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Una nebulosa planetaria es un objeto gaseoso, creado a partir de la expulsión de las capas externas de una estrella de masa baja o intermedia (entre 0.8 y 8 veces la masa del sol), tras su paso por la rama asintótica gigante (RAG, en inglés asymptotic giant branch, AGB) del diagrama H-R. El remanente estelar se transforma en una enana blanca, cuyo destino final (en particular, compartido por el Sol), es enfriarse hasta perder su energía térmica residual.

El límite superior en masa para pasar por esta etapa se estima entre 8 y 9 masas solares. Estrellas de masa mayor tienen una evolución totalmente distinta: explotan como supernova de tipo II y sus remanentes colapsan a una estrella de neutrones o agujero negro.

Las nebulosas planetarias se cuentan entre los objetos más "fotogénicos" de la astronomía. Esto se debe a que, por un lado, la mayor parte de la nube de gas se compone de hidrógeno, mientras que la estrella central, usualmente una enana blanca, emite radiación ultravioleta. Esto hace que los átomos de hidrógeno se ionicen (esto es, que expulsen los electrones), para luego recombinarse. En el proceso de recombinación, los electrones saltan desde los niveles de energía superiores al estado fundamental en cascada, emitiendo fotones visuales en el camino.

Morfología

Generalmente las nebulosas planetarias son objetos extendidos, simétricos y aproximadamente esféricos, aunque presentan una gran variedad de formas. Aproximadamente un 10% de las nebulosas planetarias tienen una estructura bipolar muy marcada, y un número muy pequeño de ellas son notablemente asimétricas. La razón detrás de esta enorme variedad de formas no se entiende por completo, pero puede deberse a efectos gravitacionales ligados a la presencia de otras estrellas cercanas en sistemas binarios, así como a los efectos del campo magnético de la estrella central tras la expulsión de la nebulosa. Otra posibilidad es la presencia de planetas cuya influencia gravitatoria pueda también tener efecto en la forma de las nebulosas en el momento de su formación.

Muestra de la variedad de formas presentada por las nebulosas planetarias. Incluso las más esféricas pueden ser muy complejas.

Origen

Las nebulosas planetarias constituyen los últimos estados de la evolución estelar para la mayoría de las estrellas. Tan sólo las estrellas con una masa muy superior a la de nuestro Sol terminan sus vidas en explosiones de supernovas, pero para las estrellas de masa media y baja el proceso finaliza con la creación de una nebulosa planetaria que envuelve a una enana blanca.

Una estrella típica con una masa superior a la mitad de la del Sol pasa la mayor parte de su vida brillando como resultado de las reacciones de fusión nuclear que transforman el hidrógeno en helio en su centro. La energía liberada contrarresta la gravedad de la estrella impidiendo que ésta colapse sobre sí misma debido a su propia gravedad. El resultado es una estrella estable capaz de producir luz y energía durante un muy largo periodo de tiempo (etapa de secuencia principal).

Tras varios miles de millones de años, las estrellas acaban por agotar su combustible nuclear y no pueden seguir contrarrestando el peso de las capas externas. Entonces el núcleo se contrae y se calienta. Las capas externas reaccionan a este calentamiento del núcleo expandiéndose enormemente y enfriándose. La estrella se convierte en una gigante roja que continúa evolucionando a medida que su núcleo sigue contrayéndose y calentándose. Cuando las temperaturas centrales alcanzan los 100 millones de K el helio comienza a fusionarse en carbono y oxígeno deteniendo la contracción central, aunque esta etapa dura relativamente poco; este proceso deja un núcleo inerte de carbono y oxígeno y una envoltura de helio e hidrógeno sin procesar.

Las reacciones de fusión del helio son muy sensibles a la temperatura, pues la velocidad de la reacción es proporcional a T⁴⁰. Un pequeño aumento de un 2% en la temperatura incrementa el ritmo de reacción en más del doble. El resultado es una estrella muy inestable en la que pequeños cambios de temperatura conllevan cambios enormes en las reacciones nucleares y en la producción de energía. La capa de fusión de helio se expande y se enfría rápidamente, produciendo pulsaciones sucesivas en las que finalmente se puede llegar a expulsar la atmósfera estelar al espacio.

Los gases expulsados en los diferentes pulsos forman una nube de material alrededor del núcleo expuesto de la estrella. Cuando las temperaturas de la superficie de la estrella alcanzan temperaturas de alrededor de los 30.000 K, se producen suficientes fotones ultravioleta (UV) para ionizar las capas atmosféricas expulsadas. Los gases ionizados emiten luz al recombinarse los átomos cargados positivos con los electrones expulsados por los fotones UV. La nube eyectada se ha convertido en una nebulosa planetaria, cuya estructura está determinada por los diferentes pulsos de la estrella central y su color y luminosidad por el grado de ionización y la composición química de la nebulosa.

Estos objetos no deben ser confundidos con las nebulosas que rodean a algunas estrellas Wolf-Rayet.

Distancias

Un método para medir distancias a nebulosas planetarias fue desarrollado por astrónomos de la UNAM en el año 2006, y consiste en la toma de dos grupos de imágenes en el espectro de radio separadas por muchos años, con los que pueden medirse las envolventes de las nebulosas planetarias y puede compararse la expansión de las mismas con las velocidades obtenidas según el Efecto Doppler.

Véase también

Enlaces externos

Wikimedia Commons alberga una categoría multimedia sobre Nebulosas planetarias.
Página con múltiples imágenes de nebulosas planetarias tomadas con el telescopio espacial Hubble (en inglés)
Proyecto Celestia Actividad educativa: Vida y muerte de las estrellas

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 [[Imagen:NGC6543.jpg|thumb|right|NGC 6543, la [[nebulosa Ojo de gato]]]]
-Una '''nebulosa planetaria''' es un objeto gaseoso, creado a partir de la expulsión de las capas externas de una estrella de masa baja o intermedia (entre 0.8 y 8 veces la masa del sol), tras su paso por la [[rama asintótica gigante]] (RAG, en inglés [[:w:en:Asymptotic_giant_branch|asymptotic giant branch]], AGB) del [[diagrama H-R]]. El remanente estelar evoluciona a [[enana blanca]], cuyo destino final (que será, en particular, el del [[Sol]]), es enfriarse hasta perder su [[energía térmica]] residual.
+Una '''nebulosa planetaria''' es un objeto gaseoso, creado a partir de la expulsión de las capas externas de una estrella de masa baja o intermedia (entre 0.8 y 8 veces la masa del sol), tras su paso por la [[rama asintótica gigante]] (RAG, en inglés [[:w:en:Asymptotic_giant_branch|asymptotic giant branch]], AGB) del [[diagrama H-R]]. El remanente estelar se transforma en una [[enana blanca]], cuyo destino final (en particular, compartido por el [[Sol]]), es enfriarse hasta perder su [[energía térmica]] residual.
 El límite superior en masa para pasar por esta etapa se estima entre 8 y 9 [[masa solar|masas solares]]. Estrellas de masa mayor tienen una evolución totalmente distinta: explotan como [[supernova]] de tipo II y sus remanentes colapsan a una [[estrella de neutrones]] o [[agujero negro]].