Diferencia entre revisiones de «Nebulosa planetaria»
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Las nebulosas planetarias se forman cuando una [[estrella]] que posee entre 0,8 y 8 [[masa solar|masas solares]] (M<sub>⊙</sub>) agota su combustible nuclear. Por encima del límite de 8 M<sub>⊙</sub> la estrella explotaría originando una [[supernova]].<ref name="Maciel2009">{{cita publicación |autor= Maciel, W.J.; Costa, R.D.D.; Idiart, T.E.P.|año= 2009|título= Planetary nebulae and the chemical evolution of the Magellanic Clouds|publicación= Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica|volumen= 45|número= |páginas= 127-137|url= http://adsabs.harvard.edu/abs/2009RMxAA..45..127M|fechaacceso= 28 de noviembre de 2009}}</ref>
Durante la mayor parte de sus vidas las estrellas se encuentran brillando debido a las reacciones de [[fusión nuclear]] que tienen lugar en el núcleo estelar. Esto permite que la estrella se encuentre en [[equilibrio hidrostático]], pues la fuerza que la [[gravedad]] ejerce hacia el centro de la estrella intentando comprimirla es compensada por la suma de las presiones hidrostática y [[presión de radiación|de radiación]], que actúan intentando expandir el sistema.<ref>Harpaz 1994, pp. 22-24.</ref> Las estrellas que cumplen esto están situadas en la zona de [[secuencia principal]] en el [[diagrama Hertzsprung-Russell]], donde se encuentran la mayor parte de las mismas.
Las estrellas de masas medias y bajas, como las que forman nebulosas planetarias, permanecen en la secuencia principal durante varios miles de millones de años, consumiendo [[hidrógeno]] y produciendo [[helio]] que se va acumulando en su núcleo, el cual no tiene suficiente temperatura para provocar la fusión del helio, quedando éste inerte. Progresivamente se va acumulando helio hasta que la presión de radiación en el núcleo no es suficiente para compensar la fuerza gravitatoria generada por la masa de la estrella, por lo que aquél se comprime. Esta compresión genera calor que provoca una aceleración de la fusión del hidrógeno de las capas exteriores, que se expanden.<ref name="Sackmann 1993">{{cita publicación |autor = Sackmann, I. J. |coautores = Boothroyd, A. I.; Kraemer, K. E. | título = Our Sun. III. Present and Future |publicación = The Astrophysical Journal |año=1993 |volumen= 418 | páginas =457-468 |url= http://adsabs.harvard.edu/abs/1993ApJ...418..457S |doi= 10.1086/173407 |bibcode = 1993ApJ...418..457S |idioma=inglés }}</ref> Como la [[área|superficie]] de la misma aumenta, la energía que produce la estrella se difunde sobre un área más amplia, resultando en un enfriamiento de la [[temperatura efectiva|temperatura superficial]] y por tanto en un enrojecimiento de la estrella. Se dice entonces que la estrella entra en la fase de [[gigante roja]].<ref>Zeilik 1998, pp. 321-322.</ref>
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