Nebulosa planetaria

X-ray/optical composite image of the Cat's Eye Nebula (NGC 6543)

Dos cámaras a bordo del Telescopio Webb capturaron la última imagen de esta nebulosa planetaria, catalogada como NGC 3132, y conocida informalmente como la Nebula del Anillo Sur. Está a unos 2.500 años luz de distancia.

NGC 6326, una nebulosa planetaria con brillantes wisps de gas saliente que son iluminados por una estrella central binaria

Una nebulosa planetaria (PN, plural PNe) es un tipo de nebulosa de emisión que consiste en una capa brillante y en expansión de gas ionizado expulsado de estrellas gigantes rojas al final de sus vidas.

El término "nebulosa planetaria" es un nombre inapropiado porque no están relacionados con los planetas. El término se origina en la forma redonda similar a un planeta de estas nebulosas observadas por los astrónomos a través de los primeros telescopios. El primer uso pudo haber ocurrido durante la década de 1780 con el astrónomo inglés William Herschel, quien describió estas nebulosas como planetas parecidos; sin embargo, ya en enero de 1779, el astrónomo francés Antoine Darquier de Pellepoix describió en sus observaciones de la Nebulosa del Anillo, 'muy tenue pero perfectamente delineada; es tan grande como Júpiter y se asemeja a un planeta que se desvanece. Aunque la interpretación moderna es diferente, todavía se usa el término antiguo.

Todas las nebulosas planetarias se forman al final de la vida de una estrella de masa intermedia, entre 1 y 8 masas solares. Se espera que el Sol forme una nebulosa planetaria al final de su ciclo de vida. Son fenómenos de vida relativamente corta, que duran quizás unas pocas decenas de milenios, en comparación con fases considerablemente más largas de evolución estelar. Una vez que toda la atmósfera de la gigante roja se ha disipado, la radiación ultravioleta energética del núcleo luminoso caliente expuesto, llamado núcleo de nebulosa planetaria (P.N.N.), ioniza el material expulsado. La luz ultravioleta absorbida luego energiza la capa de gas nebuloso alrededor de la estrella central, lo que hace que parezca una nebulosa planetaria de colores brillantes.

Es probable que las nebulosas planetarias desempeñen un papel crucial en la evolución química de la Vía Láctea al expulsar elementos al medio interestelar desde las estrellas donde se crearon esos elementos. Las nebulosas planetarias se observan en galaxias más distantes, lo que proporciona información útil sobre su abundancia química.

A partir de la década de 1990, las imágenes del telescopio espacial Hubble revelaron que muchas nebulosas planetarias tienen morfologías extremadamente complejas y variadas. Alrededor de una quinta parte son aproximadamente esféricas, pero la mayoría no son esféricamente simétricas. Los mecanismos que producen una variedad tan amplia de formas y características aún no se comprenden bien, pero las estrellas centrales binarias, los vientos estelares y los campos magnéticos pueden desempeñar un papel.

Observaciones

NGC 7293, la Nebula Helix.

NGC 2392, la Nebula Eskimo.

Descubrimiento

La primera nebulosa planetaria descubierta (aunque aún no denominada como tal) fue la Nebulosa Dumbbell en la constelación de Vulpecula. Fue observado por Charles Messier el 12 de julio de 1764 y catalogado como M27 en su catálogo de objetos nebulosos. Para los primeros observadores con telescopios de baja resolución, M27 y las nebulosas planetarias descubiertas posteriormente se parecían a los planetas gigantes como Urano. Ya en enero de 1779, el astrónomo francés Antoine Darquier de Pellepoix describió en sus observaciones de la Nebulosa del Anillo, 'una nebulosa muy aburrida, pero perfectamente delineada; tan grande como Júpiter y parece un planeta que se desvanece.

La naturaleza de estos objetos seguía sin estar clara. En 1782, William Herschel, descubridor de Urano, encontró la Nebulosa Saturno (NGC 7009) y la describió como "Una nebulosa curiosa, o cómo llamarla no sé". Más tarde describió estos objetos como si fueran planetas 'del tipo estrellado'. Como señaló Darquier antes que él, Herschel descubrió que el disco se parecía a un planeta, pero era demasiado débil para serlo. En 1785, Herschel escribió a Jérôme Lalande:

Estos son cuerpos celestes de los cuales hasta ahora no tenemos una idea clara y que son tal vez de un tipo bastante diferente de los que estamos familiarizados en los cielos. Ya he encontrado cuatro que tienen un diámetro visible de entre 15 y 30 segundos. Estos cuerpos parecen tener un disco que es más bien como un planeta, es decir, de igual brillo en todas partes, redondo o algo oval, y alrededor de tan bien definido como el disco de los planetas, de una luz lo suficientemente fuerte como para ser visible con un telescopio ordinario de sólo un pie, sin embargo, sólo tienen la apariencia de una estrella de cerca de la novena magnitud.

Él las asignó a la Clase IV de su catálogo de "nebulosas", enumerando finalmente 78 "nebulosas planetarias", la mayoría de las cuales son, de hecho, galaxias.

Herschel usó el término "nebulosas planetarias" para estos objetos. El origen de este término no se conoce. La etiqueta "nebulosa planetaria" se arraigó en la terminología utilizada por los astrónomos para categorizar este tipo de nebulosas, y los astrónomos todavía la utilizan en la actualidad.

Espectros

La naturaleza de las nebulosas planetarias permaneció desconocida hasta que se realizaron las primeras observaciones espectroscópicas a mediados del siglo XIX. Usando un prisma para dispersar su luz, William Huggins fue uno de los primeros astrónomos en estudiar los espectros ópticos de los objetos astronómicos.

El 29 de agosto de 1864, Huggins fue el primero en analizar el espectro de una nebulosa planetaria cuando observó la Nebulosa Ojo de Gato. Sus observaciones de estrellas habían demostrado que sus espectros consistían en un continuo de radiación con muchas líneas oscuras superpuestas. Encontró que muchos objetos nebulosos como la Nebulosa de Andrómeda (como se la conocía entonces) tenían espectros que eran bastante similares. Sin embargo, cuando Huggins miró la Nebulosa Ojo de Gato, encontró un espectro muy diferente. En lugar de un fuerte continuo con líneas de absorción superpuestas, la Nebulosa Ojo de Gato y otros objetos similares mostraron una serie de líneas de emisión. El más brillante de estos fue a una longitud de onda de 500,7 nanómetros, que no se correspondía con una línea de ningún elemento conocido.

Al principio, se planteó la hipótesis de que la línea podría deberse a un elemento desconocido, que se llamó nebulium. Una idea similar condujo al descubrimiento del helio a través del análisis del espectro del Sol en 1868. Mientras que el helio se aisló en la Tierra poco después de su descubrimiento en el espectro del Sol, el "nebulium" no estaba. A principios del siglo XX, Henry Norris Russell propuso que, en lugar de ser un elemento nuevo, la línea de 500,7 nm se debía a un elemento familiar en condiciones desconocidas.

Los físicos demostraron en la década de 1920 que en el gas a densidades extremadamente bajas, los electrones pueden ocupar niveles de energía metaestable excitados en átomos e iones que, de lo contrario, serían desexcitados por colisiones que ocurrirían a densidades más altas. Transiciones de electrones desde estos niveles en iones de nitrógeno y oxígeno (O⁺, O2+ (también conocido como O iii) y N⁺) dan lugar a la línea de emisión de 500,7 nm y otras. Estas líneas espectrales, que solo se pueden ver en gases de muy baja densidad, se denominan líneas prohibidas. Las observaciones espectroscópicas mostraron que las nebulosas estaban hechas de gas extremadamente enrarecido.

Nebulosa planetaria NGC 3699 se distingue por una apariencia irregular moteada y un grifo oscuro.

Estrellas centrales

Las estrellas centrales de las nebulosas planetarias son muy calientes. Solo cuando una estrella ha agotado la mayor parte de su combustible nuclear puede colapsar a un tamaño pequeño. Las nebulosas planetarias se entienden como una etapa final de la evolución estelar. Las observaciones espectroscópicas muestran que todas las nebulosas planetarias se están expandiendo. Esto condujo a la idea de que las nebulosas planetarias eran causadas por las capas externas de una estrella que se arrojaban al espacio al final de su vida.

Observaciones modernas

Hacia finales del siglo XX, las mejoras tecnológicas ayudaron a avanzar en el estudio de las nebulosas planetarias. Los telescopios espaciales permitieron a los astrónomos estudiar longitudes de onda de luz fuera de las que transmite la atmósfera terrestre. Los estudios infrarrojos y ultravioleta de las nebulosas planetarias permitieron determinaciones mucho más precisas de las temperaturas, densidades y abundancias elementales de las nebulosas. La tecnología de dispositivos de carga acoplada permitió medir con precisión líneas espectrales mucho más débiles de lo que había sido posible anteriormente. El Telescopio Espacial Hubble también mostró que, si bien muchas nebulosas parecen tener estructuras simples y regulares cuando se observan desde el suelo, la resolución óptica muy alta que pueden lograr los telescopios sobre la atmósfera terrestre revela estructuras extremadamente complejas.

Según el esquema de clasificación espectral de Morgan-Keenan, las nebulosas planetarias se clasifican como Tipo-P, aunque esta notación rara vez se usa en la práctica.

Orígenes

Simulación computarizada de la formación de una nebulosa planetaria de una estrella con un disco guerreado, mostrando la complejidad que puede resultar de una pequeña asimetría inicial.

Las estrellas de más de 8 masas solares (M_⊙) probablemente terminarán sus vidas en explosiones dramáticas de supernovas, mientras que las nebulosas planetarias aparentemente solo ocurren al final de la vida de las estrellas de masa intermedia y baja entre 0,8 M_⊙ a 8,0 M_⊙. Las estrellas progenitoras que forman nebulosas planetarias pasarán la mayor parte de su vida convirtiendo su hidrógeno en helio en el núcleo de la estrella mediante fusión nuclear a unos 15 millones de K. Esta energía generada crea una presión hacia el exterior a partir de las reacciones de fusión en el núcleo, equilibrando el aplastamiento. presiones internas de la gravedad de la estrella. Este estado de equilibrio se conoce como la secuencia principal, que puede durar decenas de millones a miles de millones de años, dependiendo de la masa.

Cuando la fuente de hidrógeno en el núcleo comienza a disminuir, la gravedad comienza a comprimir el núcleo, provocando un aumento de la temperatura de unos 100 millones K. Estas temperaturas más altas del núcleo hacen que las capas externas más frías de la estrella se expandan para crear mucho estrellas gigantes rojas más grandes. Esta fase final provoca un aumento dramático en la luminosidad estelar, donde la energía liberada se distribuye sobre un área de superficie mucho más grande, lo que de hecho hace que la temperatura promedio de la superficie sea más baja. En términos de evolución estelar, las estrellas que experimentan tales aumentos de luminosidad se conocen como estrellas de rama gigante asintótica (AGB). Durante esta fase, la estrella puede perder del 50 al 70% de su masa total debido a su viento estelar.

Para las estrellas de ramas gigantes asintóticas más masivas que forman nebulosas planetarias, cuyos progenitores exceden alrededor de 3M_⊙, sus núcleos continuarán contrayéndose. Cuando las temperaturas alcanzan los 100 millones de K, los núcleos de helio disponibles se fusionan en carbono y oxígeno, de modo que la estrella vuelve a irradiar energía, deteniendo temporalmente la contracción del núcleo. Esta nueva fase de combustión de helio (fusión de núcleos de helio) forma un núcleo interno creciente de carbono y oxígeno inertes. Encima hay una delgada capa que quema helio, rodeada a su vez por una capa que quema hidrógeno. Sin embargo, esta nueva fase dura solo unos 20.000 años, un período muy corto en comparación con toda la vida de la estrella.

La ventilación de la atmósfera continúa sin cesar hacia el espacio interestelar, pero cuando la superficie exterior del núcleo expuesto alcanza temperaturas superiores a los 30 000 K, se emiten suficientes fotones ultravioleta para ionizar la atmósfera expulsada, lo que hace que el gas brille como una nebulosa planetaria..

Vida útil

La Nebulosa del Collar consiste en un anillo brillante, que mide alrededor de dos años luz a lo largo, con nudos densos y brillantes de gas que se asemejan a diamantes en un collar. Los nudos brillan brillantemente debido a la absorción de la luz ultravioleta de las estrellas centrales.

Después de que una estrella pasa por la fase de rama gigante asintótica (AGB), comienza la fase de evolución estelar de nebulosa planetaria corta a medida que los gases se alejan de la estrella central a velocidades de unos pocos kilómetros por segundo. La estrella central es el remanente de su progenitor AGB, un núcleo de carbono-oxígeno degenerado por electrones que ha perdido la mayor parte de su envoltura de hidrógeno debido a la pérdida de masa en el AGB. A medida que los gases se expanden, la estrella central experimenta una evolución de dos etapas, primero calentándose a medida que continúa contrayéndose y ocurren reacciones de fusión de hidrógeno en la capa alrededor del núcleo y luego enfriándose lentamente cuando la capa de hidrógeno se agota por fusión y pérdida de masa. En la segunda fase, irradia su energía y cesan las reacciones de fusión, ya que la estrella central no es lo suficientemente pesada como para generar las temperaturas centrales necesarias para que se fusionen el carbono y el oxígeno. Durante la primera fase, la estrella central mantiene una luminosidad constante, mientras que al mismo tiempo se calienta cada vez más, llegando a alcanzar temperaturas de alrededor de 100.000 K. En la segunda fase, se enfría tanto que no emite suficiente radiación ultravioleta para ionizar la estrella. nube de gas cada vez más distante. La estrella se convierte en una enana blanca y la nube de gas en expansión se vuelve invisible para nosotros, poniendo fin a la fase de evolución de la nebulosa planetaria. Para una nebulosa planetaria típica, pasan alrededor de 10 000 años entre su formación y la recombinación del plasma resultante.

Papel en el enriquecimiento galáctico

ESO 455-10 es una nebulosa planetaria situada en la constelación de Escorpión.

Las nebulosas planetarias pueden desempeñar un papel muy importante en la evolución galáctica. Las estrellas recién nacidas consisten casi en su totalidad en hidrógeno y helio, pero a medida que las estrellas evolucionan a través de la fase de rama gigante asintótica, crean elementos más pesados a través de la fusión nuclear que finalmente son expulsados por fuertes vientos estelares. Las nebulosas planetarias suelen contener mayores proporciones de elementos como el carbono, el nitrógeno y el oxígeno, y estos se reciclan al medio interestelar a través de estos poderosos vientos. De esta forma, las nebulosas planetarias enriquecen en gran medida a la Vía Láctea y sus nebulosas con estos elementos más pesados, conocidos colectivamente por los astrónomos como metales y denominados específicamente por el parámetro de metalicidad Z.

Las generaciones posteriores de estrellas formadas a partir de tales nebulosas también tienden a tener metalicidades más altas. Aunque estos metales están presentes en las estrellas en cantidades relativamente pequeñas, tienen marcados efectos sobre la evolución estelar y las reacciones de fusión. Cuando las estrellas se formaron antes en el universo, teóricamente contenían cantidades más pequeñas de elementos más pesados. Ejemplos conocidos son las estrellas Población II pobres en metales. (Consulte Población estelar). La identificación del contenido de metalicidad estelar se encuentra mediante espectroscopia.

Características

Características físicas

NGC 6720, the Ring Nebula

Nebulosa de rodaja de limón (IC 3568).

Una nebulosa planetaria típica tiene aproximadamente un año luz de diámetro y consiste en gas extremadamente enrarecido, con una densidad generalmente de 100 a 10,000 partículas por cm³. (La atmósfera de la Tierra, en comparación, contiene 2,5×10¹⁹ partículas por cm³). Las nebulosas planetarias jóvenes tienen la densidades más altas, a veces tan altas como 10⁶ partículas por cm³. A medida que las nebulosas envejecen, su expansión hace que su densidad disminuya. Las masas de las nebulosas planetarias oscilan entre 0,1 y 1 masa solar.

La radiación de la estrella central calienta los gases a temperaturas de unos 10 000 K. La temperatura del gas en las regiones centrales suele ser mucho más alta que en la periferia, alcanzando los 16 000–25 000 K. El volumen en las proximidades de la estrella central suele estar lleno con un gas (coronal) muy caliente que tiene una temperatura de aproximadamente 1 000 000 K. Este gas se origina en la superficie de la estrella central en forma de viento estelar rápido.

Las nebulosas pueden describirse como limitadas por materia o limitadas por radiación. En el primer caso, no hay suficiente materia en la nebulosa para absorber todos los fotones UV emitidos por la estrella y la nebulosa visible está completamente ionizada. En el último caso, la estrella central no emite suficientes fotones UV para ionizar todo el gas circundante, y un frente de ionización se propaga hacia el exterior en la envoltura circunestelar de átomos neutros.

Números y distribución

Se sabe ahora que existen alrededor de 3000 nebulosas planetarias en nuestra galaxia, de 200 mil millones de estrellas. Su vida útil muy corta en comparación con la vida útil estelar total explica su rareza. Se encuentran principalmente cerca del plano de la Vía Láctea, con la mayor concentración cerca del Centro Galáctico.

Morfología

Solo alrededor del 20 % de las nebulosas planetarias son esféricamente simétricas (por ejemplo, véase Abell 39). Existe una amplia variedad de formas con algunas formas muy complejas vistas. Las nebulosas planetarias son clasificadas por diferentes autores en: estelares, de disco, de anillo, irregulares, helicoidales, bipolares, cuadrupolares y de otros tipos, aunque la mayoría de ellas pertenecen a solo tres tipos: esféricas, elípticas y bipolares. Las nebulosas bipolares se concentran en el plano galáctico, probablemente producidas por estrellas progenitoras masivas relativamente jóvenes; y los bipolares en el bulbo galáctico parecen preferir orientar sus ejes orbitales paralelos al plano galáctico. Por otro lado, las nebulosas esféricas son probablemente producidas por viejas estrellas similares al Sol.

La gran variedad de formas se debe en parte al efecto de proyección: la misma nebulosa, cuando se ve desde diferentes ángulos, parecerá diferente. Sin embargo, la razón de la gran variedad de formas físicas no se comprende completamente. Las interacciones gravitatorias con estrellas compañeras si las estrellas centrales son estrellas binarias pueden ser una de las causas. Otra posibilidad es que los planetas interrumpan el flujo de material lejos de la estrella a medida que se forma la nebulosa. Se ha determinado que las estrellas más masivas producen nebulosas de formas más irregulares. En enero de 2005, los astrónomos anunciaron la primera detección de campos magnéticos alrededor de las estrellas centrales de dos nebulosas planetarias y plantearon la hipótesis de que los campos podrían ser parcial o totalmente responsables de sus notables formas.

Membresía en clústeres

telescopio Abell 78, 24 pulgadas en el Monte Lemmon, AZ. Cortesía de Joseph D. Schulman.

Se han detectado nebulosas planetarias como miembros en cuatro cúmulos globulares galácticos: Messier 15, Messier 22, NGC 6441 y Palomar 6. La evidencia también apunta al posible descubrimiento de nebulosas planetarias en cúmulos globulares en la galaxia M31. Sin embargo, actualmente solo hay un caso de una nebulosa planetaria descubierta en un cúmulo abierto que está de acuerdo con investigadores independientes. Ese caso pertenece a la nebulosa planetaria PHR 1315-6555 y al cúmulo abierto Andrews-Lindsay 1. De hecho, a través de la pertenencia al cúmulo, PHR 1315-6555 posee una de las distancias más precisas establecidas para una nebulosa planetaria (es decir, una solución de distancia del 4 %). Los casos de NGC 2818 y NGC 2348 en Messier 46 exhiben velocidades desiguales entre las nebulosas planetarias y los cúmulos, lo que indica que son coincidencias en la línea de visión. Una submuestra de casos tentativos que potencialmente pueden ser pares de clúster/PN incluye Abell 8 y Bica 6, y He 2-86 y NGC 4463.

Los modelos teóricos predicen que las nebulosas planetarias pueden formarse a partir de estrellas de la secuencia principal de entre una y ocho masas solares, lo que sitúa la edad de la estrella progenitora en más de 40 millones de años. Aunque hay unos pocos cientos de cúmulos abiertos conocidos dentro de ese rango de edad, una variedad de razones limitan las posibilidades de encontrar una nebulosa planetaria en su interior. Por una razón, la fase de nebulosa planetaria para estrellas más masivas es del orden de milenios, lo que es un abrir y cerrar de ojos en términos astronómicos. Además, en parte debido a su pequeña masa total, los cúmulos abiertos tienen una cohesión gravitacional relativamente pobre y tienden a dispersarse después de un tiempo relativamente corto, típicamente de 100 a 600 millones de años.

Problemas actuales en los estudios de nebulosas planetarias

Las distancias a las nebulosas planetarias generalmente están mal determinadas, pero la misión Gaia ahora está midiendo distancias paralácticas directas entre sus estrellas centrales y las estrellas vecinas. También es posible determinar distancias a nebulosas planetarias cercanas midiendo sus tasas de expansión. Las observaciones de alta resolución tomadas con varios años de diferencia mostrarán la expansión de la nebulosa perpendicular a la línea de visión, mientras que las observaciones espectroscópicas del desplazamiento Doppler revelarán la velocidad de expansión en la línea de visión. La comparación de la expansión angular con la velocidad de expansión derivada revelará la distancia a la nebulosa.

La cuestión de cómo se puede producir una gama tan diversa de formas nebulosas es un tema discutible. Se teoriza que las interacciones entre el material que se aleja de la estrella a diferentes velocidades dan lugar a la mayoría de las formas observadas. Sin embargo, algunos astrónomos postulan que las estrellas centrales binarias cercanas podrían ser responsables de las nebulosas planetarias más complejas y extremas. Se ha demostrado que varias exhiben fuertes campos magnéticos, y sus interacciones con el gas ionizado podrían explicar algunas formas de nebulosas planetarias.

Hay dos métodos principales para determinar la abundancia de metales en las nebulosas. Estos se basan en líneas de recombinación y líneas excitadas por colisión. A veces se observan grandes discrepancias entre los resultados derivados de los dos métodos. Esto puede explicarse por la presencia de pequeñas fluctuaciones de temperatura dentro de las nebulosas planetarias. Las discrepancias pueden ser demasiado grandes para ser causadas por los efectos de la temperatura, y algunos plantean la hipótesis de la existencia de nudos fríos que contienen muy poco hidrógeno para explicar las observaciones. Sin embargo, tales nudos aún no se han observado.

Galería

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  Poco par de estrellas envejecidas esculpirán espectacular forma de nebulosa planetaria.
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  Pequeña nebulosa planetaria NGC 6886.
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  Esta imagen preciosa se asemeja a un parche inquieto de espacio que ha sido manchado por una huella celestial gigante

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  La nebulosa planetaria Sh2-42 en la constelación Sagitario