Una nebulosa planetaria es un objeto astronómico que consiste en una cáscara que brilla intensamente del gas y del plasma formada por ciertos tipos de las estrellas en el final de sus vidas. El nombre origina de una semejanza en aspecto a los planetas gigantes cuando está visto a través de un pequeño telescopio óptico, y está sin relación a los planetas de la Sistema Solar. Son un fenómeno relativamente de breve duración, durando algunos diez de millares de años, comparados a un curso de la vida estelar típico de vario mil millones años.500 se conocen para existir en la galaxia de la manera lechosa.

Las nebulosas planetarias son objetos importantes en astronomía porque desempeñan un papel crucial en la evolución química de la galaxia, volviendo el material al medio interestelar que se ha enriquecido en los elementos pesados y otros productos Nucleosynthesis (tal como carbón, nitrógeno, oxígeno y calcio). En otras galaxias, las nebulosas planetarias pueden ser el único observable de los objetos bastante para rendir la información útil sobre abundancia química.

Estos últimos años, las imágenes del telescopio espacial de Hubble han revelado muchas nebulosas planetarias para tener morfologías extremadamente complejas y variadas. Sobre un quinto está áspero el esférico, pero la mayoría no es esférico simétrica. Los mecanismos que producen tal gran variedad de formas y las características no son haber entendido todavía bien, solamente los vientos estelares de la central binario de las estrellas y los campos magnéticos pueden todo el juego un papel.

Observaciones

Las nebulosas planetarias son generalmente objetos débiles, y ningunas son visibles al ojo desnudo . La primera nebulosa planetaria descubierta era la nebulosa de la pesa de gimnasia en la constelación de Vulpecula, observada por el Charles un más sucio en 1764 y enumerada como M27 en su catálogo de objetos nebulosos. A los observadores tempranos con los telescopios low-resolution, M27 y las nebulosas planetarias posteriormente descubiertas se asemejaron algo a los gigantes de gas, y el Guillermo Herschel, descubridor Uranus, acuñó eventual el término “nebulosa planetaria” para ellos, aunque, como ahora sabemos, sean muy diferentes de los planetas.

La naturaleza de nebulosas planetarias era desconocida hasta que las observaciones espectroscópicas del primer fueran hechas en el siglo de mid-19th. El Guillermo Huggins era uno de los astrónomos más tempranos para estudiar los espectros ópticos de objetos astronómicos, usar una prisma para dispersar su luz. Sus observaciones de estrellas demostraron que sus espectros consistieron en una serie continua con muchas líneas oscuras sobrepuestas en ellas, y él encontró más adelante que muchos objetos nebulosos tales como la nebulosa del Andromeda (mientras que entonces era sabido) tenían espectros cuáles eran absolutamente similares a este – estas nebulosas eran más adelante demostradas para ser las galaxias .

Sin embargo, cuando él miraba la nebulosa del ojo de gato, él encontró un espectro muy diverso. Algo que una serie continua fuerte con las rayas de absorción sobrepuestas, la nebulosa del ojo de gato y otros objetos similares demostraron que solamente una pequeña cantidad de líneas de emisión el más brillante de éstos estaban en una longitud de onda 500.7 Nanometres cuáles no correspondieron con una línea de ningún elemento sabido. Al principio él fue presumido que la línea pudo ser debido a un elemento desconocido, que fue nombrado el nebulium del - una idea similar había llevado al descubrimiento del helio con el análisis espectro de s de Sun del 'en 1868.

Sin embargo, mientras que el helio fue aislado en la tierra pronto después de su descubrimiento en el espectro del sol, el nebulium no era. En el a principios de siglo 20 Henry Norris Russell del siglo propuso que algo que siendo un nuevo elemento, la línea en 500.7 nanómetro fuera debido a un elemento familiar en condiciones desconocedoras.

Los físicos demostraron en los años 20 que en gas en extremadamente - las bajas densidades, los electrones pueden poblar los niveles de energía metaestables emocionados de en átomos e iones cuáles en densidades más altas son rápido de-emocionados por colisiones. Las transiciones del electrón de estos niveles en el ion del oxígeno (O²⁺ u OIII) dan lugar a la línea de 500. Estas líneas espectrales, que se pueden considerar solamente en gases de la densidad muy baja, se llaman las líneas prohibidas del '. Las observaciones espectroscópicas demostraron así que las nebulosas fueron hechas del gas extremadamente enrarecido.

Según lo discutido más detalladamente abajo, las estrellas centrales de nebulosas planetarias son muy calientes. Su luminosidad, aunque, es muy baja, implicando que deben ser muy pequeñas. Solamente una vez que una estrella ha agotado todo su combustible nuclear puede él derrumbarse a tal tamaño pequeño, y así que las nebulosas planetarias vinieron ser entendidas como estadio final de la evolución estelar. Las observaciones espectroscópicas demuestran que todas las nebulosas planetarias se están ampliando, y así que la idea se presentó que las nebulosas planetarias fueron causadas por las capas externas de una estrella que eran lanzadas en espacio en el final de su vida.

Hacia el final del vigésimo siglo, las mejoras tecnológicas ayudaron a fomentar el estudio de nebulosas planetarias. Los telescopios espaciales permitieron que los astrónomos estudiaran la luz emitida más allá del espectro visible que no es perceptible de observatorios terrestres (porque solamente las ondas de radio y la luz visible penetran la atmósfera de tierra). El los estudios ultravioletas infrarrojos de y de nebulosas planetarias permitió determinaciones mucho más exactas de las densidades nebulosas de las temperaturas y la tecnología del CCD de la abundancia permitió que líneas espectrales mucho más débiles fueran medidas exactamente que había sido previamente posible. El telescopio espacial de Hubble también demostró que mientras que muchas nebulosas aparecen tener estructuras simples y regulares de la tierra, la resolución óptica muy alta realizable por un telescopio sobre la atmósfera de tierra revela morfologías extremadamente complejas.

Bajo esquema espectral de la clasificación de Morgan-Keenan, se clasifican las nebulosas planetarias mientras que tipo de del P, aunque esta notación se utilice raramente en la práctica.

Orígenes

¡evolución estelar para la mayoría de las estrellas. ¿~ qué estrellas sobrevivirán llegar a ser planetarias? --las estrellas del >Most terminarán sus vidas como nebulosas planetarias. Las estrellas que pesan más que algunas masas solares terminarán sus vidas en una explosión dramática de la supernova, pero para las estrellas del medio y de la masa baja, tales como nuestro Sun, el extremo implica la creación de una nebulosa planetaria.

Una estrella típica que pesa menos que sobre la masa del Sun pasa dos veces la mayor parte de su curso de la vida que brilla como resultado de las reacciones de la fusión nuclear que convierten el hidrógeno al helio en su base. La energía lanzada en las reacciones de fusión evita que la estrella se derrumbe bajo su propia gravedad, y la estrella es estable.

Después de vario mil millones años, la estrella funciona del hidrógeno, y hay no más bastante energía que fluye hacia fuera de la base para apoyar las capas externas de la estrella. La base contrata y calienta así para arriba. La base del sol tiene actual una temperatura de aproximadamente 15 millones de K, pero cuando funciona del hidrógeno, la contracción de la base hará la temperatura levantarse a cerca de 100 millones de K.

Las capas externas de la estrella se amplían enorme debido a mismo la temperatura alta de la base, y llegan a ser mucho más frescas. La estrella se convierte en un gigante rojo . La base continúa contratando y calentando para arriba, y cuando su temperatura alcanza 100 millones de K, los núcleos del helio comienzan a fundirse en el carbón y el oxígeno . La reasunción de las reacciones de fusión para la contracción de la base. La combustión helio pronto forma una base inerte del carbón y del oxígeno, con una cáscara de la combustión helio rodeándola.

Las reacciones de fusión del helio son extremadamente termosensibles, con las tarifas de la reacción siendo proporcionales a T⁴⁰. Esto significa que apenas una subida del 2% de la temperatura más que la tarifa de la reacción. Esto hace la estrella muy inestable - una pequeña subida de la temperatura lleva a una subida rápida de las tarifas de la reacción, que lanza mucha energía, aumentando la temperatura más lejos. La capa de la combustión helio se amplía rápido y por lo tanto se refresca, que reduce la tarifa de la reacción otra vez. Las pulsaciones enormes se acumulan, que llegan a ser eventual bastante grandes para lanzar de la atmósfera estelar del conjunto en espacio.

Los gases expulsados forman una nube del material alrededor de la base ahora-expuesta de la estrella. Como de la atmósfera se mueve cada vez más lejos de la estrella, más profundo y capas más profundas en temperaturas más altas y más altas se exponen. Cuando la superficie expuesta alcanza una temperatura alrededor de 30,000K, hay bastantes fotones ultravioletas que que son emitidos al ionizan la atmósfera expulsada, haciéndole resplandor. La nube entonces se ha convertido en una nebulosa planetaria.

Curso de la vida

Los gases de la nebulosa planetaria mandilan lejos de la estrella central a las velocidades de algunos kilómetros por segundo. Al mismo tiempo que los gases se están ampliando, la estrella central se está refrescando mientras que irradia lejos su energía - las reacciones de fusión han cesado, pues la estrella no es bastante pesada generar las temperaturas de base requeridas para que el carbón y el oxígeno se fundan. Se refrescará eventual abajo tanto que no emite bastante radiación ultravioleta para ionizar la nube cada vez más distante del gas. La estrella siente bien a un enano blanco, y el de la nube del gas recombina, llegando a ser invisible. Para una nebulosa planetaria típica, cerca de 10.000 años pasarán entre su formación y recombinación de la estrella.

Recicladores galácticos

Las nebulosas planetarias desempeñan un papel muy importante en la evolución galáctica. El universo temprano consistió casi enteramente en el hidrógeno y el helio, pero las estrellas crean elementos más pesados vía la fusión nuclear. Los gases de nebulosas planetarias contienen así una proporción grande de elementos tales como carbón, nitrógeno y oxígeno, y como se amplían y se combinan en el medio interestelar, lo enriquecen con estos elementos pesados, sabidos colectivamente mientras que el metals de los astrónomos.

Generaciones subsecuentes de estrellas que la forma entonces tendrá un contenido inicial más alto de elementos más pesados. Aunque los elementos pesados todavía serán un componente muy pequeño de la estrella, tienen un efecto marcado en su evolución. Las estrellas que formaron muy temprano en el universo y contienen pequeñas cantidades de elementos pesados se conocen como estrellas de la población II del, mientras que estrellas más jovenes con un contenido más alto del elemento pesado se conocen como estrellas de la población I del (véase la población estelar ).

Características

Características físicas

Una nebulosa planetaria típica es áspero un año ligero a través, y consiste en el gas extremadamente enrarecido, con una densidad generalmente alrededor 1000 partículas por cm ³. (La atmósfera de tierra, por la comparación, contiene 2.5× partículas 10¹⁹ por cm ³.) Las nebulosas planetarias jovenes tienen las densidades más altas, a veces tan arriba como las partículas 10⁶ por cm ³. Mientras que las nebulosas envejecen, su extensión hace su densidad disminuir.

La radiación de la estrella central calienta los gases a las temperaturas alrededor de 10,000  K . Counterintuitively, la temperatura del gas se ve a menudo para levantarse en las distancias cada vez mayores de la estrella central. Esto es porque el más enérgio un fotón, cuanto menos probable es ser absorbida, y así que menos enérgios los fotones tienden a ser los primeros que se absorberán. En las regiones externas de la nebulosa, la mayoría de los fotones de una energía más baja se han absorbido ya, y el sigue habiendo de los fotones de la alta energía da lugar a temperaturas más altas.

Las nebulosas se pueden describir como el limitado materia o limitado radiación. Según esta terminología algo antiintuitiva, en el caso anterior, no hay bastante materia en la nebulosa para absorber todos los fotones ULTRAVIOLETA emitidos por la estrella, y la nebulosa visible se ioniza completamente. En el 3ultimo caso, no hay bastantes fotones ULTRAVIOLETA que son emitidos por la estrella central para ionizar todo el gas circundante, y un frente de la ionización propaga hacia fuera en el sobre neutral circumstellar.

Porque la mayor parte de el gas en una nebulosa planetaria típica se ioniza (el es decir un plasma ), los efectos de los campos magnéticos pueden ser significativos, dando lugar a fenómenos tales como las inestabilidades del filamentation y del plasma.

Números y distribución

Cerca de 3000 nebulosas planetarias ahora se saben para existir en nuestra galaxia, fuera de 200 mil millones estrellas. Su curso de la vida muy corto comparado al curso de la vida estelar total explica su rareza. Se encuentran sobre todo cerca del plano de la manera lechosa, con la concentración más grande cerca del centro galáctico . Se ven solamente muy raramente en racimos de estrella, con solamente uno o dos casos sabidos. Las nebulosas planetarias se han detectado en solamente cuatro racimos globulares: M 15, M 22, NGC 6441 y Palomar 6 .

Mientras que el CCDs ha reemplazado casi enteramente la película fotográfica en astronomía moderna, una encuesta sobre de alta resolución reciente la H-alfa del plano galáctico meridional permitió las búsquedas que han aumentado grandemente el número de nebulosas planetarias sabidas en ~1000. El detector era muy bien la película técnica que fue utilizada conjuntamente con mismo una alta calidad, el solo filtro de la cacerola granuloso de Kodak de interferencia del elemento que aisló la línea de emisión más brillante del hidrógeno en el telescopio BRITÁNICO de Schimdt del ancho-campo. Esta línea de Balmer es emitida fuerte por casi todas las nebulosas planetarias.

Morfología

Los solamente cerca de 20% de nebulosas planetarias son esférico simétricos. Una gran variedad de formas existe con algunas formas muy complejas consideradas. La razón de la variedad enorme de formas no se entiende completamente, sino se puede causar por interacciones gravitacionales con las estrellas de compañero si las estrellas centrales son doble otra posibilidad de las estrellas son que los planetas interrumpen el flujo de material lejos de la estrella como las formas de la nebulosa. En enero de 2005, los astrónomos anunciaron la primera detección de los campos magnéticos alrededor de las estrellas centrales de dos nebulosas planetarias, y presumieron que los campos pudieron estar en parte o enteramente responsable de sus formas notables.

Ediciones actuales en estudios de la nebulosa planetaria

Un problema de muchos años en el estudio de nebulosas planetarias es ése en la mayoría de los casos, sus distancias es muy mal resuelto. Que muy pocas nebulosas planetarias próximas, es posible determine distancias midiendo su paralaje de la extensión del : las observaciones de alta resolución tardadas varios años separados demostrarán la extensión del perpendicular de la nebulosa a la visión, mientras que las observaciones espectroscópicas del cambio de Doppler revelarán la velocidad de la extensión en la visión. Comparar la extensión angular con la velocidad derivada de la extensión revelará la distancia a la nebulosa.

La aplicación cómo una gama tan diversa de formas nebulosas puede ser producida es un asunto polémico. Amplio, se cree que las interacciones entre el material que se mueve lejos de la estrella a diversas velocidades dan lugar a la mayoría de las formas observadas. Sin embargo, algunos astrónomos creen que las estrellas centrales del doble deben ser responsables por lo menos las nebulosas planetarias más complejas y más extremas. Un estudio reciente ha encontrado que varias nebulosas planetarias contienen campos magnéticos fuertes, algo que ha sido presumido por Grigor Gurzadyan ya en los años 60 (véase e. Las interacciones magnéticas con el gas ionizado podían ser responsables de formar por lo menos algunas nebulosas planetarias.

Hay dos maneras diferentes de determinar abundancia del metal en las nebulosas, que confían en diversos tipos de líneas espectrales, y las discrepancias grandes se consideran a veces entre los resultados derivados de los dos métodos. Algunos astrónomos pusieron esto abajo a la presencia de pequeñas fluctuaciones de la temperatura dentro de las nebulosas planetarias; otros demandan que las discrepancias son demasiado grandes ser explicadas por efectos de temperatura, y presumen la existencia de los nudos fríos que contienen el hidrógeno muy pequeño para explicar las observaciones. Sin embargo, no se ha observado ningunos tales nudos todavía.

Ver también

Rama gigante asintótica
Nebulosa bipolar
Medio interestelar
Lista de las nebulosas planetarias
Nebulosa
Remanente de la Nova
Nebulosa de Protoplanetary
Evolución estelar
Remanente de la supernova
Enano blanco

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Zenithic

Stanisław Bohdan Grabiński

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