Figura 1: Imagen del Telescopio Espacial Hubble de NGC 6720, la Nebulosa Anular (crédito: NASA y Space Telescope Science Institute).

• 1 Propiedades físicas y espectrales de las nebulosas planetarias
• 2 Nebulosas planetarias como fase de evolución estelar
• 3 Morfología de las nebulosas planetarias
• 4 Descubrimiento y distribución de nebulosas planetarias
• 5 Química de las nebulosas planetarias nebulosas
• 6 Referencias
• 7 Véase También

Las propiedades físicas y espectrales de las nebulosas planetarias

Las nebulosas planetarias suelen tener un año luz de diámetro y se expanden a una velocidad de unos 20-50 km por segundo. La densidad en las nebulosas es muy baja, oscilando entre varios cientos y un millón de átomos por centímetro cúbico. Tales condiciones son mejores que cualquier vacío que uno pueda lograr en la Tierra. La temperatura del gas en la nebulosa es de unos 10.000 grados centígrados, y las estrellas centrales de las nebulosas planetarias se encuentran entre las estrellas más calientes del Universo, con temperaturas en el rango de 25.000 a más de 200.000 grados centígrados. Las estrellas centrales también son muy luminosas, por lo general de cientos a miles de veces más luminosas que el Sol. Sin embargo, debido a sus altas temperaturas, irradian principalmente en el ultravioleta y a menudo son débiles en la luz visible.

Los espectros de las nebulosas planetarias son fundamentalmente diferentes de los de las estrellas. En lugar de un color continuo de rojo a azul como en el caso del Sol, los espectros de las nebulosas planetarias están dominados por líneas de emisión discretas emitidas por átomos e iones. A diferencia de las estrellas, cuyos espectros continuos les dan una apariencia blanca compuesta, las nebulosas planetarias tienen una rica variedad de colores. Algunos ejemplos de líneas de emisión fuertes son la línea roja de hidrógeno y la línea verde de oxígeno doblemente ionizado (O++). Estas líneas de emisión brillantes son alimentadas por la estrella central, que es la fuente de energía para toda la nebulosa. La luz ultravioleta emitida por la estrella central es interceptada por átomos en la nebulosa y convertida en radiación de línea visible. Primero, la luz ultravioleta elimina electrones del átomo (en un proceso llamado fotoionización). Los electrones liberados se recombinan con el ion y emiten una línea de recombinación, o chocan con otros átomos e iones para causar la emisión de una línea excitada colisionalmente. Debido a las condiciones de baja densidad, las líneas atómicas que generalmente se suprimen en condiciones de alta densidad como en el laboratorio en la tierra, pero que se pueden producir en las condiciones de baja densidad de las nebulosas planetarias. Estas «líneas prohibidas» (de las cuales la línea verde de oxígeno es un ejemplo) son muy prominentes en las nebulosas planetarias, haciéndolas laboratorios ideales para estudiar física atómica (Aller 1991).

Las nebulosas planetarias se encuentran entre las pocas clases de objetos celestes que irradian fuertemente a través del espectro electromagnético, desde la radio hasta los rayos X. La radiación continua de radio es emitida por el componente de gas ionizado de las nebulosas. Los componentes moleculares y de estado sólido contribuyen a las radiaciones en las regiones infrarroja y de ondas submilimétricas (véase la sección siguiente). La región óptica está dominada por las emisiones de la línea atómica del gas ionizado. Una burbuja de un millón de grados de gas de densidad extremadamente baja creada por el proceso de interacción de vientos produce emisiones en los rayos X.

Las nebulosas planetarias como fase de evolución estelar

Aunque la existencia de nebulosas planetarias se conoce desde hace más de 200 años, su origen no se comprendió hasta hace relativamente poco tiempo. En 1956, el astrónomo ruso Josif Shklovski sugirió que las nebulosas planetarias representan objetos en las últimas etapas de la evolución estelar y son descendientes de gigantes rojas y precursores de enanas blancas (Shklovski 1978). Esta hipótesis fue apoyada por estados UNIDOS los astrónomos George Abell y Peter Goldreich, que en 1966 sugirieron que las nebulosas representan las atmósferas expulsadas de gigantes rojas y que las estrellas centrales son restos de núcleos de gigantes rojas. Sin embargo, no se conocía la razón física de la expulsión. En 1970, el astrónomo polaco Bohdan Paczynski estableció que las estrellas centrales de las nebulosas planetarias son núcleos de estrellas de ramas gigantes asintóticas (un tipo de gigantes rojas muy antiguas) y que generan energía mediante la quema nuclear de hidrógeno en una concha por encima del núcleo (Paczynski 1970). Las trayectorias evolutivas calculadas por Paczynski, ampliadas por cálculos adicionales del astrónomo alemán Detlef Schönberner (Schönberner 1981), definen el camino preciso de la evolución de las nebulosas planetarias en el esquema de las últimas etapas de la evolución estelar.

El problema de la eyección de nebulosas se resolvió en 1978 cuando los astrónomos canadienses Sun Kwok, Chris Purton y Pim FitzGerald rastrearon el origen de las nebulosas a los vientos estelares de estrellas de ramas gigantes asintóticas y mostraron que la estructura en forma de concha de las nebulosas es el resultado de un efecto de «quitanieves» de la colisión de dos vientos estelares. Este «modelo de vientos interactuantes» ha sido ampliamente utilizado para modelar la estructura morfológica de nebulosas planetarias (Balick & Frank 2002). Nuestro entendimiento actual es que las estrellas nacidas con masas en el rango de 1 a 8 veces la masa del Sol evolucionarán a través de la etapa de nebulosas planetarias. Dado que estas estrellas constituyen aproximadamente el 95% de toda la población estelar galáctica, las nebulosas planetarias, no las supernovas, son el destino final de la mayoría de las estrellas. Una descripción más extensa de nuestra comprensión moderna del origen y la evolución de las nebulosas planetarias se puede encontrar en este libro.

Figura 2: La nebulosa protoplanetaria de Algodón de Azúcar (IRAS 17150-3224) en la constelación de Escorpio observada por el Telescopio Espacial Hubble (crédito: Sun Kwok, Bruce Hrivnak y Kate Su).

Las nebulosas planetarias son objetos en rápida evolución. Desde el momento en que la estrella abandona la rama gigante asintótica hasta el momento en que quema el combustible de hidrógeno disponible y se desvanece gradualmente hasta convertirse en una enana blanca, el tiempo total es de varias decenas de miles de años. Dado que la vida típica de las estrellas se mide en mil millones de años, las nebulosas planetarias representan una fase corta de gloria cerca del final de la vida de una estrella. La transición de la rama gigante asintótica al comienzo de la fotoionización, es decir, cuando la temperatura de la estrella central alcanza los 25.000 grados, es de unos varios miles de años. Durante esta fase, la nebulosa no brilla por emisión de líneas, sino solo a través de la luz reflejada de la estrella central. Los objetos en este período de transición, conocidos como «nebulosas protoplanetarias» (Figura 2), representaban un eslabón perdido en nuestra comprensión de la evolución de las nebulosas planetarias. Las nebulosas protoplanetarias se descubrieron solo en la década de 1980 y las observaciones de estos objetos proporcionan información muy necesaria sobre la evolución morfológica, dinámica y química de las nebulosas planetarias.

la Morfología de las nebulosas planetarias

Figura 3: La nebulosa bipolar NGC 2346 en la constelación de Monoceros (crédito: NASA y el Instituto de Ciencias del Telescopio Espacial).

Las nebulosas planetarias tienen una variedad de estructuras morfológicas, lo que las hace no solo hermosas a la vista, sino también difíciles de entender. La alta sensibilidad y el poder de resolución proporcionados por el Telescopio Espacial Hubble han ampliado enormemente nuestras vistas de las nebulosas planetarias (ver fotos en Kwok 2001). Aunque muchas nebulosas planetarias tienen estructuras en forma de concha similares a la de la Nebulosa Anular, algunas muestran estructuras en forma de mariposa con un par de lóbulos bipolares (Figura 3). Otras nebulosas planetarias bipolares bien conocidas incluyen NGC 6302 en Scorpius, Hubble 5 en Sagitario, NGC 6537 en Sagitario, etc. El pensamiento actual es que los lóbulos bipolares son creados por un viento estelar colimado de alta velocidad, aunque no se entiende el origen físico de la naturaleza direccional de este viento. Los astrónomos creen ahora que la transformación de una forma esférica a bipolar tiene lugar muy rápidamente, probablemente en un período de varios cientos de años.

Las observaciones del Telescopio Espacial Hubble han revelado que muchas nebulosas planetarias tienen múltiples capas, y estas están etiquetadas como» conchas»,» coronas «y»halos». El modelado por computadora (Steffen & Schoenberner 2006) ha demostrado que estas estructuras de concha múltiple son la consecuencia dinámica de la interacción de los vientos (ver sección anterior), así como los efectos de fotoionización cambiantes de la estrella central en evolución. Otras estructuras morfológicas menores incluyen arcos, anillos, chorros, ansos y múltiples lóbulos y probablemente reflejan la naturaleza episódica y/o de cambio de dirección de los vientos estelares (Figura 4).

Figura 4: Se pueden ver arcos concéntricos circulares alrededor de la nebulosa planetaria NGC 6543 (crédito: NASA y el Instituto de Ciencias del Telescopio Espacial).

Las ricas estructuras morfológicas de las nebulosas planetarias sugieren que hay procesos dinámicos complejos en funcionamiento, que involucran, por ejemplo, eyección, colimación y precesión. Una mejor comprensión de los mecanismos físicos detrás de estas estructuras morfológicas ayudará a los astrónomos a comprender fenómenos más distantes, como los núcleos galácticos activos.

Descubrimiento y distribución de nebulosas planetarias

Las nebulosas planetarias se identifican generalmente por su espectro de línea de emisión. Los descubrimientos más recientes de nuevas nebulosas planetarias son el resultado de estudios de imágenes de la Galaxia utilizando un filtro de banda estrecha alrededor de la línea de hidrógeno de Ha (Parker et al. 2006). Esto permite que las nebulosas de emisión se separen fácilmente de las estrellas. Hay aproximadamente 2.500 nebulosas planetarias catalogadas en la Vía Láctea, pero debido al oscurecimiento del polvo galáctico y a la insuficiencia de los estudios, se espera que la población total sea unas diez veces mayor. Debido a las similitudes espectrales, las nebulosas planetarias se pueden confundir con otros objetos de línea de emisión, como regiones HII (nebulosas asociadas con estrellas jóvenes), estrellas simbióticas o novas (ambas son resultados de la evolución de estrellas binarias). La mayoría de las nebulosas planetarias de la Vía Láctea se distribuyen alrededor del plano galáctico, ya que sus progenitores descienden de una población estelar de masa intermedia.

Dado que la luz de las nebulosas planetarias se concentra en líneas de emisión, se pueden distinguir fácilmente de las estrellas incluso en galaxias lejanas. Miles de nebulosas planetarias han sido catalogadas en galaxias externas a 100 millones de años luz de distancia. Las nebulosas planetarias se han utilizado ampliamente como velas estándar para determinar la edad y el tamaño del Universo (Jacoby 1989). Al rastrear los patrones de velocidad de las nebulosas planetarias en las galaxias, los astrónomos también pueden trazar la distribución de la materia oscura en las galaxias.

Química de las nebulosas planetarias

Los espectros ópticos de las nebulosas planetarias muestran líneas de emisión de muchos elementos pesados, muchos de los cuales recientemente sintetizados por procesos nucleares durante la fase de rama gigante asintótica precedente. Por lo tanto, las nebulosas planetarias se consideran agentes importantes en la propagación de elementos pesados en la Galaxia. Observaciones recientes de telescopios infrarrojos y de ondas milimétricas han encontrado que las nebulosas planetarias contienen, además de átomos, moléculas y partículas de estado sólido. De hecho, algunas nebulosas planetarias emiten la mayor parte de su energía de su componente de estado sólido en forma de radiación infrarroja lejana. Las moléculas de fase gaseosa se pueden identificar a través de sus transiciones rotacionales o vibratorias y las partículas de estado sólido a través de sus modos vibratorios de red. Lo más interesante es que las nebulosas planetarias contienen compuestos orgánicos complejos de estructuras aromáticas y alifáticas (Figura 5). La comparación de los espectros de las nebulosas planetarias en diferentes etapas de evolución muestra que estos compuestos se sintetizan rápidamente a lo largo de escalas de tiempo del orden de cientos de años (Kwok 2004). Cómo se fabrica dicha materia orgánica y qué efecto tiene (por ejemplo, en el sistema solar) de ser distribuida por toda la Galaxia son temas de gran interés actual.

Figura 5: La nebulosa planetaria NGC 7027 en Cygnus es una de las muchas nebulosas planetarias ricas en carbono que son ricas en contenido molecular, incluyendo compuestos orgánicos complejos (crédito: R. Ciardullo).

• Aller, L. H. (1991) Atoms, Stars, and Nebulae (3rd edition), Cambridge University Press (ISBN 0-521-31040-7)

• Balick, B, Frank, A (2002) Shapes and Shaping of Planetary Nebulae, Ann. Apo. Astr. Astrophys. 40, 439

• Jacoby, G (1989) Nebulosas planetarias como Velas estándar. I – De Los Modelos Evolutivos, Astrophys. J., 339, 39

• Kwok, S (2000) The Origin and Evolution of Planetary Nebulae, Cambridge University Press (ISBN 0-521-62313-8)

• Kwok, S (2001) Cosmic Butterflies, Cambridge University Press (ISBN 0-521-79135-9)

• Kwok, S (2004) The Synthesis of Organic and Inorganic Compounds in Evolved Stars, Nature, 430, 985

• Paczynski, B (1970) Evolution of Single Stars. I. Evolución Estelar de la Secuencia Principal a la Enana Blanca o Ignición de Carbono, Acta Astr. 20, 47

• Parker, Q et al. (2006) The Macquarie/AAO/Strasbourg Ha Planetary Nebula Catalogue: MASH, Mon. Ni. Roy. Astr. Soc., 373, 79

• Schönberner, D (1981) Late stages of stellar evolution – Central stars of planetary nebulae, Astr. Astrophys. 103, 119

• Shklovsky, I (1978) Stars: Their Birth, Life, Death, Freeman, (ISBN 0-7167-0024-7)

• Steffen, M Schönberner, D (2006) Hydrodynamical Interpretation of Basic Nebular Structures, en IAU Symposium 234: Planetary Nebulae in Our Galaxy and Beyond, eds. M. J. Barlow & R. H. Méndez, p. 285

Véase También

El sitio web del Patrimonio del Hubble contiene imágenes del Telescopio Espacial Hubble de varias nebulosas planetarias.