Nebulosa planetaria

Na Galipedia, a Wikipedia en galego.
NGC 6543, a nebulosa Ollo de gato

Nebulosa planetaria é unha denominación errónea, xa que nada teñen que ver con planetas nin con ningún sistema estelar. Moitas están asociadas cunha estrela central, rodeada dunha envoltura discoidal de nebulosidade. A estrela central acostuma estar moi quente e a súa emisión é maior na parte ultravioleta do espectro; porén, opticamente a nebulosa parece só un tenue anel. A medición do efecto Doppler do seu espectro indica a existencia de turbulencias e movemento na nube. Estas nebulosas expándense a unha velocidade dalgúns quilómetros por segundo.

O nome débese a que os seus descubridores, no século XVIII, observaron a súa semellanza aos planetas gasosos vistos ao traverso dos telescopios ópticos da época, aínda que en realidade non teñen ningunha relación cos planetas.

Ao final da vida das estrelas que acadan a fase de xigante vermella, as capas exteriores da estrelas son expulsadas debido ás pulsacións e a intensos ventos estelares. En ausencia destas capas, fica un pequeno núcleo da estrela a unha grande temperatura, brillando moi intensamente. A radiación ultravioleta emitida por este núcleo ioniza as capas externas que a estrela expulsara. Trátase dun fenómeno relativamente breve en termos astronómicos, que dura da orde de deceas de miles de anos (o tempo de vida dunha estrela común ronda os mil millóns de anos).

Observacións[editar | editar a fonte]

As nebulosas planetarias adoitan a ser obxectos tenues e non son visibles a simple vista. A primeira delas descuberta foi a nebulosa Dumbbell na constelación de Vulpecula, observada por Charles Messier en 1764 e listada como M27 no seu catálogo de obxectos nebulosos. Para os primeiros observadores con telescopios de pouca resolución, M27 e as seguintes nebulosas planetarias descubertas parecíanselle aos planetas xigantes como Urano, e William Herschel, discubridor dese planeta, verer of this planet, finalmente cuñou o termo “nebulosa planetaria” para eses obxectos, aínda que, como se sabe agora, son moi distintos aos planetas.

A natureza das nebulosas planetarias foi descoñecida ata que se realizaron as primeiras observacións espectroscópicas, a mediados do século XIX. William Huggins foi un dos primeiros astrónomos en estudar o espectro óptico dos obxectos astronómicos, usando un prisma para dispersar a súa luz. O 29 de agosto de 1864, Huggins foi o primeiro en obter o espectro dunha nebulosa planetaria cando analizou NGC 6543. As súas observacións de estrelas amosaron que o seu espectro consistía nun continuo con moitas liñas escuras superpostas nel, e posteriormente atopou que moitos obxectos nebulosos como a nebulosa de Andrómeda (como se coñecía entón) tiñan espectros semellantes a este e posteriormente demostraríase que eran galaxias.

Porén, cando observou a nebulosa Ollo de gato, atopou un espectro moi distinto. Na vez de atopar un forte continuo con liñas de absorción superpostas, a nebulosa Ollo de gato e outros obxectos semellantes amosaban só un pequeno número de liñas de emisión. O máis brillante destas tiña unha lonxitude de onda de 500.7 nanometros, que non correspondía coa liña de calquera elemento coñecido. Nun principio apareceu a hipótese de que a liña podería deberse a un elemento descoñecido, que foi bautizado como nebulium (unha idea semellante levou ao descubrimento do helio pola análise do espectro do Sol en 1868).

Mentres que o helio foi illado na Terra pouco despois do descubrimento do seu espectro no Sol, o nebulium non. A comezos do século XX Henry Norris Russell propuxo que, en lugar de ser un novo elemento, a liña de de 500.7 nm debíase a un elemento familiar en condicións descoñecidas.

Os físicos amosaron nos anos 20 que no gas en densidades moi baixas, os electróns poden encher excitados os niveis de enerxía metaestables en átomos e ións que a densidades máis altas son rapidamente des-excitados por colisións. As transicións de electróns dende eses niveis en ións de nitróxeno e osíxeno (O2+ ou OIII, O+ e N+) dan lugar á liña de 500,7 nm e a outras liñas. Esas liñas espectrais, que só poden verse en gases de moi baixa densidade, son chamadas liñas prohibidas. Observacións co espectroscopio tamén amosan que as nebulosas están compostas de gas extremadamente enrarecido.

As estrelas centrais nas nebulosas planetarias están moi quentes. Só unha vez que a estrela remata o seu combustible nuclear pode colapsar nun tamaño tan pequeno, polo que as nebulosas planetarias viñeron a ser entendidas como unha fase final da evolución estelar. Observacións co espectroscopio amosan que todas as nebulosas planetarias estanse expandindo. Isto leva á idea de foron causadas polas capas exteriores das estrelas lanzadas ao espazo despois da súa vida.

Cara finais do século XX, as melloras tecnolóxicas axudaron a profundizar o estudio das nebulosas planetarias. Os telescopios espaciais permitíronlle aos astrónomos a estudar a luz emitida máis alá do espectro visible, que non é detectada polos observatorios baseados en terra (debido a que só as ondas de radio e a luz visible poden penetrar a atmosfera terrestre). Estudos infravermellos e ultravioletas das nebulosas planetarias permitiron determinar de xeito máis preciso as súas temperaturas e densidades. A tecnoloxía dos dispositivos CCD (Charge-coupled device) permitíu medir con máis precisión liñas espectrais moito máis tenues do que antes era posible. O telescopio espacial Hubble tamén amosou que, mentres moitas nebulosas parecen ter estruturas sinxelas e regulares dende a superficie da Terra, a alta resolución óptica conseguida por un telescopio sobre a atmosfera revela morfoloxías extremadamente complexas.

Ligazóns externas[editar | editar a fonte]

Commons
Commons ten máis contidos multimedia sobre: Nebulosa planetaria

En castelán[editar | editar a fonte]

En inglés[editar | editar a fonte]