Astronomía nebulosa planetaria

Nebulosa planetaria, cualquiera de una clase de nebulosas brillantes que son capas expansivas de gas luminoso expulsadas por estrellas moribundas. Observados telescópicamente, tienen una apariencia compacta relativamente redonda en lugar de las formas caóticas y parcheadas de otras nebulosas, de ahí su nombre, que se dio debido a su parecido con los discos planetarios cuando se veían con los instrumentos de fines del siglo XVIII, cuando se crearon las primeras nebulosas planetarias. descubierto.

Se cree que hay alrededor de 20,000 objetos llamados nebulosas planetarias en la Vía Láctea, cada uno representando gas expulsado relativamente recientemente de una estrella central muy tarde en su evolución. Debido al oscurecimiento del polvo en la galaxia, solo se han catalogado unas 1.800 nebulosas planetarias. Las nebulosas planetarias son fuentes importantes de gas en el medio interestelar.

Formas y estructura

En comparación con las nebulosas difusas (véase la región H II), las nebulosas planetarias son objetos pequeños, que tienen un radio típicamente de 1 año luz y contienen una masa de gas de aproximadamente 0,3 masa solar. Una de las nebulosas planetarias más grandes conocidas, la Nebulosa Helix (NGC 7293) en la constelación de Acuario, subtiende un ángulo de aproximadamente 20 minutos de arco, dos tercios del tamaño angular de la Luna. Las nebulosas planetarias son considerablemente más densas que la mayoría de las regiones H II, típicamente contienen 1,000-10,000 átomos por cm cúbico dentro de sus regiones densas, y tienen un brillo de superficie 1,000 veces más grande. Muchos están tan lejos que parecen estelares cuando se fotografían directamente, pero los ejemplos conspicuos tienen un tamaño angular de hasta 20 minutos de arco, siendo habituales de 10 a 30 segundos de arco. Los que muestran un disco brillante tienen formas mucho más regulares que las regiones caóticas H II, pero todavía hay algunas fluctuaciones de brillo sobre el disco. Los planetarios generalmente tienen límites exteriores regulares y afilados; a menudo también tienen un límite interno relativamente regular, lo que les da la apariencia de un anillo. Muchos tienen dos lóbulos de material brillante, que se asemejan a arcos de un círculo, conectados por un puente, algo parecido a la letra Z.

La mayoría de los planetarios muestran una estrella central, llamada núcleo, que proporciona la radiación ultravioleta necesaria para ionizar el gas en el anillo o caparazón que lo rodea. Esas estrellas se encuentran entre las más conocidas y se encuentran en un estado de evolución relativamente rápida.

Al igual que con las regiones H II, la regularidad estructural general oculta fluctuaciones a gran escala en la densidad, la temperatura y la composición química. Las imágenes de alta resolución de una nebulosa planetaria generalmente revelan pequeños nudos y filamentos hasta el límite de resolución. El espectro de la nebulosa planetaria es básicamente el mismo que el de la región H II; contiene líneas brillantes de recombinaciones de hidrógeno y helio y las líneas prohibidas brillantes, excitadas por colisión y líneas de recombinación tenues de otros iones. (La recombinación es el proceso en el que un átomo en una etapa alta de excitación captura un electrón de menor energía y luego cae en una etapa más baja de excitación.) Las estrellas centrales muestran un rango de temperaturas mucho mayor que las de las regiones H II, que van desde relativamente frío (25,000 K) para algunos de los más conocidos (200,000 K). En las nebulosas con estrellas calientes, la mayor parte del helio está doblemente ionizado, y existen cantidades apreciables de oxígeno y argón cinco veces ionizados y neón cuatro veces ionizado. En las regiones H II, el helio se ioniza principalmente una vez y el neón y el argón solo una o dos veces. Esta diferencia en los estados de los átomos resulta de la temperatura del núcleo planetario (hasta aproximadamente 150,000 K), que es mucho más alta que la de la estrella excitante de las regiones H II (menos de 60,000 K para una estrella O, la más caliente) Las etapas altas de ionización se encuentran cerca de la estrella central. Los raros iones pesados, en lugar de hidrógeno, absorben los fotones de varios cientos de energías de electrones voltios. Más allá de cierta distancia de la estrella central, todos los fotones de energía suficiente para ionizar una especie de ion dada han sido absorbidos, y esa especie, por lo tanto, no puede existir más lejos. Los cálculos teóricos detallados han predicho con bastante éxito los espectros de las nebulosas mejor observadas.

Los espectros de las nebulosas planetarias revelan otro hecho interesante: se están expandiendo desde la estrella central a 24–56 km (15–35 millas) por segundo. La atracción gravitacional de la estrella es bastante pequeña a la distancia de la concha de la estrella, por lo que la concha continuará su expansión hasta que finalmente se fusione con el gas interestelar a su alrededor. La expansión es proporcional a la distancia desde la estrella central, consistente con la masa total de gas que ha sido expulsada en un breve período desde la estrella en algún tipo de inestabilidad.

Las distancias de las nebulosas planetarias.

Estimar la distancia a cualquier nebulosa planetaria particular es un desafío debido a la variedad de formas y masas del gas ionizado. Existe incertidumbre acerca de la cantidad de radiación ionizante de la estrella central que escapa de la nebulosa y la cantidad de material caliente de baja densidad que llena parte del volumen pero no emite una radiación apreciable. Por lo tanto, las nebulosas planetarias no son una clase homogénea de objetos.

Las distancias se estiman obteniendo mediciones de aproximadamente 40 objetos que tienen propiedades especialmente favorables. Las propiedades favorables implican la asociación con otros objetos cuya distancia se puede estimar de forma independiente, como la pertenencia a un grupo estelar o la asociación con una estrella de propiedades conocidas. Los métodos estadísticos, calibrados por estos objetos, proporcionan estimaciones aproximadas (aproximadamente 30 por ciento de errores) de distancias para todos los demás. El método estadístico implica suponer que todas las conchas tienen masas similares cuando toda la concha está ionizada y corrige la fracción que es neutral para el resto.

A partir de la mejor determinación de distancia disponible, el tamaño real de cualquier nebulosa se puede encontrar a partir de su tamaño angular. Por lo general, las nebulosas planetarias tienen algunas décimas de radio de un año luz. Si esta distancia se divide por la velocidad de expansión, la edad de la nebulosa desde que se obtiene la eyección. Los valores varían hasta aproximadamente 30,000 años, después de lo cual la nebulosa es tan tenue que no se puede distinguir del gas interestelar circundante. Esta vida es mucho más corta que las vidas de las estrellas progenitoras, por lo que la fase nebular es relativamente breve.