Nebulosa planetaria
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Una nebulosa planetaria, conocido más correctamente como una nebulosa estelar remanente, es un nebulosa de emisión consiste en una cáscara de extensión que brilla intensamente de gas ionizado expulsado durante el asintótica fase rama de las gigantes de ciertos tipos de estrellas a finales de su vida. El plazo para esta clase de objetos es un nombre poco apropiado que se originó en la década de 1780 con el astrónomo William Herschel, porque cuando se ve a través de su telescopio, estos objetos eran algo similar en aspecto a Urano , el planeta que había descubierto recientemente. Nombre de Herschel para estos objetos fue adoptada por los astrónomos y no se ha cambiado, a pesar de que las nebulosas planetarias no están relacionados con los planetas del sistema solar. Ellos son un fenómeno relativamente efímero, durando unas pocas decenas de miles de años, en comparación con un curso de la vida estelar típico de varios miles de millones de años.
El mecanismo para la formación de más nebulosas planetarias se piensa que es el siguiente: al final de la vida de la estrella, durante el gigante roja fase, las capas externas de la estrella son expulsadas a través de pulsaciones y fuerte vientos estelares. Sin éstos capas opacas, el núcleo luminoso caliente emite radiación ultravioleta radiación que ioniza las capas externas expulsadas de la estrella. Esta cáscara energía irradia como una nebulosa planetaria.
Las nebulosas planetarias jugar un papel crucial en la química la evolución de la galaxia, volviendo material a la medio interestelar que se ha enriquecido en elementos pesados y otros productos de nucleosíntesis (tal como carbono, nitrógeno, oxígeno y calcio). En las galaxias más distantes, las nebulosas planetarias pueden ser los únicos objetos que se pueden resolver para obtener información útil sobre las abundancias químicas.
En los últimos años, el telescopio espacial Hubble imágenes han revelado muchas nebulosas planetarias tener morfologías extremadamente complejas y variadas. Alrededor de una quinta parte son más o menos esférica, pero la mayoría no son esféricamente simétrica. Los mecanismos que producen una amplia variedad de formas y características tales aún no se comprenden bien, pero estrellas centrales binarias , vientos estelares y campos magnéticos, pueden jugar un papel.
Observaciones
Crédito: NASA, ESA, y CR O'Dell (Universidad de Vanderbilt)
Crédito: NASA, ESA, Andrew Fruchter (STScI), y el equipo de ERO (STScI + ST-ECF)
Las nebulosas planetarias son objetos en general débiles; ninguno es visible para el a simple vista. La primera nebulosa planetaria descubierta fue la Nebulosa Dumbbell en la constelación de Vulpecula, observado por Charles Messier en 1764 y catalogado como M27 en su catálogo de objetos nebulosos. Para los primeros observadores con telescopios de baja resolución, M27 y posteriormente descubrieron las nebulosas planetarias poco se parecía a los planetas gigantes como Urano , y William Herschel, descubridor de este planeta, eventualmente acuñó el término "nebulosa planetaria" para ellos.
La naturaleza de las nebulosas planetarias era desconocido hasta que el primero observaciones espectroscópicas se hicieron en el siglo de mid-19th. William Huggins fue uno de los primeros astrónomos para estudiar la espectros ópticos de objetos astronómicos, utilizando un prisma para dispersar su luz. El 29 de agosto de 1864, Huggins fue el primero en tomar el espectro de una nebulosa planetaria cuando analizó NGC 6543 . Sus observaciones de estrellas mostraron que sus espectros consistió en un continuum con muchos líneas oscuras superponen a ellos, y más tarde se encontró que muchos objetos nebulosos como la Nebulosa de Andrómeda (como se conocía entonces) tenían espectros que eran bastante similares a esta, estas nebulosas se muestran más adelante para ser galaxias .
Sin embargo, cuando miraba a la Nebulosa Ojo de Gato , se encontró con un espectro muy diferente. En lugar de una fuerte continuidad con líneas de absorción superpuesto, nebulosa y otros objetos similares Ojo del Gato mostró sólo un pequeño número de líneas de emisión. La más brillante de ellos fue a una longitud de onda de 500,7 nanómetros, que no corresponde con una línea de cualquier elemento conocido. En un primer momento se planteó la hipótesis de que la línea podría ser debido a un elemento desconocido, que fue nombrado nebulio -una idea similar había llevado al descubrimiento de helio a través del análisis de la Sun espectro 's en 1868.
Mientras que el helio fue aislado en la tierra pronto después de su descubrimiento en el espectro del sol, nebulio no lo era. En el siglo 20 Henry Norris Russell propone que en lugar de ser un nuevo elemento, la línea en 500,7 nm era debido a un elemento familiar en condiciones desconocidas.
Los físicos mostraron en la década de 1920 que en el gas a densidades extremadamente bajas, los electrones pueden poblar emocionado metaestable los niveles de energía en los átomos e iones que a densidades más altas son rápidamente de-excitados por colisiones. Transiciones de electrones desde estos niveles en nitrógeno y oxígeno (O 2 + iones o OIII, O + y N +) dan lugar a la línea de 500.7 nm y otras líneas. Estas líneas espectrales, que sólo se pueden ver en los gases de muy baja densidad, se llaman líneas prohibidas. Así observaciones espectroscópicas mostraron que las nebulosas eran de gas extremadamente enrarecido.
Las estrellas centrales de nebulosas planetarias son muy calientes. Sólo una vez que una estrella ha agotado todo su combustible nuclear puede colapsar a un tamaño tan pequeño, por lo que las nebulosas planetarias llegó a ser entendida 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 de ser lanzado al espacio al final de su vida útil.
Hacia el final del siglo 20, las mejoras tecnológicas han ayudado a profundizar en el estudio de las nebulosas planetarias. Los telescopios espaciales permite a los astrónomos estudiar la luz emitida más allá del espectro visible, que no es detectable desde observatorios terrestres (porque sólo las ondas de radio y luz visible penetran la atmósfera de la Tierra). Los estudios infrarrojos y ultravioleta de las nebulosas planetarias permite mucho más precisas determinaciones de nebulosas temperaturas , densidades y abundancia. Tecnología de dispositivo de carga acoplada permitió líneas espectrales mucho más débiles que se deben medir con precisión lo que había sido posible anteriormente. El Telescopio Espacial Hubble también mostró que si bien aparecen muchas nebulosas tenga estructuras simples y regulares de la tierra, la muy alta resolución óptica alcanzable por un telescopio por encima de la atmósfera de la Tierra revela morfologías extremadamente complejas.
La nebulosa planetaria más joven conocido es el Nebulosa de la pastinaca.
Bajo la Morgan-Keenan esquema de clasificación espectral, las nebulosas planetarias son clasificados como Tipo- P, aunque esta notación se utiliza raramente en la práctica.
Orígenes
Estrellas más masivas que 8 masas solares (M ⊙) probablemente va a terminar sus vidas en una espectacular supernova explosión. Nebulosa planetaria puede ser consecuencia de la muerte de las estrellas de masa intermedia y baja a 0,8 M ⊙.
Las estrellas pasan la mayor parte de su vida que brilla como resultado de reacciones de fusión nuclear que convierten el hidrógeno en helio en el núcleo de la estrella. Presión hacia el exterior de la fusión en los resultados básicos internas colapso debido a la propia gravedad de la estrella. Tales estrellas se dice que están en el secuencia principal.
Intermedio a estrellas de baja masa se quede sin hidrógeno en sus núcleos después de que decenas de millones a miles de millones de años en la secuencia principal. La gravedad comprime el núcleo y se calienta. Actualmente el núcleo del Sol tiene una temperatura de aproximadamente 15 millones de K , pero cuando se acaba el hidrógeno, la compresión del núcleo hará que la temperatura aumente a alrededor de 100 millones de K.
Las capas externas de la estrella se expanden enormemente y se vuelven mucho más fresco en contraste con la muy alta temperatura del núcleo; y la estrella se convierte en una gigante roja. El núcleo sigue contrayéndose y calentar, y cuando su temperatura alcanza los 100 millones de K, núcleos de helio comienzan a fusionarse en carbono y oxígeno. La reanudación de las reacciones de fusión se detiene la contracción del núcleo. Helium quema (fusión de los núcleos de helio) pronto se forma un núcleo inerte de carbono y oxígeno, tanto con una cáscara de combustión de helio y una cáscara de combustión del hidrógeno que lo rodea. En esta última etapa de la estrella se observacionalmente ser una gigante roja de nuevo y estructuralmente un asintótica estrella rama gigante.
Reacciones de fusión de helio son extremadamente sensibles a la temperatura, con velocidades de reacción es proporcional a T 40 (bajo temperaturas relativamente bajas). Esto significa que sólo un incremento del 2% en la temperatura más del doble de la velocidad de reacción. Estas condiciones causan la estrella para llegar a ser muy inestable-un pequeño aumento de la temperatura conduce a un rápido aumento de las tasas de reacción, que libera una gran cantidad de energía, aumentando aún más la temperatura. La capa de combustión de helio se expande rápidamente y por lo tanto se enfría, lo que reduce la velocidad de reacción de nuevo. Enormes pulsaciones se acumulan, lo que eventualmente se agrandan lo suficiente para deshacerse de toda la atmósfera estelar al espacio.
Los gases expulsados forman una nube de material alrededor del núcleo ahora expuesta de la estrella. A medida que más y más de la atmósfera se aleja de la estrella, capas más profundas y más profundas, a temperaturas más altas y más altas están expuestos. Cuando la superficie expuesta alcanza una temperatura de alrededor de 30.000 K, hay suficientes ultravioleta fotones siendo emitidos a ionizar la atmósfera expulsada, haciéndola brillar. La nube entonces se ha convertido en una nebulosa planetaria.
Vida
Después de la fase asintótica rama de las gigantes (AGB), la corta fase de nebulosa planetaria de la evolución estelar comienza como gases se alejan de la estrella central a una velocidad de unos pocos kilómetros por segundo. La estrella central es el remanente de su progenitor AGB, un núcleo de carbono-oxígeno-electrón degenerado que ha perdido la mayor parte de su envoltura de hidrógeno debido a la pérdida de masa en la AGB. Como se expanden los gases, la estrella central sufre una evolución en dos etapas, primero creciente más caliente a medida que continúa a contraerse y reacciones de fusión de hidrógeno ocurrir en la cáscara alrededor del núcleo y luego enfriando lentamente una vez que la capa de hidrógeno se agota a través de la fusión y la pérdida de masa. En la segunda fase, que irradia su energía y fusión reacciones cesar, como la estrella central no es lo suficientemente pesado como para generar las temperaturas básicos requeridos para el carbono y el oxígeno para fusionar. Durante la primera fase de la estrella central mantiene luminosidad constante mientras que, al mismo tiempo, se hace cada vez más caliente, las temperaturas llegando finalmente a alrededor de 100 000 K. En la segunda fase, con el tiempo se enfría tanto que no emiten 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, poniendo fin a la fase de nebulosa planetaria de la evolución. Para una típica nebulosa planetaria, unos 10.000 años pasa entre su formación y la recombinación de la estrella.
Recicladores galácticos
Las nebulosas planetarias juegan un papel muy importante en la evolución galáctica. El temprano universo consistía casi enteramente de hidrógeno y helio, pero las estrellas crear elementos más pesados a través de la fusión nuclear. Los gases de las nebulosas planetarias por lo tanto contienen una gran proporción de elementos como el carbono , el nitrógeno y el oxígeno, ya medida que se expanden y se funden en el medio interestelar, enriquecen con estos elementos pesados, conocidos colectivamente como los metales por los astrónomos.
Las siguientes generaciones de estrellas que forman entonces tendrán un contenido inicial más alta de elementos más pesados. A pesar de que los elementos pesados seguirá siendo un componente muy pequeño de la estrella, que tienen un efecto marcado en su evolución. Estrellas que se formaron muy temprano en el universo y que contienen pequeñas cantidades de elementos pesados son conocidas como estrellas de la Población II, mientras que las estrellas más jóvenes con un mayor contenido de elementos pesados son conocidas como estrellas de Población I (ver población estelar).
Características
Características físicas
Crédito: STScI / AURA
Una nebulosa planetaria típica es aproximadamente un años luz a través de, y se compone de gas extremadamente enrarecida, con una densidad generalmente de 100 a 10.000 partículas por cm 3. (La atmósfera de la Tierra, en comparación, contiene 2,5 × 10 19 partículas por cm3.) Nebulosas planetarias jóvenes tienen las densidades más altas, a veces de hasta 10 6 partículas por cm3. A medida que envejecen las nebulosas, su expansión hace que su densidad disminuya. Las masas de nebulosas planetarias gama de 0,1 a 1 masas solares.
La radiación de la estrella central calienta los gases a temperaturas de alrededor de 10 000 K . La temperatura del gas en las regiones central es generalmente mucho más alta que en la periferia de llegar 16,000-25,000 K. El volumen en las proximidades de la estrella central a menudo se llena con un (coronal) de gas muy caliente que tiene la temperatura de aproximadamente 1.000.000 K. Este gas se origina en la superficie de la estrella central en forma de viento rápido estelar.
Nebulosas se puede describir como la materia delimitada o radiación limitada. En el primer caso, no hay suficiente materia en la nebulosa de absorber todos los fotones UV emitidos por la estrella, y la nebulosa visible está completamente ionizado. En este último caso, no hay suficientes fotones UV siendo emitidos por la estrella central para ionizar todo el gas circundante, y un frente de ionización se propaga hacia el exterior en la envoltura circunestelar neutral.
Números y distribución
Cerca de 3000 nebulosas planetarias son ahora conocidos para existir en nuestra galaxia, un total de 200 mil millones de estrellas. Su vida muy corta en comparación con las cuentas de toda la vida estelares totales de su rareza. Se encuentran sobre todo cerca del plano de la Vía Láctea , con la mayor concentración cerca de la centro galáctico.
Morfología
Sólo alrededor del 20% de las nebulosas planetarias son esféricamente simétrico (por ejemplo, véase Abell 39). Una amplia variedad de formas existe con algunas formas muy complejas visto. Las nebulosas planetarias son clasificados por diferentes autores en: estelar, disco, anillo, irregular, helicoidal, bipolar, cuadrupolar, y de otros tipos, aunque la mayoría de ellos pertenecen a sólo tres tipos: esférica, elíptica y bipolares. Las nebulosas del último tipo muestran la concentración más fuerte a la plano galáctico y sus progenitores son, por tanto, relativamente jóvenes estrellas masivas. Por otro lado nebulosas esféricas están probablemente producidos por las viejas estrellas similares al Sol
La enorme variedad de las formas es en parte el efecto de proyección, la misma nebulosa cuando se observa bajo diferentes ángulos se verá diferente. Sin embargo, la razón de la enorme variedad de formas físicas no se entiende completamente, pero puede ser causada por las interacciones gravitacionales con estrellas compañeras si las estrellas centrales son estrellas dobles. Otra posibilidad es que los planetas interrumpen el flujo de material lejos de la estrella como las formas nebulosa. Se ha determinado que las estrellas más masivas producen nebulosas en forma más irregular. En enero de 2005, los astrónomos anunciaron la primera detección de campos magnéticos alrededor de las estrellas centrales de dos nebulosas planetarias, y la hipótesis de que los campos pueden ser parcial o totalmente responsable de sus formas notables.
La pertenencia a grupos
Las nebulosas planetarias se han detectado como miembros en cuatro cúmulos globulares : Messier 15, Messier 22, NGC 6441 y Palomar 6. Sin embargo, en la actualidad existe un solo caso establecido de una nebulosa planetaria descubierta en un viejo Hyades edad cúmulo abierto como la base de un conjunto coherente de distancias, enrojecimientos y velocidades radiales. Los casos de NGC 2348 en Messier 46, y NGC 2818 en el cúmulo abierto respectiva que es designado por el mismo nombre, se citan a menudo como ejemplos de buena fe, sin embargo, son en cambio las coincidencias de línea de vista concedieron las velocidades radiales entre los clusters y nebulosas planetarias son discrepantes.
En parte debido a su pequeña masa total, los racimos abiertos tienen cohesión gravitacional relativamente pobre. En consecuencia, los cúmulos abiertos tienden a dispersarse después de un tiempo relativamente corto, típicamente de 100 a 600 millones de años, debido a las influencias gravitacionales externas en medio de otros factores. En condiciones excepcionales, los racimos abiertos pueden permanecer intacto por hasta mil millones de años o más.
Los modelos teóricos predicen que las nebulosas planetarias se puede formar a partir de estrellas de secuencia principal de entre ocho y uno de masas solares, lo que pone a su edad en 40 millones de años. Aunque hay unos pocos cientos de cúmulos abiertos conocidos dentro de ese rango de edad, una variedad de razones limitar las posibilidades de encontrar a un miembro de un cúmulo abierto en una fase de nebulosa planetaria. Una de esas razones es que la fase de nebulosa planetaria para las estrellas más masivas que pertenecen a grupos más jóvenes es del orden de miles de años-un abrir y cerrar de ojos en términos cósmicos.
Problemas actuales de estudios nebulosa planetaria
Un problema de larga data en el estudio de las nebulosas planetarias es que en la mayoría de los casos, las distancias son muy mal determinados. Para el nebulosas planetarias más cercano, es posible determinar las distancias mediante la medición de su expansión paralaje. Observaciones de alta resolución tomadas varios años de diferencia se mostrará la expansión de la nebulosa perpendicular a la línea de visión, mientras que las observaciones espectroscópicas de la Desplazamiento Doppler revela la velocidad de expansión de la línea de visión. La comparación de la expansión angular con la velocidad derivada de la expansión revela la distancia a la nebulosa.
La cuestión de cómo se puede producir una amplia gama de formas de las nebulosas de este tipo es un tema controvertido. Se cree que las interacciones entre el material en movimiento lejos de la estrella a velocidades diferentes da lugar a formas más observados. Sin embargo, algunos astrónomos creen que las estrellas centrales dobles deben ser responsables de la más compleja y la extrema nebulosas planetarias. Varios nebulosas planetarias han demostrado que contienen campos magnéticos fuertes, algo que se ha planteado la hipótesis de Grigor Gurzadyan en la década de 1960. Interacciones magnéticas con gas ionizado podrían ser responsables de la formación de algunas nebulosas planetarias.
Hay dos métodos para determinar la abundancia de metales en las nebulosas. Estos se basan en diferentes tipos de líneas espectrales líneas de recombinación y líneas colisional excitados. Las grandes discrepancias se ven a veces entre los resultados derivados de los dos métodos. Algunos astrónomos explican este por la presencia de pequeñas fluctuaciones de temperatura dentro de las nebulosas planetarias; otros afirman que las discrepancias son demasiado grandes para ser explicada por efectos de la temperatura, y la hipótesis de la existencia de nudos resfriado que contienen muy poco hidrógeno para explicar las observaciones. Sin embargo, todavía no se han observado tales nudos.
