Cuando se escucha por primera vez el nombre “Nebulosa planetaria”, se puede pensar que son zonas del universo en donde se ven “nubes de polvo”, allí cada mota de polvo sería un planeta y podríamos concluir que son extensas zonas con miles a millones de cuerpos planetarios. Esto puede generar mucha curiosidad ya que, si bien su nombre es llamativo porque puede llevarnos a soñar con otros “mundos” y con la esperanza de encontrar otras formas de vida, la realidad es muy diferente. Podemos empezar a hablar de su historia, en donde su nombre es dado por William Herschel, que junto con la ayuda de su hermana Caroline descubrieron variedad de Nebulosas planetarias. Este nombre fue acuñado posiblemente por su apariencia de planeta gigante que visto desde telescopios antiguos parecía una mancha verde parecida a Urano, además también porque las nebulosas emiten una luz difusa (Torres & Fierro, 2009). A pesar de que hoy se sabe que las nebulosas planetarias no tienen nada que ver con ser un planeta o ser una zona con miles de estos, siguieron conservando su nombre.
Como hemos visto y aprendido, las estrellas poseen reacciones internas de fusión nuclear las cuales emiten energía y por tanto se produce su brillo. Este proceso de fusión nuclear es el que permite que las estrellas estén en equilibrio hidrostático, es decir, donde las fuerzas de gravedad (que atraen todo hacia adentro comprimiéndolo) y las fuerzas de presión (intentan expandir la superficie) se compensan, y por ello no colapsa la estrella. Desde que una estrella empieza a formarse se van dando lentamente cambios que normalmente se conocen como evolución estelar.
Según (Torres & Fierro, 2009) y (Costero & Peimbert, 2014) no todas las estrellas evolucionan igual, ya que en lo que se conviertan dependerá de cuantas masas solares posea (cuantas veces más o menos es su masa respecto a la masa de nuestra estrella el Sol). Por ejemplo, estrellas con masa menor de 0,8 masas solares producirán Enanas marrón, que no les alcanza para convertir hidrógeno en helio, por ello su brillo (debido a quemar deuterio) es muy bajo e incluso no se consideran estrellas sino más bien objetos subestelares. Según (Torres & Fierro, 2009) las estrellas con más de 8 masas solares, cuando ya no les queda material que fusionar en su interior, su núcleo implota (se contrae) y evolucionan a supernovas, que son estrellas con explosiones lanzando el material que no fue contraído a miles de kilómetros y pueden dejar como residuo estrellas de neutrones o agujeros negros.
Ahora, en estrellas con masa de 0,8 a 8 masas solares (con comportamientos similar al sol) expulsan sus capas superiores debido a que queman todo su combustible, es decir, convierten la mayoría de su hidrógeno disponible a helio en un proceso que dura aproximadamente 11000 millones de años. Finalmente, el núcleo se contrae y aumenta su temperatura debido a la pérdida de presión interna y así empieza a realizar reacciones termonucleares de helio (convirtiéndolo a carbono) provocando que se pierda el equilibrio hidrostático y se empiecen a expulsar las capas más externas convirtiéndose en una estrella Gigante roja. Con el tiempo, esta envoltura se va hinchando, en donde las zonas más externas van perdiendo temperatura y por tanto adquieren ese color rojo característico. Según algunos textos, se ha predicho que de 5000-6000 millones de años el Sol pasará a ser una Gigante roja, en donde su tamaño llegará hasta la órbita de la Tierra. En este momento se conocen estrellas Gigantes rojas, como lo son Arturo, Betelgeuse o Antares. (Bachiller, 2000)
Las gigantes rojas con el tiempo aumentan de luminosidad gradualmente lo cual podemos relacionarlo con su temperatura superficial, ya que a más luminosidad menor temperatura superficial. Cuando hayan pasado alrededor de decenas de millones de años, la mayoría de helio disponible será quemado, empezándose a expulsar las capas más externas (Figura 1). La forma en la que se van dispersando las capas expulsadas al inicio es por medio del viento solar de la propia estrella, los cuales alrededor de un millón de años son muy lentos y expulsan la atmósfera de la estrellas; luego surgen vientos tan rápidos que generan choques con la primera materia expulsada con los vientos solares lentos, formando así la estructura conocida como “cáscara”. Esta cáscara está compuesta de gases los cuales ayudan a formar lo que conocemos hoy como Nebulosas planetarias (Bachiller, 2000).
Figura 1. Nebulosa planetaria NGC 3918 en la constelación Centauro. En el centro se puede observar una estrella gigante roja, a su alrededor las expulsiones de sus capas mas externas. Las dos capas de diferentes colores al parecer se expulsaron al mismo tiempo, pero a diferentes velocidades. (Imagen extraída de www.nasa.gov, crédito: Telescopio Espacial Hubble de la NASA / ESA).
Con el telescopio espacial Hubble se ha observado que en ciertos momentos de la formación de las Nebulosas surgen “chorros de gas” que forman parejas soltando el chorro en direcciones contrarias y así han llegado a darle formas espectaculares a distintas Nebulosas planetarias observadas hoy (Bachiller, 2000).
Aunque para formar una nebulosa planetaria se expulsan siempre las capas superficiales de la estrella, esto no quiere decir que se expulsen de igual forma o que los vientos estelares no contribuyan en dar formas espectaculares que se han llegado a ver en el universo, como por ejemplo formas elípticas y esféricas que son formas más simples pero aun así grandiosas, o incluso se han llegado a ver formas extrañas a las cuales el humano de inmediato asocia con lo que observa en la Tierra, como por ejemplo la Nebulosa ojo de gato (Figura 2 y 3).
Figura 2. Nebulosa ojo de gato (NGC 6543), el Observatorio de rayos X Chandra ha demostrado cantidades de gas muy calientes alrededor de la nebulosa, por lo cual se cree que es evidencia de ondas de choque entre los vientos estelares y el primer material expulsado. (Extraída de www.nasa.gov, Créditos: Rayos X: NASA / CXC / RIT / J.Kastner et al .; Óptico: NASA / STScI).
Figura 3. Nebulosa Alas de Mariposa (nebulosa M2-9), formado por una estrella binaria inmersa en un disco de gas. Aquí la estrella en evolución le dona material (localizado en el mismo plano del sistema) a la otra estrella que estará entonces rodeada por un anillo aplanado de material donado en donde este será lanzado por los polos, creando así una nebulosa de apariencia bipolar (con dos lóbulos). (Extraída de https://apod.nasa.gov, Crédito: B. Balick ( U. Washington ) et al., WFPC2 , HST , NASA).
Las nebulosas planetarias se expanden con el tiempo volviéndose más grandes y por ello el tamaño de las nebulosas nos dice su edad. (Bachiller, 2000). En promedio, una nebulosa durara entre 30000 (con enana blanca de mayor masa) a 70000 años (con enana blanca de menor masa) (Torres & Fierro, 2009).
Según (Torres & Fierro, 2009) dentro de la nebulosa planetaria se encuentra un núcleo muy próximo a convertirse en Enana blanca, el cual es una de las últimas etapas de la evolución de este tipo de estrellas. Para convertirse el núcleo de la Gigante roja a una Enana blanca, este debe de aumentar tanto su temperatura llegando hasta un límite en donde no puede generar más energía ni seguir aumentando de temperatura. Así, las reacciones termonucleares se detienen y el núcleo se convierte en Enana blanca. Lo que ya se observaría es un núcleo desnudo que es llamado estrella Enana blanca con una temperatura en la superficie de alrededor de 100.000 °C. Estas estrellas son muy pequeñas, tanto que se han visto unas con el tamaño de la Tierra, además no tienen reacciones nucleares y por ello con el tiempo la estrella irá disminuyendo su temperatura emitiendo radiación de alta energía la cual es absorbida por cada átomo (que en su mayoría es hidrógeno) de las envolturas, así estos se ionizan (pierden electrones) y cuando vuelven a un estado de menor energía (capturan electrones) emiten radiación (brillo). Según el átomo ionizado, se verá en las nebulosas diferentes colores: el color verde característico, se debe a la doble ionización del oxígeno, la ionización del hidrógeno produce diferentes colores como violeta, rojo (el cual es más brillante) y agua marina; el helio ionizado produce varios colores, aunque el más vistoso es el amarillo.
La envoltura de la estrella se seguirá expandiendo hasta que en cierto momento se confunde con el medio ya que el gas no está ionizado, lo que quiere decir que probablemente la Enana blanca se habrá enfriado y así la fase de nebulosa planetaria habrá terminado. Allí finalmente la Enana blanca pasará a su última etapa de la evolución convirtiéndose en una estrella Enana negra que tendrá como característica la ausencia de brillo (Torres & Fierro, 2009).
Para saber más…
Bachiller, R. (2000). NEBULOSAS PLANETARIAS, UNA MIRADA NUEVA SOBRE UNOS OBJETOS VIEJOS. Anuario del Observatorio Astronómico. Obtenido de http://astronomia.ign.es/rknowsys-theme/images/webAstro/paginas/documentos/Anuario/nebulosasplanetarias.pdf
Costero, R., & Peimbert, M. (2014). Academia mexicana de ciencias. Recuperado el 10 de Noviembre de 2018, de https://www.amc.edu.mx/revistaciencia/images/revista/65_3/PDF/Nebulosas.pdf
Torres, B. (s.f.). Universidad Nacional Autónoma de México. Recuperado el 14 de Noviembre de 2018, de http://www.cienciorama.unam.mx/a/pdf/58_cienciorama.pdf
Torres, S., & Fierro, J. (2009). Nebulosas planetarias: la hermosa muerte de las estrellas (Primera ed.). México.
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