Nebulosa planetaria

La nebulosa Ojo de Gato. Imagen en falso color ( visible y rayos X) tomada por el telescopio espacial Hubble.

Una nebulosa planetaria es una nebulosa de emisión consistente en una envoltura brillante en expansión de plasma y gas ionizado, expulsada durante la fase de rama asintótica gigante que atraviesan las estrellas gigantes rojas en los últimos momentos de sus vidas.[1]

El nombre se debe a que sus descubridores, en el siglo XVIII,[4]

Al final de la vida de las estrellas que alcanzan la fase de gigante roja, las capas exteriores de la estrella son expelidas debido a pulsaciones y a intensos vientos estelares. Tras la expulsión de estas capas, subsiste un pequeño núcleo de la estrella, el cual se encuentra a una gran temperatura y brilla de manera intensa. La radiación ultravioleta emitida por este núcleo ioniza las capas externas que la estrella había expulsado.[1]

Las nebulosas planetarias son objetos de gran importancia en astronomía, debido a que desempeñan un papel crucial en la evolución química de las galaxias, devolviendo al medio interestelar metales pesados y otros productos de la nucleosíntesis de las estrellas (como carbono, nitrógeno, oxígeno y calcio). En galaxias lejanas, las nebulosas planetarias son los únicos objetos de los que se puede obtener información útil acerca de su composición química.[5]

Las imágenes tomadas por el telescopio espacial Hubble han revelado que muchas nebulosas planetarias presentan morfologías extremadamente complejas.[11] podrían ejercer un papel importante.

Observaciones y descubrimientos

La nebulosa Dumbbell. Crédito: NASA y L. Barranger (STScI/AVL).

Por lo general, las nebulosas planetarias son objetos tenues que no pueden ser observados a simple vista. La primera nebulosa planetaria en ser descubierta fue la nebulosa Dumbbell, en la constelación de Vulpecula, que fue observada el 12 de julio de 1764 por Charles Messier, e incluida en su catálogo de nebulosas como M27.[13]

Para los primeros observadores con telescopios de baja resolución, la apariencia de estas nebulosas era similar a los planetas gigantes del sistema solar. El primero en percatarse de ello fue Antoine Darquier, descubridor de la nebulosa del Anillo en 1779.[12] aunque realmente son muy diferentes a los planetas y no poseen ninguna relación.

La naturaleza de las nebulosas planetarias permaneció desconocida hasta que se realizaron las primeras observaciones espectroscópicas. El 29 de agosto de 1864, William Huggins tomó el primer espectro de una nebulosa planetaria,[14] Al analizar su espectro, Huggins esperaba encontrarse con un espectro de emisión continuo, como ya había observado anteriormente en otras nebulosas como la galaxia de Andrómeda. Sin embargo, lo que observó fue un pequeño número de líneas de emisión. En palabras del propio Huggins:

... Miré en el espectroscopio. ¡El espectro no era como esperaba! ¡Solo una única línea brillante! Al principio sospeché que se trataba de un desplazamiento del prisma... entonces se me ocurrió la verdadera interpretación. La luz de la nebulosa era monocromática... el enigma de las nebulosas estaba resuelto. La respuesta, que nos había llegado en la luz misma, decía: no hay una agrupación de estrellas, sino gas luminoso.

William Huggins, On the Spectra of Some of the Nebulae, 1864.[15]
La nebulosa del Anillo. Crédito: The Hubble Heritage Team (AURA/STScI/NASA).

Esto se debe a que en el espectro de las nebulosas planetarias predominan las líneas de emisión, como en los gases, al contrario que en las nebulosas formadas por estrellas, que presentan un espectro continuo. Huggins identificó una línea de Balmer del hidrógeno (en concreto H, correspondiente al color cian), aunque también aparecían otras líneas mucho más brillantes, como la correspondiente a 500,7 nanómetros,[15]

Para explicar la emisión de estas líneas, se sugirió la existencia de un nuevo elemento denominado nebulio. La verdadera naturaleza de estas líneas no se descubrió hasta pasados más de sesenta años desde las observaciones de Huggins, con la aparición de la mecánica cuántica; fue Ira Sprague Bowen,[4]

Bowen demostró que en gases de densidades extremadamente bajas los electrones pueden poblar niveles de energía metaestables excitados, que en gases de densidades más elevadas se desexcitarían rápidamente debido a las colisiones existentes entre átomos.[20]

Los espectros en la banda de luz visible de las nebulosas planetarias son de hecho tan diferentes de los de otros objetos celestes que se usan para determinar la existencia de una nebulosa planetaria aunque su tamaño aparente sea tan pequeño que no permita su identificación mediante fotometría. En concreto, las líneas del oxígeno doblemente ionizado, O2+, a 500,7 y a 495,9 nanómetros y la línea de Balmer H, aun cuando están presentes en espectros de otros objetos como novas y supernovas, en ningún caso tienen tanta intensidad como en los espectros de las nebulosas planetarias.[21]

Hacia finales del siglo XX, las mejoras tecnológicas ayudaron en el estudio y comprensión de las nebulosas planetarias.[7]

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