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Articulo de referencia

Nebulosa planetaria

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La organización de la imagen es similar a la del ojo de un gato. Un círculo blanco brillante, casi diminuto, en el centro representa la estrella central. Esta estrella está rodeada por un área elíptica de bordes irregulares, de color púrpura y rojo, que sugiere una envoltura tridimensional. A su vez, hay dos regiones circulares superpuestas de color rojo con bordes amarillos y verdes, que sugieren otra envoltura tridimensional.
Imagen compuesta de rayos X y óptica de la Nebulosa del Ojo de Gato (NGC 6543).
Dos cámaras a bordo del telescopio Webb capturaron la imagen más reciente de esta nebulosa planetaria, catalogada como NGC 3132 y conocida informalmente como la Nebulosa del Anillo Sur. Se encuentra a unos 2500 años luz de distancia.
Dos cámaras a bordo del telescopio Webb capturaron la imagen más reciente de esta nebulosa planetaria, catalogada como NGC 3132 y conocida informalmente como la Nebulosa del Anillo Sur. Se encuentra a unos 2500 años luz de distancia.
NGC 6326 , una nebulosa planetaria con filamentos brillantes de gas que emanan y que son iluminados por una estrella central binaria [ 3 ].

Una nebulosa planetaria es un tipo de nebulosa de emisión que consiste en una capa brillante y en expansión de gas ionizado [ a ] eyectada de estrellas gigantes rojas al final de sus vidas. [ 5 ]

El término «nebulosa planetaria» es un nombre inapropiado porque no tienen relación con los planetas . El término se origina en la forma redonda, similar a la de 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 parecidas a planetas; 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». [ 6 ] [ 7 ] [ 8 ] Aunque la interpretación moderna es diferente, el término antiguo todavía se usa.

Todas las nebulosas planetarias se forman al final de la vida de una estrella de masa intermedia, de aproximadamente 1 a 8 masas solares. Se espera que el Sol forme una nebulosa planetaria al final de su ciclo de vida. [ 9 ] Son fenómenos relativamente efímeros, que duran quizás unas pocas decenas de milenios, en comparación con fases considerablemente más largas de la evolución estelar . [ 10 ] 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 (PNN), ioniza el material eyectado. [ 5 ] La luz ultravioleta absorbida energiza entonces la capa de gas nebuloso alrededor de la estrella central, haciendo que aparezca como 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 originaron. Las nebulosas planetarias se observan en galaxias más distantes , lo que proporciona información valiosa sobre su composición química.

A partir de la década de 1990, las imágenes del Telescopio Espacial Hubble revelaron que muchas nebulosas planetarias presentan morfologías extremadamente complejas y variadas. Aproximadamente una quinta parte son casi esféricas, pero la mayoría no son esféricamente simétricas. Los mecanismos que producen tal variedad de formas y características aún no se comprenden del todo, pero es posible que las estrellas centrales binarias , los vientos estelares y los campos magnéticos desempeñen un papel importante.

Observaciones

Una colorida concha con una apariencia casi de ojo. En el centro se observa una pequeña estrella con un área circular azul que podría representar el iris. Esta está rodeada por un área similar a un iris, formada por bandas naranjas concéntricas. A su vez, hay un área roja con forma de párpado antes del borde, donde se muestra un espacio vacío. Estrellas de fondo salpican toda la imagen.
NGC 7293 , la Nebulosa de la Hélice
Una capa esférica de color contrasta con el fondo estelar. Intrincados nudos, similares a cometas, irradian hacia el interior desde el borde hasta aproximadamente un tercio del centro. La mitad central contiene capas esféricas más brillantes que se superponen y presentan bordes irregulares. Una solitaria estrella central es visible en el medio. No se observan estrellas de fondo.
NGC 2392 , la Nebulosa Esquimal

Descubrimiento

La primera nebulosa planetaria descubierta (aunque aún no se la denominaba como tal) fue la Nebulosa de la Mancuerna en la constelación de Vulpecula . Fue observada por Charles Messier el 12 de julio de 1764 y catalogada como M27 en su catálogo de objetos nebulosos. [ 11 ] Para los primeros observadores con telescopios de baja resolución, M27 y las nebulosas planetarias descubiertas posteriormente se asemejaban a 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 opaca, pero perfectamente delineada; tan grande como Júpiter y con el aspecto de un planeta que se desvanece». [ 6 ] [ 7 ] [ 8 ]

La naturaleza de estos objetos seguía sin estar clara. En 1782, William Herschel , descubridor de Urano, encontró la Nebulosa de Saturno (NGC 7009) y la describió como "Una nebulosa curiosa, o cómo llamarla de otra manera, no lo sé". Más tarde describió estos objetos como si fueran planetas "de tipo estelar". [ 12 ] Como señaló Darquier antes que él, Herschel descubrió que el disco se parecía a un planeta, pero era demasiado tenue para serlo. En 1785, Herschel le escribió a Jérôme Lalande :

Se trata de cuerpos celestes de los que aún no tenemos una idea clara y que quizás sean de un tipo muy diferente a los que conocemos en el firmamento. Ya he encontrado cuatro con un diámetro visible de entre 15 y 30 segundos. Estos cuerpos parecen tener un disco similar al de un planeta, es decir, de brillo uniforme, redondo o algo ovalado, y con un contorno tan bien definido como el de los discos planetarios, con una luz lo suficientemente intensa como para ser visible con un telescopio común de tan solo 30 centímetros, pero que solo tienen la apariencia de una estrella de magnitud novena aproximadamente. [ 13 ]

Las asignó a la Clase IV de su catálogo de "nebulosas", llegando a enumerar 78 "nebulosas planetarias", la mayoría de las cuales son en realidad galaxias. [ 14 ]

Herschel utilizó el término «nebulosas planetarias» para referirse a estos objetos. Se desconoce el origen de este término. [ 11 ] [ 15 ] La denominación «nebulosa planetaria» se arraigó en la terminología empleada por los astrónomos para clasificar este tipo de nebulosas, y aún hoy se utiliza. [ 16 ] [ 17 ]

Espectros

La naturaleza de las nebulosas planetarias permaneció desconocida hasta que se realizaron las primeras observaciones espectroscópicas a mediados del siglo XIX. Utilizando un prisma para dispersar su luz, William Huggins fue uno de los primeros astrónomos en estudiar los espectros ópticos de los objetos astronómicos. [ 15 ]

El 29 de agosto de 1864, Huggins fue el primero en analizar el espectro de una nebulosa planetaria al observar la Nebulosa del Ojo de Gato . [ 11 ] Sus observaciones de estrellas habían demostrado que sus espectros consistían en un continuo de radiación con muchas líneas oscuras superpuestas. Descubrió que muchos objetos nebulosos, como la Nebulosa de Andrómeda (como se la conocía entonces), tenían espectros bastante similares. Sin embargo, cuando Huggins observó la Nebulosa del Ojo de Gato, encontró un espectro muy diferente. En lugar de un continuo fuerte con líneas de absorción superpuestas, la Nebulosa del Ojo de Gato y otros objetos similares mostraron varias líneas de emisión . [ 15 ] La más brillante de estas se encontraba en una longitud de onda de 500,7 nanómetros , que no correspondía con la línea de ningún elemento conocido. [ 18 ] 

Al principio, se planteó la hipótesis de que la línea podría deberse a un elemento desconocido, al que se denominó nebulio . Una idea similar había llevado al descubrimiento del helio mediante el análisis del espectro solar en 1868. [ 11 ] Si bien el helio fue aislado en la Tierra poco después de su descubrimiento en el espectro solar, el "nebulio" no lo fue. A principios del siglo XX, Henry Norris Russell propuso que, en lugar de ser un elemento nuevo, la línea a 500,7  nm se debía a un elemento conocido en condiciones desconocidas. [ 11 ]

En la década de 1920, los físicos demostraron que en gases de densidad extremadamente baja, los electrones pueden ocupar niveles de energía metaestables excitados en átomos e iones que, de otro modo, se desexcitarían por colisiones que ocurrirían a densidades más altas. [ 19 ] Las transiciones electrónicas desde estos niveles en iones de nitrógeno y oxígeno ( O + , O 2+ (también conocido como O iii ), y N + ) dan lugar a la línea de emisión de 500,7 nm y otras. [ 11 ] Estas líneas espectrales, que solo se pueden ver en gases de muy baja densidad, se denominan líneas prohibidas . Las observaciones espectroscópicas demostraron así que las nebulosas estaban compuestas de gas extremadamente enrarecido. [ 20 ]  

La nebulosa planetaria NGC 3699 se distingue por una apariencia irregular y moteada y una grieta oscura. [ 21 ]

Estrellas centrales

Las estrellas centrales de las nebulosas planetarias son muy calientes. [ 5 ] 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 llevó a la idea de que las nebulosas planetarias fueron causadas por las capas exteriores de una estrella que fueron expulsadas al espacio al final de su vida. [ 11 ]

Observaciones modernas

Hacia finales del siglo XX, las mejoras tecnológicas ayudaron a impulsar el estudio de las nebulosas planetarias. [ 22 ] Los telescopios espaciales permitieron a los astrónomos estudiar longitudes de onda de luz fuera de las que transmite la atmósfera terrestre. Las primeras observaciones UV de PNe ( IC 2149 ) se realizaron desde el espacio, con el Observatorio Espacial Orión 2 (ver Observatorios Espaciales Orión 1 y Orión 2 ) a bordo de la nave espacial Soyuz 13 en diciembre de 1973, [ 23 ] se detectó por primera vez la emisión de dos fotones de las nebulosas. [ 24 ] Los estudios infrarrojos y ultravioleta de las nebulosas planetarias permitieron determinaciones mucho más precisas de las temperaturas , densidades y abundancias elementales nebulares . [ 25 ] [ 26 ] 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 demostró que, si bien muchas nebulosas parecen tener estructuras simples y regulares cuando se observan desde la Tierra, la altísima resolución óptica que pueden alcanzar los telescopios situados por encima de la atmósfera terrestre revela estructuras extremadamente complejas. [ 27 ] [ 28 ]

Según el esquema de clasificación espectral de Morgan-Keenan , las nebulosas planetarias se clasifican como de tipo P , aunque esta notación rara vez se usa en la práctica. [ 29 ]

Orígenes

La estrella central tiene una curva alargada en forma de S de color blanco que se extiende en direcciones opuestas hacia el borde. Un área con forma de mariposa rodea la forma de S, correspondiendo esta forma al cuerpo de la mariposa.
Simulación por ordenador de la formación de una nebulosa planetaria a partir de una estrella con un disco deformado, que muestra la complejidad que puede resultar de una pequeña asimetría inicial.

Las estrellas de más de 8 masas solares ( M ☉ ) probablemente terminarán sus vidas en dramáticas explosiones de supernovas , mientras que las nebulosas planetarias aparentemente solo ocurren al final de las vidas de estrellas de masa intermedia y baja entre 0,8 M ☉ a 8,0 M ☉ . [ 30 ] Las estrellas progenitoras que forman nebulosas planetarias pasarán la mayor parte de sus vidas convirtiendo su hidrógeno en helio en el núcleo de la estrella por fusión nuclear a unos 15 millones de K . Esto genera energía en el núcleo, que crea una presión hacia afuera que equilibra las aplastantes presiones hacia adentro de la gravedad. [ 31 ] 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 el hidrógeno en el núcleo comienza a agotarse, la fusión nuclear genera menos energía y la gravedad comienza a comprimir el núcleo, lo que provoca un aumento de la temperatura a unos 100  millones  de K mientras la combustión del hidrógeno se desplaza a una capa delgada alrededor del núcleo. [ 32 ] Para mantener el equilibrio térmico, las capas exteriores de la estrella se expanden y se enfrían. [ 33 ] Esta fase provoca un aumento drástico de la luminosidad estelar, pero debido a que la energía liberada se distribuye sobre una superficie mucho mayor, en realidad provoca una disminución de la temperatura superficial. Esta fase de la evolución estelar se conoce como la rama de las gigantes rojas (RGB). En estrellas más masivas que 0,8 M ☉ , el núcleo, ahora compuesto principalmente de helio, se vuelve a encender; el helio se convierte entonces en carbono y oxígeno , consumiendo lentamente el helio del núcleo. [ 33 ] 

A medida que se agota el helio en el núcleo, la temperatura de este comienza a aumentar de nuevo de forma similar a la de la rama de gigantes rojas (RGB). La luminosidad vuelve a aumentar y la estrella se expande una vez más, disminuyendo la temperatura superficial. Las estrellas en esta fase de su vida se conocen como estrellas de la rama asintótica de gigantes (AGB). [ 32 ] Durante esta fase, la estrella puede perder entre el 50 % y el 70 % de su masa total debido a su viento estelar . [ 34 ]

La expulsión de atmósfera continúa sin cesar hacia el espacio interestelar. Cuando la superficie exterior del núcleo expuesto alcanza temperaturas superiores a unos 30 000  K, se emiten suficientes fotones ultravioleta para ionizar la atmósfera expulsada, lo que provoca que el gas brille como una nebulosa planetaria. [ 32 ]

Vida

La Nebulosa del Collar consiste en un anillo brillante, de aproximadamente dos años luz de diámetro, salpicado de densos y brillantes nudos de gas que se asemejan a diamantes en un collar. Los nudos brillan intensamente debido a la absorción de luz ultravioleta de las estrellas centrales. [ 35 ]

Después de que una estrella pasa por la fase de rama gigante asintótica (AGB), comienza la fase corta de nebulosa planetaria de la evolución estelar [ 22 ] cuando los gases se alejan de la estrella central a velocidades de unos pocos kilómetros por segundo. La estrella central es el remanente de su progenitora AGB, un núcleo de carbono-oxígeno degenerado en electrones que ha perdido la mayor parte de su envoltura de hidrógeno debido a la pérdida de masa en la AGB. [ 22 ] A medida que los gases se expanden, la estrella central experimenta una evolución en dos etapas, primero aumentando su temperatura 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 a través de la fusión y la pérdida de masa. [ 22 ] En la segunda fase, irradia su energía y las reacciones de fusión cesan, ya que la estrella central no es lo suficientemente masiva como para generar las temperaturas del núcleo necesarias para que el carbono y el oxígeno se fusionen. [ 11 ] [ 22 ] Durante la primera fase, la estrella central mantiene una luminosidad constante, [ 22 ] mientras que al mismo tiempo se calienta cada vez más, llegando finalmente a temperaturas de alrededor de 100 000  K. En la segunda fase, se enfría tanto que no emite suficiente radiación ultravioleta para ionizar la 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, finalizando la fase de nebulosa planetaria de la evolución. [ 22 ] Para una nebulosa planetaria típica, transcurren unos 10 000  años [ 22 ] entre su formación y la recombinación del plasma resultante . [ 11 ]

Papel en el enriquecimiento galáctico

ESO 455-10 es una nebulosa planetaria ubicada en la constelación de Escorpio (El Escorpión). [ 36 ]

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 , [ 37 ] pero a medida que las estrellas evolucionan a través de la fase de rama gigante asintótica , [ 38 ] crean elementos más pesados ​​mediante fusión nuclear que finalmente son expulsados ​​por fuertes vientos estelares . [ 39 ] Las nebulosas planetarias suelen contener mayores proporciones de elementos como carbono , nitrógeno y oxígeno , y estos se reciclan en el medio interestelar a través de estos poderosos vientos. De esta manera, las nebulosas planetarias enriquecen enormemente la Vía Láctea y sus nebulosas con estos elementos más pesados, conocidos colectivamente por los astrónomos como metales y específicamente denominados por el parámetro de metalicidad Z. [ 40 ]

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 efectos marcados en la evolución estelar y las reacciones de fusión. Cuando las estrellas se formaron más temprano en el universo , teóricamente contenían cantidades más pequeñas de elementos más pesados. [ 41 ] Ejemplos conocidos son las estrellas de Población II pobres en metales . (Véase Población estelar .) [ 42 ] [ 43 ] La identificación del contenido de metalicidad estelar se encuentra por espectroscopia .

Características

Características físicas

Una concha elíptica con un fino borde exterior rojo que rodea una región amarilla y luego rosa, alrededor de un área azul casi circular con la estrella central en su centro. Se aprecian algunas estrellas de fondo.
NGC 6720, la Nebulosa del Anillo
Nebulosa de rodaja de limón (IC 3568)

Una nebulosa planetaria típica tiene aproximadamente un año luz de diámetro y consta de gas extremadamente enrarecido, con una densidad generalmente de 100 a 10 000 partículas por cm³ . [ 44 ] ( La atmósfera terrestre, en comparación, contiene 2,5 × 1019 partículas por cm³ . ) Las nebulosas planetarias jóvenes tienen las densidades más altas, a veces hasta 10⁶ partículas por cm³ . A medida que las nebulosas envejecen, su expansión provoca una disminución de su densidad. Las masas de las nebulosas planetarias oscilan entre 0,1 y 1 masa solar . [ 44 ] 

La radiación de la estrella central calienta los gases a temperaturas de aproximadamente 10 000 K. [ 45 ] La temperatura del gas en las regiones centrales suele ser mucho mayor que en la periferia, alcanzando los 16 000–25 000 K. [ 46 ] El volumen en las proximidades de la estrella central a menudo está lleno de un gas muy caliente (coronal) con 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. [ 47 ]   

Las nebulosas pueden describirse como limitadas por materia o limitadas por radiación . En el primer caso, la nebulosa no contiene suficiente materia para absorber todos los fotones UV emitidos por la estrella, y la nebulosa visible está completamente ionizada. En el segundo caso, la estrella central no emite suficientes fotones UV para ionizar todo el gas circundante, y un frente de ionización se propaga hacia afuera, hacia la envoltura circunestelar de átomos neutros. [ 48 ]

Números y distribución

Actualmente se sabe que existen alrededor de 3000 nebulosas planetarias en nuestra galaxia, [ 49 ] de entre 200 mil millones de estrellas. Su corta vida útil en comparación con la vida útil total de las estrellas explica su rareza. Se encuentran principalmente cerca del plano de la Vía Láctea , con la mayor concentración cerca del centro galáctico . [ 50 ]

Morfología

Esta animación muestra cómo las dos estrellas que se encuentran en el centro de una nebulosa planetaria como Fleming 1 pueden controlar la creación de los espectaculares chorros de material expulsados ​​por el objeto.

Solo alrededor del 20% de las nebulosas planetarias son esféricamente simétricas (por ejemplo, véase Abell 39 ). [ 51 ] Existe una amplia variedad de formas, observándose algunas muy complejas. Diferentes autores clasifican las nebulosas planetarias en: estelares, de disco, de anillo, irregulares, helicoidales, bipolares , cuadrupolares, [ 52 ] y otros tipos, [ 53 ] aunque la mayoría 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 las bipolares en el bulbo galáctico parecen preferir orientar sus ejes orbitales paralelos al plano galáctico. [ 54 ] Por otro lado, las nebulosas esféricas probablemente son producidas por estrellas viejas similares al Sol. [ 1 ]

La enorme variedad de formas se debe en parte al efecto de proyección: la misma nebulosa, vista desde diferentes ángulos, se verá diferente. [ 55 ] Sin embargo, la razón de la enorme variedad de formas físicas no se comprende del todo. [ 53 ] Las interacciones gravitacionales con estrellas compañeras, si las estrellas centrales son binarias, pueden ser una causa. Otra posibilidad es que los planetas interrumpan el flujo de material que se aleja de la estrella a medida que se forma la nebulosa. Se ha determinado que las estrellas más masivas producen nebulosas de forma más irregular. [ 56 ] En enero de 2005, los astrónomos anunciaron la primera detección de campos magnéticos alrededor de las estrellas centrales de dos nebulosas planetarias, [ 57 ] predichos ya en la década de 1960, [ 58 ] e hipotetizaron que los campos podrían ser parcial o totalmente responsables de sus notables formas. [ 59 ] La clasificación de las morfologías de las nebulosas planetarias depende de la sensibilidad de observación y de la especie observada. Por ejemplo, la cintura de una nebulosa bipolar puede identificarse como elíptica si los lóbulos bipolares son demasiado débiles para detectarlos. Esto ha sido reportado para NGC 650–1, Sh 1–89 y SaWe 3 por Hua (A&AS, 125, 355,1997) y Hua et al. (A&AS, 133, 361, 1998).

Pertenencia a clústeres

Telescopio Abell 78 de 24 pulgadas en el monte Lemmon, Arizona.

Se han detectado nebulosas planetarias como miembros de 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 . [ 60 ] Sin embargo, actualmente solo hay un caso de una nebulosa planetaria descubierta en un cúmulo abierto que es aceptado por investigadores independientes. [ 61 ] [ 62 ] [ 63 ] Ese caso corresponde 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 no coincidentes entre las nebulosas planetarias y los cúmulos, lo que indica que son coincidencias en la línea de visión. [ 50 ] [ 64 ] [ 65 ] Una submuestra de casos tentativos que potencialmente pueden ser pares de cúmulos/PN incluye Abell 8 y Bica 6, [ 66 ] [ 67 ] y He 2-86 y NGC 4463. [ 68 ]

Los modelos teóricos predicen que las nebulosas planetarias pueden formarse a partir de estrellas de la secuencia principal con masas de entre una y ocho masas solares, lo que sitúa la edad de la estrella progenitora en más de 40 millones de años. Aunque se conocen unos cientos de cúmulos abiertos dentro de ese rango de edad, diversas razones limitan las posibilidades de encontrar una nebulosa planetaria en su interior. [ 50 ] Por un lado, la fase de nebulosa planetaria para las 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 baja y tienden a dispersarse después de un tiempo relativamente corto, típicamente de 100 a 600 millones de años. [ 69 ]

Problemas actuales en los estudios de nebulosas planetarias

Las distancias a las nebulosas planetarias generalmente se determinan con poca precisión, [ 70 ] pero la misión Gaia ahora está midiendo distancias paralácticas directas entre sus estrellas centrales y las estrellas vecinas. [ 71 ] 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. Comparando la expansión angular con la velocidad de expansión derivada se revelará la distancia a la nebulosa. [ 27 ]

La cuestión de cómo se produce una gama tan diversa de formas nebulares es un tema controvertido. 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. [ 53 ] Sin embargo, algunos astrónomos postulan que las estrellas centrales binarias cercanas podrían ser responsables de las nebulosas planetarias más complejas y extremas. [ 72 ] Se ha demostrado que varias de ellas presentan fuertes campos magnéticos, [ 73 ] y sus interacciones con el gas ionizado podrían explicar algunas formas de nebulosas planetarias. [ 57 ]

Existen dos métodos principales para determinar la abundancia de metales en las nebulosas. Estos se basan en líneas de recombinación y líneas excitadas por colisiones. En ocasiones, se observan grandes discrepancias entre los resultados obtenidos con ambos métodos. Esto podría explicarse por la presencia de pequeñas fluctuaciones de temperatura dentro de las nebulosas planetarias. Sin embargo, las discrepancias podrían ser demasiado grandes para ser causadas por efectos de temperatura, y algunos plantean la hipótesis de que la existencia de nudos fríos con muy poco hidrógeno explicaría las observaciones. No obstante, dichos nudos aún no se han observado. [ 74 ]

Véase también

Notas

  1. ↑ Si bien la mayoría de los astrofísicos se refieren al material en la envoltura como un gas, algunos usan el término plasma en su lugar. [ 4 ]

Referencias

Citas

  1. 1 2 3 4 Osterbrock, Donald E.; Ferland, GJ (2005), Ferland, GJ (ed.), Astrofísica de nebulosas gaseosas y núcleos galácticos activos , University Science Books, ISBN 978-1-891389-34-4
  2. ↑ "Messier 27 (La Nebulosa de la Mancuerna)" . nasa.gov . 19 de octubre de 2017.
  3. ↑ Miszalski et al. 2011
  4. ↑ Hajduk, Marcin; Haverkorn, Marijke; Shimwell, Timoteo; Olech, Mateusz; Callingham, José R.; Vedantham, Harish K.; Blanco, Glenn J.; Iacobelli, Marco; Drabent, Alejandro (1 de octubre de 2021). "Evidencia de plasma frío en nebulosas planetarias a partir de observaciones de radio con la matriz de baja frecuencia (LOFAR)" . La revista astrofísica . 919 (2): 121. arXiv : 2107.01112 . doi : 10.3847/1538-4357/ac0fda . ISSN 0004-637X . 
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  8. ^ Wolfgang Steinicke. «Antoine Darquier de Pellepoix» . Consultado el 9 de junio de 2018 .
  9. ↑ Daley, Jason (8 de mayo de 2018). "El Sol producirá una hermosa nebulosa planetaria cuando muera" . Revista Smithsonian . Consultado el 30 de marzo de 2020 .
  10. ↑ Se crean después de la fase de gigante roja, cuando la mayor parte de las capas exteriores de la estrella han sido expulsadas por fuertes vientos estelares (Frew & Parker 2010 , pp. 129–148) . 
  11. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Kwok 2000 , págs. 1–7 
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  13. ↑ Citado en Hoskin, Michael (2014). "William Herschel y las nebulosas planetarias". Journal for the History of Astronomy . 45 (2): 209– 225. Bibcode : 2014JHA....45..209H . doi : 10.1177/002182861404500205 . S2CID 122897343 . 
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Fuentes citadas

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  • Entrada en la Enciclopedia de Astrobiología, Astronomía y Vuelos Espaciales
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  • Nebulosas planetarias , páginas de SEDS Messier
  • La primera detección de campos magnéticos en las estrellas centrales de cuatro nebulosas planetarias
  • Nebulosas planetarias: información y observaciones de aficionados. Archivado el 12 de mayo de 2006 en Wayback Machine.
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