, en las regiones más cercanas a la estrella este gas puede alcanzar una temperatura mucho mayor, en torno a 16.000-25.000 K. El 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 de viento estelar muy veloz.

Las nebulosas planetarias pueden diferenciarse según su constituyente limitante, que puede ser materia o radiación. En el primer caso, no hay suficiente materia en la nebulosa para absorber todos los fotones ultravioletas emitidos por la estrella, y la nebulosa visible se encuentra completamente ionizada. 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).

Contribución a la evolución galáctica

Las nebulosas planetarias desempeñan un papel fundamental en la evolución galáctica. 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. De este modo, los gases que conforman la nebulosa planetaria contienen una importante proporción de estos elementos más pesados que el helio llamados "metales", como el carbono, el nitrógeno, o el oxígeno, contribuyendo a enriquecer el medio interestelar a medida que la nebulosa planetaria se mezcla con el mismo.

Las generaciones posteriores de estrellas tendrán por tanto una mayor metalicidad, es decir, una mayor concentración de estos elementos pesados. Aunque su proporción con respecto al total de la estrella es todavía muy pequeña, tienen un efecto muy importante en su evolución. 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 Población I de estrellas, mientras que a las estrellas más jóvenes con alta metalicidad se las engloba dentro de la Población II. Por lo general, las estrellas de la Población I se encuentran esparcidas por el disco galáctico, mientras que las de la Población II están situadas en elbulbo galáctico y en el halo.

          Características

         Morfología

Las nebulosas planetarias presentan formas muy dispares, desde irregulares y de apariencia compleja hasta casi perfectamenteesféricas. Sin embargo, éstas últimas apenas suman el 20% del total.

La mayoría de las nebulosas planetarias pueden clasificarse según su forma en esféricas, elípticas, o bipolares (vistas desde laTierra, ya que la forma depende del ángulo con el que se las mire). Sin anulares, cuadrupolares, helicoidales, irregulares, y de otros tipos. La nebulosa planetaria Abell 39 presenta forma esférica, y la Nebulosa Retina (IC 4406) forma bipolar. En muchas ocasiones la forma da nombre a la nebulosa, como es el caso de laNebulosa del Anillo, la Nebulosa de la Hélice, o la Nebulosa de la Hormiga.

embargo, en menor medida también existen otras formas, como

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). Las elípticas se encuentran en un intervalo intermedio (tipo espectral B, 3º-5º). Esto es indicativo de que la masa de la estrella progenitora determina las características morfológicas de la nebulosa planetaria, influyendo por lo general en mayor medida que otros factores tales como la rotación o elcampo magnético. Además, cuanto más masiva es la estrella más irregular se torna la nebulosa.

La razón de la amplia variedad de formas no se comprende bien, aunque podrían deberse a interacciones gravitatorias causadas por una estrella compañera en sistemas estelares binarios (estrellas dobles). Otra posibilidad radica en que los planetas perturben el flujo de material expelido por la estrella. En enero de 2005 se anunció la primera detección de campos magnéticos alrededor de las estrellas centrales de dos nebulosas planetarias, y se postuló que éstos podrían ser causantes totales o parciales de la forma de la nebulosa.

Fase de nebulosa planetaria

Una vez comenzada la fase de nebulosa planetaria, los gases expulsados viajan a velocidades de varios kilómetros por segundo respecto de la estrella central. Ésta 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.

A medida que el gas se expande, la estrella central experimenta una evolución en dos etapas: primero, contrayéndose a la par que se calienta, quemándose el hidrógeno de la capa exterior al núcleo. En esta etapa la estrella central mantiene una luminosidadconstante, alcanzando finalmente temperaturas de en torno a 100.000 K. En segundo lugar, la estrella sufre un proceso de enfriamiento cuando la energía pero las reacciones de fusión dejan de producirse, ya que ha perdido mucha masa y la que le queda no es suficiente para alcanzar las temperaturas necesarias para desencadenar este tipo de procesos. La estrella se enfría de tal modo que la radiación                    ultravioleta irradiada no es lo suficientemente intensa como para ionizar el gas distante.

capa de hidrógeno exterior se ha consumido, perdiendo además algo de masa. El remanente irradia su

La fase de nebulosa planetaria finaliza cuando la nube de gas se recombina, abandonando el estado de plasma y volviéndose invisible. Para una nebulosa planetaria típica, la duración de esta fase es de aproximadamente 10.000 años. El remanente estelar, una enana blanca, permanecerá sin sufrir apenas cambios en su evolución, enfriándose muy lentamente.

Formación y evolución

                   Origen

Las nebulosas planetarias se forman cuando una estrella que posee entre 0,8 y 8 masas solares (M_⊙) agota su combustible nuclear. Por encima del límite de 8 M_⊙ la estrella explotaría originando una supernova.

Durante la mayor parte de sus vidas las estrellas se encuentran brillando debido a las reacciones de fusión nuclear que tienen lugar en el núcleo estelar. Esto permite que la estrella se encuentre en equilibrio hidrostático, pues la fuerza que la gravedad ejerce hacia el centro de la estrella de radiación, que actúan intentando expandir el sistema. Las estrellas que cumplen esto están situadas en la zona de secuencia principal en el diagrama Hertzsprung-Russell, donde se encuentran la mayor parte de las mismas.

intentando comprimirla es compensada por la suma de las presiones hidrostática y 

Las estrellas de masas medias y bajas, como las que forman nebulosas planetarias, permanecen en la secuencia principal durante varios miles de millones de años, consumiendo hidrógeno y produciendo helio que se va acumulando en su núcleo, el cual no tiene suficiente temperatura para provocar la fusión del helio, quedando éste inerte. Progresivamente se va acumulando helio hasta que la presión de radiación en el núcleo no es suficiente para compensar la fuerza gravitatoria generada por la masa de la estrella, por lo que aquél se comprime. Esta compresión genera calor que provoca una aceleración de la fusión del hidrógeno de las capas exteriores, que se expanden. Como la superficie de la misma aumenta, la energía que produce la estrella se difunde sobre un área más amplia, resultando en un enfriamiento de la temperatura superficial y por tanto en un enrojecimiento de la estrella. Se dice entonces que la estrella entra en la fase de gigante roja.

El núcleo, compuesto totalmente por helio, continúa comprimiéndose y calentándose en ausencia de reacciones nucleares, hasta se alcanza la temperatura que posibilita la fusión del helio en carbono y oxígeno (unos 80-90 millones de kelvin), volviendo de nuevo al equilibrio hidrostático. Pronto se formará un núcleo inerte de carbono y oxígeno rodeado por una capa de helio y otra de hidrógeno, ambas en combustión. Este estadio de las gigantes rojas se denomina rama asintótica gigante.

Las reacciones de fusión del helio son extremadamente sensibles a la temperatura, siendo su proporcionalidad del orden de T, en temperaturas relativamente bajas. La estrella entonces se vuelve muy inestable debido a la influencia que pueden llegar a tener las variaciones de temperatura; un aumento de sólo el 2% en la temperatura de la estrella doblaría el ritmo al que se producen estas reacciones, liberándose una gran cantidad de energía que aumentaría la temperatura de la estrella, por lo que provocaría que la capa de helio en combustión se expandiera para enfriarse rápidamente. Esto da lugar a violentas pulsaciones, que finalmente adquieren la intensidad suficiente como para expulsar por completo la atmósferaestelar al espacio.

Los gases eyectados forman una nube de material alrededor del ahora expuesto núcleo de la estrella. A medida que la atmósfera se desplaza alejándose de la estrella, se exponen cada vez capas más profundas y calientes del núcleo. Cuando la superficie expuesta alcanza una temperatura de 35 000 K, se emiten suficientes fotones ultravioletascomo para ionizar la atmósfera eyectada, haciéndola brillar. La nube se ha convertido en una nebulosa planetaria.