Nebulosa planetaria
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NGC 6543, la nebulosa Ojo de gato
Una nebulosa planetaria es un objeto gaseoso, creado a partir de la expulsión de las capas externas de una estrella de masa baja o intermedia (entre 0.8 y 8 veces la masa del sol), tras su paso por la rama asintótica gigante (RAG, en inglés asymptotic giant branch) del diagrama H-R, transformándose en una enana blanca. El destino final de este tipo de estrellas, dentro de las que se incluye el Sol, es enfriarse hasta perder su energía térmica residual.
El límite superior en masa para pasar por esta etapa es de 9-10 masas solares. Estrellas de masa mayor tienen una evolución totalmente distinta: explotan como supernova tipo II y colapsan a una estrella de neutrones o agujero negro.
Las nebulosas planetarias se cuentan entre los objetos más “fotogénicos” de la astronomía. Esto se debe a que por un lado, la mayor parte de la nube de gas se compone de hidrógeno, mientras que la estrella central, usualmente una enana blanca, emite radiación ultravioleta. Esto hace que los átomos de hidrógeno se ionicen (esto es, que expulsen los electrones), para luego recombinarse. En el proceso de recombinación, los electrones saltan desde los niveles de energía superiores al estado fundamental en cascada, emitiendo fotones visuales en el camino.
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[editar] Morfología
Generalmente las nebulosas planetarias son objetos extendidos simétricos y aproximadamente esféricos aunque se presentan en una gran variedad de formas. Aproximadamente un 10% de las nebulosas planetarias tienen una estructura bipolar muy marcada y un número muy pequeño de ellas son asimétricas, una de ellas es incluso rectangular. La razón que está detrás de esta enorme variedad de formas no se entiende por completo pero podría estar causada por efectos gravitacionales ligados a la presencia de otras estrellas cercanas en sistemas binarios y a los efectos del campo magnético de la estrella central tras su explosión. Otra posibilidad es la presencia de planetas cuya influencia gravitatoria puede también tener efecto en la forma de las nebulosas en el momento de su formación.
Muestra de la variedad de formas presentada por las nebulosas planetarias. Incluso las más esféricas pueden ser muy complejas.
[editar] Origen
Simulación por ordenador del proceso de formación de una nebulosa planetaria. La estrella central está rodeada de un disco de acreción ligeramente deformado.
Las nebulosas planetarias constituyen los últimos estados de la evolución estelar para la mayoría de las estrellas. Tan solo las estrellas con una masa muy superior a nuestro Sol terminan sus vidas en explosiones de supernovas, pero para las estrellas de masa media y pequeña el proceso finaliza con la creación de una nebulosa planetaria.
Una estrella típica con una masa en cima de la mitad de nuestro Sol pasa la mayor parte de su vida brillando como resultado de las reacciones de fusión nuclear que transforman el hidrógeno en helio en el núcleo estelar. La energía liberada contrarresta la gravedad de la estrella impidiendo que ésta se colapse sobre sí misma debido a su propia gravedad. El resultado es una estrella estable capaz de producir luz y energía durante un elevado periodo de tiempo (secuencia principal).
Tras varios miles de millones de años, las estrellas acaban por agotar su combustible nuclear y no pueden seguir contrarrestando el peso de las capas externas. El núcleo se contrae entonces calentándose. Las capas externas se expanden enormemente debido a las altas temperaturas del núcleo y se enfrían en el proceso. La estrella se convierte en una gigante roja que continúa evolucionando a medida que su núcleo se contrae y calienta. Cuando las temperaturas centrales alcanzan los 100 millones de K el helio comienza a fusionarse en carbono y oxígeno deteniendo la contracción central, pero el helio se termina pronto dejando un núcleo inerte de carbono y oxígeno, con una capa exterior de helio rodeándolo.
Las reacciones de fusión del helio son muy sensibles a la temperatura, siendo la velocidad de la reacción proporcional a T40. Un pequeño aumento de un 2% en la temperatura incrementa el ritmo de reacción en más del doble. El resultado es una estrella muy inestable en la que pequeños cambios de temperatura conllevan cambios enormes en las reacciones nucleares y en la producción de energía. La capa de fusión de helio se expande y se enfría rápidamente, produciendo pulsaciones sucesivas en las que finalmente se puede llegar a expulsar la atmósfera estelar al espacio.
Los gases expulsados en los diferentes pulsos forman una nube de material alrededor del núcleo expuesto de la estrella. Cuando las temperaturas de la superficie de la estrella alcanzan temperaturas de en torno a 30.000 K, se producen suficientes fotones ultravioleta (UV) para ionizar las capas atmosféricas expulsadas. Los gases ionizados emiten luz al recombinarse los átomos cargados positivos con los electrones expulsados por los fotones UV. La nube expulsada se ha convertido en una nebulosa planetaria cuya estructura está determinada por los diferentes pulsos de la estrella central y su color y luminosidad por el grado de ionización y la composición química de la nebulosa planetaria.
[editar] Distancias
Un método para medir distancias a nebulosas planetarias desarrollado por astrónomos de la UNAM en el año 2006 es mediante la toma de dos grupos de fotos en el espectro de radio separadas por muchos años, con esto se miden las envolventes de las nebulosas planetarias y se compara la dilatación de envolventes con las velocidades según el Efecto Doppler.
[editar] Véase también
[editar] Enlaces externos
Commons alberga contenido multimedia sobre Nebulosas planetarias.- Página con múltiples imágenes de nebulosas planetarias tomadas con el telescopio espacial Hubble (en inglés)
- Proyecto Celestia Actividad educativa: Vida y muerte de las estrellas
