Las Nebulosas Planetarias (NP) deben su nombre a su morfología (su forma). Son nubes de gas esféricas (en su mayoría) que muestran un disco aparente similar al de un planeta. Se forman en la etapa final de una estrella de tipo solar.
Veamos cómo nace la Np.
Cuando la estrella de tipo solar agota el hidrógeno del núcleo, colapsa aumentando la temperatura en su interior. Esto detona el Helio (He) que allí se encuentra como resultado de la combustión de Hidrógeno (reacción protón – protón). Con esta detonación, aumenta la temperatura (revive) y la estrella comienza a irradiar además de quemar el Hidrógeno de las capas superiores, dando como resultado su agigantamiento por presión de radiación. En ese proceso la estrella se enrojece ya que su superficie se enfría por tener mayor área para repartir el calor y se vuelve más luminosa por tener más superficie por donde irradiar. Se convierte en un gigante roja (GR)
Cuando se agota el He en el núcleo, quedó Carbono en él y la estrella comienza la contracción nuevamente. Mientras, las capas exteriores siguen irradiando y alejándose. Llega un momento que están tan lejos que no sienten el llamado gravitatorio para que acompañen el colapso y se alejan formando la esférica nebulosa planetaria. En este proceso, la estrella puede presentar pulsaciones con golpes de energía que ayuden al alejamiento de esas capas externas.
Muchas NP, brillan por fluorescencia. Reciben energía y la absorben excitando los electrones de sus átomos haciendo que suban de nivel cuántico. Cuando se des-excitan, caen a su nivel original, pero no lo hacen de una sola caída sino en cascada. A medida que bajan de nivel, quedan momentáneamente en niveles intermedios devolviendo la energía absorbida en paquetes de luz visible visible.
Para estudiar las NP, es conveniente saber las propiedades de las estrellas progenitoras. Las propiedades de las estrellas de campo con NP son inciertas, es muy difícil saber las propiedades que tenía la estrella antes de generar la NP.
En cambio, las estrellas en cúmulos, comparten las mismas propiedades. Luego, se conocen cómo eran las estrellas del cúmulo antes de generar la NP. Este es el motivo por el cual es mejor estudiar las NP en cúmulos.
Las NP se dan en estrellas de baja masa. Las masivas explotan. El límite inferior de masa para que aparezca una NP es de 1 Masa Solar (M0), o sea que el Sol está en ese límite y podría no presentar una NP luego de su fase de GR.
En tal caso, debería tener una compañera de quien tomar masa en su fase de GR. Esto le daría combustible que le permita expandirse lo suficiente como para que las capas exteriores se alejen por presión de radiación y formen la NP. Se han detectado gigantes donde una compañera sigue girando dentro de ella. Eso da la pauta de la baja densidad de las gigantes.
El modelo de binaria para la formación de NP en estrellas de baja masa, no sólo explica cómo una estrella de poca masa puede tener una NP, sino que además, explica las NP asimétricas. Éstas serían agitadas y deformadas por la compañera de la estrella que presenta la NP.
Referencias:
- [1303.3867] A Survey for Planetary Nebulae in M31 Globular Clusters
- Las Estrellas Escondidas dentro de su Nebulosa Planetaria.
- Nebulosa Planetaria
pdp.
Pablo Della Paolera 