Abrir menú principal

Cambios

Ortografía/mantenimiento en AD de Portada
 
== Observaciones y descubrimientos ==
 
[[Archivo:Zoom into Dumbbell Nebula 2003.ogv|thumb|250px|right|La [[nebulosa Dumbbell]]. <small>''Crédito: NASA y L. Barranger (STScI/AVL)''.</small>]]
Por lo general, las nebulosas planetarias son objetos tenues que no pueden ser observados a [[simple vista]]. La primera nebulosa planetaria en ser descubierta fue la [[nebulosa Dumbbell]], en la constelación de [[Vulpecula]], que fue observada el [[12 de julio]] de [[1764]] por [[Charles Messier]], e incluida en su [[Catálogo Messier|catálogo]] de nebulosas como M27.<ref name="Kwok_p1">Kwok 2000, p. 1.</ref> El nombre le fue dado posteriormente por [[John Herschel]] debido a su parecido con una [[mancuerna]] (en [[idioma inglés|inglés]] ''dumb-bell'').<ref>{{Cita libro |autor=Lardner, D. |título=Popular Astronomy |fecha=1856 |editorial=Walton and Maberly |página=35|capítulo=The Stellar Universe. Chapter VI|urlcapítulo= http://books.google.com/books?id=g51tRfPNwmkC&dq=John%20Herschel%20describes%20it%20dumbbell&pg=RA7-PA35#v=onepage&q=&f=false |cita=Sir John Herschel describes it as a nebula shaped like a dumb-bell.}}</ref>
 
== Formación y evolución ==
 
=== Origen ===
 
[[Archivo:HRDiagram-es.png|thumb|250px|[[Diagrama de Hertzsprung-Russell]]. Las estrellas están en la [[secuencia principal]] la mayor parte de su existencia. Finalmente, cuando el [[hidrógeno]] comienza a escasear, se convierten en [[gigantes rojas]] (arriba-derecha). Por último, si la estrella se encuentra entre 1 y 8 [[masa solar|masas solares]] aproximadamente, se convierte en [[enana blanca]] (abajo), con un radio muy pequeño, y genera una nebulosa planetaria.]]
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&nbsp;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 |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. | autor2 = Boothroyd, A. I. | autor3 = 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>
 
[[Archivo:Planetary Nebula 3D Animation 2004.ogv|thumb|300px|left|Simulación de la formación de una nebulosa planetaria. <small>''Crédito: NASA, ESA, y J. Gitlin (STScI)''.</small>]]
 
=== Fase de nebulosa planetaria ===
 
[[Archivo:NGC7293 (2004).jpg|thumb|250px|La [[nebulosa de la Hélice]]. <small>''Crédito: NASA, ESA, y C. R. O'Dell''.</small>]]
Una vez comenzada la [[evolución estelar|fase]] de nebulosa planetaria, los gases expulsados viajan a velocidades de varios kilómetros por segundo respecto de la estrella central. Ésta se convierte en el [[remanente estelar|remanente]] ([[enana blanca]]) de la estrella [[gigante roja]] anterior, y está formada por [[carbono]] y [[oxígeno]] con sus [[electrón|electrones]] [[materia degenerada|degenerados]], con escaso [[hidrógeno]], ya que la mayor parte fue expulsado en la fase anterior de [[rama asintótica gigante]].
 
== Características ==
 
=== Morfología ===
 
[[Archivo:The Formation of Planetary Nebulae.ogv|thumb|250px|Simulación de la formación de una [[nebulosa bipolar|nebulosa planetaria bipolar]] en un [[sistema estelar binario|sistema binario]]. <small>''Crédito: STScI''.</small>]]
Las nebulosas planetarias presentan formas muy dispares, desde irregulares y de apariencia compleja hasta casi perfectamente [[esfera|esféricas]]. Sin embargo, éstas últimas apenas suman el 20&nbsp;% del total.<ref name="Jacoby2001">{{Cita publicación |autor=Jacoby, George. H.; Ferland, Gary. J.; Korista, Kirk T. |año=2001 |título=The Planetary Nebula A39: An Observational Benchmark for Numerical Modeling of Photoionized Plasmas |publicación=The Astrophysical Journal |volumen=560 |número=1 |páginas=272-286 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001ApJ...560..272J |doi=10.1086/322489 |fechaacceso=28 de noviembre de 2009}}</ref>
 
=== Características físicas ===
 
[[Archivo:Ngc2392.jpg|thumb|200px|[[NGC 2392]], también conocida como la "nebulosa Esquimal". <small>''Crédito: NASA, ESA, Andrew Fruchter (STScI), y ERO team (STScI + ST-ECF)''.</small>]]
Una nebulosa planetaria típica tiene aproximadamente un diámetro de un [[año luz]], y está formada por gas altamente enrarecido, con una [[densidad]] de entre 100 y 10&nbsp;000 [[partícula (química)|partículas]] por [[centímetro cúbico]]. En comparación, la [[atmósfera terrestre]] contiene 2,5 × 10<sup>19</sup> partículas por cm<sup>3</sup>. Las nebulosas más jóvenes poseen densidades más altas, en ocasiones del orden del millón (10<sup>6</sup>) de partículas por cm<sup>3</sup>. A medida que la nebulosa envejece, la densidad decrece debido a su expansión en el espacio, la cual sucede a una velocidad que ronda los 25&nbsp;[[km]]/[[Segundo|s]], que equivale a unas 70 veces la [[velocidad del sonido]] en el [[aire]]. Su [[masa]] puede tener un valor de entre 0,1 y 1 [[masa solar]].<ref name="Oster_p10">Osterbrock 2006, p. 10.</ref>
 
=== Contribución a la evolución galáctica ===
 
Las nebulosas planetarias desempeñan un papel fundamental en la evolución galáctica. El [[universo]] primitivo consistía solamente en [[hidrógeno]] y [[helio]], pero con el paso del tiempo las [[estrella]]s han ido creando en su núcleo elementos más pesados a través de la [[fusión nuclear]]. De este modo, los gases que conforman la nebulosa planetaria contienen una importante proporción de estos elementos más pesados que el helio llamados "metales", como el [[carbono]], el [[nitrógeno]], o el [[oxígeno]], contribuyendo a enriquecer el [[medio interestelar]] a medida que la nebulosa planetaria se mezcla con el mismo.<ref name="Kwok_p199-207">Kwok 2000, pp. 199-207.</ref>
 
 
== Distribución y abundancia ==
 
[[Archivo:NGC 2818 by the Hubble Space Telescope.jpg|thumb|275px|[[NGC 2818]], una nebulosa planetaria en un [[cúmulo abierto]]. <small>''Crédito: NASA, ESA, y Hubble Heritage Team (STScI/AURA)''.</small>]]
Se conocen alrededor de 3000 nebulosas planetarias en [[Vía Láctea|nuestra galaxia]].<ref>{{Cita publicación |autor=Parker, Q. A. ''et al.'' |año=2006 |título=The Macquarie/AAO/Strasbourg Hα Planetary Nebula Catalogue: MASH |publicación=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volumen=373 |número=1 |páginas=79-94 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006MNRAS.373...79P |doi=10.1111/j.1365-2966.2006.10950.x |fechaacceso=28 de noviembre de 2009}}</ref> Se trata de un número pequeño si se lo compara con el número total de [[estrella]]s; existe aproximadamente una nebulosa planetaria por cada 60 millones de ellas. Esto es debido a su corto tiempo de vida en comparación con las estrellas. Se estima que cada año se generan alrededor de tres nuevas nebulosas planetarias.<ref name="Kwok2000_p2" /><ref name="Abell1966">{{Cita publicación |autor=Abell, G. O.; Goldreich, P. |año=1966 |título=On the Origin of Planetary Nebulae |publicación=Publications of the Astronomical Society of the Pacific |volumen=78 |número=463 |página=232 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1966PASP...78..232A |doi=10.1086/128336 |fechaacceso=28 de noviembre de 2009}}</ref>
 
Generalmente, se encuentran situadas en el plano de la [[Vía Láctea]], siendo más abundantes cerca del [[centro galáctico]].<ref name="Majaess2007">{{Cita publicación |autor=Majaess, Daniel J.; Turner, David G.; Lane, David J. |año=2007 |título=In Search of Possible Associations between Planetary Nebulae and Open Clusters |publicación=Publications of the Astronomical Society of the Pacific |volumen=119 |número=862 |páginas=1349-1360 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007PASP..119.1349M |doi=10.1086/524414 |fechaacceso=28 de noviembre de 2009}}</ref>
 
Regularmente se detectan nebulosas planetarias en [[cúmulos globulares]], como [[Cúmulo globular M15|Messier 15]], [[Messier 22]], [[NGC 6441]], y [[Palomar 6]]. Sin embargo, en los [[cúmulos abiertos]] son mucho menos numerosas, puesto que estos cúmulos poseen muchas menos estrellas que los globulares, y como están poco ligados gravitacionalmente sus miembros se dispersan en cuestión de 100 a 600 millones de años,<ref>{{Cita libro |autor=Allison, Mark |título=Star clusters and how to observe them |fecha=2006 |editorial=Birkhäuser |isbn=978-1846281907 |páginas=56-58}}</ref> tiempo similar al necesario para que la fase de nebulosa planetaria se lleve a cabo.<ref name="Majaess2007" /> Se conocen algunas nebulosas planetarias situadas en cúmulos abiertos, como es el caso de [[NGC 2348]] y [[NGC 2818]].
 
== Cuestiones por resolver ==
 
[[Archivo:NGC6537.jpg|thumb|300px|La [[NGC 6537|nebulosa de la Araña Roja]], una nebulosa bipolar con una estrella central muy caliente.]]
Un problema en el estudio de las nebulosas planetarias es que, en la mayoría de los casos, sus distancias están muy mal determinadas. Solamente para las nebulosas planetarias más cercanas es posible determinar su distancia mediante la medición de la [[paralaje]] de su expansión, esto es, observando su movimiento aparente sobre la bóveda celeste. Esta medida revela la expansión en la perpendicular de la línea de visión, mientras que con las medidas del [[efecto Doppler]] se obtiene la velocidad de expansión en la línea de visión. Comparando estas velocidades se puede determinar la distancia a la nebulosa.<ref name="Reed1999"/>
 
Otro problema es la diversidad de formas. Generalmente se acepta que las interacciones entre material expandiéndose a diferentes velocidades es la causa de la mayoría de las formas que se observan.<ref name="Kwok_89-96">Kwok 2000, pp. 89-96.</ref> Sin embargo, algunos astrónomos creen que los sistemas estelares binarios podrían ser los responsables de, al menos, las nebulosas planetarias más complejas.<ref name="Soker2002">{{Cita publicación |autor=Soker, Noam |año=2002 |título=Why every bipolar planetary nebula is `'unique' |publicación=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volumen=330 |número=2 |páginas=481-486 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002MNRAS.330..481S |doi=10.1046/j.1365-8711.2002.05105.x |fechaacceso=29 de noviembre de 2009}}</ref> Otras formas complicadas podrían deberse a los intensos [[magnetismo|campos magnéticos]].<ref name="Jordan2005" />
 
En cuanto a la [[metalicidad]] de las nebulosas planetarias, existen dos maneras diferentes de determinarla mediante [[líneas espectrales]]; con líneas de recombinación y con líneas excitadas por colisión, aunque en ocasiones las [[Factor de discrepancia de abundancias|discrepancias]] entre ambos métodos son bastante significativas. Algunos astrónomos creen que esto se debe a la existencia de pequeñas fluctuaciones de temperatura en la nebulosa planetaria; otros apuntan a que las discrepancias son demasiado elevadas como para ser explicadas mediante efectos térmicos, y postulan la existencia de regiones frías que contendrían muy poco hidrógeno. Sin embargo, estas regiones todavía no han sido observadas.<ref name="Liu2000">{{Cita publicación |autor=Liu, X.-W.; Storey, P. J.; Barlow, M. J.; Danziger, I. J.; Cohen, M.; Bryce, M. |año=2000 |título=NGC 6153: a super-metal-rich planetary nebula? |publicación=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volumen=312 |número=3 |páginas=585-628 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000MNRAS.312..585L |doi=10.1046/j.1365-8711.2000.03167.x |fechaacceso=29 de noviembre de 2009}}</ref>
 
== Véase también ==
 
* [[Anexo:Nebulosas planetarias]]
 
 
== Bibliografía utilizada ==
 
* {{Cita libro |autor=Harpaz, A. |título=Stellar evolution |fecha=1994 |editorial=A. K. Peters |isbn=978-1-568-81012-6}}
* {{Cita libro |autor=Iliadis, Christian |título=Nuclear physics of stars. Physics textbook |fecha=2007 |editorial=Wiley-VCH |isbn=978-3-527-40602-9}}
* {{Cita libro |autor=Gurzadyan, G. A. |título=The physics and dynamics of planetary nebulae |url=http://books.google.com/books?id=xxVkZBVIZeAC&printsec=frontcover&source=gbs_navlinks_s |fechaacceso=28 de noviembre de 2009 |fecha=1997 |editorial=Springer |isbn=9783540609650}}
* {{Cita libro |autor=Kwok, Sun |título=The origin and evolution of planetary nebulae |fecha=2000 |editorial=[[Cambridge University Press]] |isbn=978-0521623131 |fechaacceso=28 de noviembre de 2009}}
* {{Cita libro |autor=Osterbrock, D. E.; Ferland, G. J. |título=Astrophysics of gaseous nebulae and active galactic nuclei |fecha=2006 |editorial=University Science Books |edición=2ª |isbn=978-1-891-38934-4}}
* {{Cita libro |autor=Zeilik, Michael A.; Gregory, Stephan A. |título=Introductory Astronomy and Astrophysics |fecha=1998 |editorial=Saunders College Publishing |isbn=00-30062-28-4}}
 
== Bibliografía adicional ==
 
* {{Cita libro |autor=Torres, Silvia; Fierro, Julieta |título=Nebulosas planetarias: la hermosa muerte de las estrellas |fecha=2009 |editorial=Fondo de Cultura Económica |isbn=978-60-7160-072-1}}
* {{Cita libro |autor=Jiménez, N.; Guadalupe, S. |título=Determinación de distancias a nebulosas planetarias |fecha=2005 |editorial=Universidad de La Laguna |isbn=978-84-7756-664-9}}
 
== Enlaces externos ==
 
{{commonscat|Planetary nebulae}}
 
=== En español ===
 
* [http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/askkids/planetaryneb.shtml ¿Qué es una nebulosa planetaria?, para niños]
 
=== En inglés ===
 
* [http://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/planneb.html Entrada en ''The Internet Encyclopedia of Science''].
* [http://www.williams.edu/Astronomy/research/PN/nebulae/ ''Gallery of Planetary Nebula Spectra'']