La Nebulosa Planetaria NGC 2392 (Imagen a la derecha)

De esta Nebulosa que nos visita hoy, si miramos en cualquier sitio, veremos una reseña parecida a ésta:

“NGC 2392 es una nebulosa planetaria en la constelación de Géminis. Por su curiosa apariencia, que recuerda a la cara de una persona rodeada por una capucha, recibe también los nombres de Nebulosa Esquimal. Se encuentra, según autores, a unos 3000 o 5000 años luz de distancia de la Tierra.

La edad de NGC 2392 se estima en unos 10.000 años, y está compuesta por dos lóbulos elípticos de materia saliendo de la estrella moribunda. Desde nuestra perspectiva, unos de los lóbulos está delante del otro.

Se cree que la forma de la nebulosa se debe a un anillo de material denso alrededor del ecuador de la estrella expulsado durante la fase de gigante roja. Este material denso es arrastrado a una velocidad de 115.000 km/h, impidiendo que el viento estelar, que posee una velocidad mucho mayor, empuje la materia a lo largo del ecuador. Por el contrario, este viento de gran velocidad (1,5 millones de km/h) barre material por encima y debajo de la estrella, formando burbujas alargadas. Estas burbujas, de 1 año luz de longitud y la mitad de anchura, tienen filamentos de materia más densa. No obstante, las líneas que van de dentro a afuera en el anillo exterior (en la capucha) no tienen todavía explicación, si bien su origen puede deberse a la colisión entre gases de baja y alta velocidad.

Fue descubierta por William Herschel el 17 de enero de 1787.”

De este tipo de Nebulosas, las planetarias, la situada en Aquarius y conocida como NGC 7293, la Nebulosa de la Hélice, o, en ocasiones Nebulosa del Girasol, es la nebulosa planetaria más cercana, a 450 a.l., y la más grande de tamaño aparente, casi ¼º. Está ionizada por la estrella central muy caliente de magnitud 13 con una temperatura de 50.000 K.

Estamos viendo una brillante nube de gas y polvo luminoso que rodea a una estrella altamente evolucionada. Una Nebulosa planetaria se forma cuando una gigante roja eyecta sus capas exteriores a velocidades de unos 10 km/s.

El gas eyectado es entonces ionizado por la luz ultravioleta procedente del núcleo caliente de la estrella. A medida que pierde materia este núcleo queda progresivamente expuesto, convirtiéndose finalmente en una estrella enana blanca de enorme densidad y que encuentra su estabilidad mediante la degeneración de los electrones que frenan la contracción de la estrella iniciada por la fuerza de gravedad que se ve así impedida de seguir en su trabajo de contraer más y más a la estrella.

Las Nebulosas planetarias tienen típicamente un diámetro de 0,5  a.l., y la cantidad de materia eyectada es de 0,1 masas solares o más. Debido a la altísima temperatura del núcleo, el gas  de la nebulosa está muy ionizado. La Nebulosa planetaria dura unos 100.000 años, tiempo durante el cual una fracción apreciable de su masa es devuelta al espacio interestelar.

De hecho, las formas detalladas de las nebulosas planetarias reveladas por los modernos telescopios cubren muchos tipos diferentes, incluyendo las que tienen forma de anillo (como la Nebulosa Anular), forma de pesas o irregular.

Algunas Nebulosas planetarias presentan ansae, unas pequeñas extensiones a cada lado de la estrella central, que se piensa que son producidas por la eyección a alta velocidad de material de un flujo bipolar.

Algún día, dentro de unos 4.000 años, nuestro Sol, cuando agote su combustible nuclear de fusión, se convertirá en una Gigante roja cuya órbita engullirá a Mercurio y Venus y, probablemente a la Tierra también. Cuando llegue al momento crítico, eyectará sus capas exteriores al espacio y formará una Nebulosa planetaria como la que vemos a la derecha de esta página o parecida.

Pero, mucho antes de que eso llegue, las temperaturas serán tan altas que los mares y océanos de la Tierra se evaporarán, y, amigos, para entonces, si queremos preservar nuestra especie, tendremos que haber buscado otros mundos donde situar a la especie Humana que, ya no podrá vivir en la Tierra, aquel planeta azul y lleno de vida que un día hizo posible que nosotros llegáramos aquí para contemplar asombrados, las cosas maravillosas que el Universo nos quiere mostrar.

Esquimal o Nebulosa de Cara de payaso son otros nombres por los que es conocida esta singular nebulosa que se hizo famosa een el año 2.000 cuando el Hubble tomó de ella una imagen tan sugestiva.

Una nebulosa planetaria es una nebulosa de emisión consistente en una envoltura brillante en expansión de plasma y gas ionizado, expulsada durante la fase de rama asintótica gigante que atraviesan las estrellas gigantes rojas en los últimos momentos de sus vidas.

El nombre se debe a que sus descubridores, en el siglo XVIII, observaron que su aparencia era similar a los planetas gigantes vistos a través de los telescopios ópticos de la época, aunque realmente no tienen ninguna relación con los planetas. Se trata de un fenómeno relativamente breve en términos astronómicos, que dura del orden de las decenas de miles de años (el tiempo de vida de una estrella común ronda los diez mil millones de años). Al final de la vida de las estrellas que alcanzan la fase de gigante roja, las capas exteriores de la estrella son expelidas debido a pulsaciones y a intensos vientos estelares. Tras la expulsión de estas capas, subsiste un pequeño núcleo de la estrella, el cual se encuentra a una gran temperatura y brilla de manera intensa. La radiación ultravioleta emitida por este núcleo ioniza las capas externas que la estrella había expulsado.

Las nebulosas planetarias son objetos de gran importancia en astronomía, debido a que desempeñan un papel crucial en la evolución química de las galaxias, devolviendo al medio interestelar metales pesados y otros productos de la nucleosíntesis de las estrellas (como carbono, nitrógeno oxígeno y calcio). En galaxias lejanas, las nebulosas planetarias son los únicos objetos de los que se puede obtener información útil acerca de su composición química.

Las imágenes tomadas por el telescopio espacial Hubble han revelado que muchas nebulosas planetarias presentan morfologías extremadamente complejas. Solamente en torno a un quinto de ellas muestran formas más o menos esféricas. El mecanismo que produce esta amplia gama de formas no se comprende todavía muy bien, aunque se cree que las estrellas binarias centrales, los vientos estelares y los campos magnéticos podrían ejercer un papel importante.

Las nebulosas planetarias se forman cuando una estrella que posee entre 0,8 y 8 masas solares (M_⊙) agota su combustible nuclear. Por encima del límite de 8 M_⊙ la estrella explotaría originando una supernova.

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 de radiación, que actúan intentando expandir el sistema. 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. Como la 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 superficial y por tanto en un enrojecimiento de la estrella. Se dice entonces que la estrella entra en la fase de gigante roja.

El núcleo, compuesto totalmente por helio, continúa comprimiéndose y calentándose en ausencia de reacciones nucleares, hasta se alcanza la temperatura que posibilita la fusión del helio en carbono y oxígeno (unos 80-90 millones de kelvin), volviendo de nuevo al equilibrio hidrostático. Pronto se formará un núcleo inerte de carbono y oxígeno rodeado por una capa de helio y otra de hidrógeno, ambas en combustión. Este estadio de las gigantes rojas se denomina rama asintótica gigante.

Las reacciones de fusión del helio son extremadamente sensibles a la temperatura, siendo su proporcionalidad del orden de T⁴⁰, en temperaturas relativamente bajas. La estrella entonces se vuelve muy inestable debido a la influencia que pueden llegar a tener las variaciones de temperatura; un aumento de sólo el 2% en la temperatura de la estrella doblaría el ritmo al que se producen estas reacciones, liberándose una gran cantidad de energía que aumentaría la temperatura de la estrella, por lo que provocaría que la capa de helio en combustión se expandiera para enfriarse rápidamente. Esto da lugar a violentas pulsaciones, que finalmente adquieren la intensidad suficiente como para expulsar por completo la atmósfera estelar al espacio.

Los gases eyectados forman una nube de material alrededor del ahora expuesto núcleo de la estrella. A medida que la atmósfera se desplaza alejándose de la estrella, se exponen cada vez capas más profundas y calientes del núcleo. Cuando la superficie expuesta alcanza una temperatura de 35 000 K, se emiten suficientes fotones ultravioletas como para ionizar la atmósfera eyectada, haciéndola brillar. La nube se ha convertido en una nebulosa planetaria.

Fase de nebulosa planetaria

Una vez comenzada la 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 (enana blanca) de la estrella gigante roja anterior, y está formada por carbono y oxígeno con sus electrones degenerados, con escaso hidrógeno, ya que la mayor parte fue expulsado en la fase anterior de rama asintótica gigante.

A medida que el gas se expande, la estrella central experimenta una evolución en dos etapas: primero, contrayéndose a la par que se calienta, quemándose el hidrógeno de la capa exterior al núcleo. En esta etapa la estrella central mantiene una luminosidad constante, alcanzando finalmente temperaturas de en torno a 100.000 K. En segundo lugar, la estrella sufre un proceso de enfriamiento cuando la capa de hidrógeno exterior se ha consumido, perdiendo además algo de masa. El remanente irradia su energía pero las reacciones de fusión dejan de producirse, ya que ha perdido mucha masa y la que le queda no es suficiente para alcanzar las temperaturas necesarias para desencadenar este tipo de procesos. La estrella se enfría de tal modo que la radiación ultravioleta irradiada no es lo suficientemente intensa como para ionizar el gas distante.

La fase de nebulosa planetaria finaliza cuando la nube de gas se recombina, abandonando el estado de plasma y volviéndose invisible. Para una nebulosa planetaria típica, la duración de esta fase es de aproximadamente 10.000 años. El remanente estelar, una enana blanca, permanecerá sin sufrir apenas cambios en su evolución, enfriándose muy lentamente.

Las nebulosas planetarias presentan formas muy dispares, desde irregulares y de apariencia compleja hasta casi perfectamente esféricas. Sin embargo, éstas últimas apenas suman el 20% del total.

La mayoría de las nebulosas planetarias pueden clasificarse según su forma en esféricas, elípticas, o bipolares (vistas desde la Tierra, ya que la forma depende del ángulo con el que se las mire). Sin embargo, en menor medida también existen otras formas, como anulares, cuadripolares, helicoidales, irregulares, y de otros tipos. La nebulosa planetaria Abell 39 presenta forma esférica, y la Nebulosa Retina (IC 4406) forma bipolar. En muchas ocasiones la forma da nombre a la nebulosa, como es el caso de la Nebulosa del Anillo, la Nebulosa de la Hélice, la Nebulosa de la Hormiga, o, la Nebulosa Esquimal o Cara de Payaso.

Las nebulosas planetarias bipolares se encuentran cerca del plano galáctico (3º máximo), por lo que fueron creadas por estrellas jóvenes muy masivas (tipo espectral A), al contrario que las esféricas, más alejadas del plano galáctico (de 5º a 12º), y cuyas estrellas progenitoras eran más antiguas y menos masivas, similares al Sol (tipo espectral G). Las elípticas se encuentran en un intervalo intermedio (tipo espectral B, 3º-5º). Esto es indicativo de que la masa de la estrella progenitora determina las características morfológicas de la nebulosa planetaria, influyendo por lo general en mayor medida que otros factores tales como la rotación o el campo magnético. Además, cuanto más masiva es la estrella más irregular se torna la nebulosa.

La razón de la amplia variedad de formas no se comprende bien, aunque podrían deberse a interacciones gravitatorias causadas por una estrella compañera en sistemas estelares binarios (estrellas dobles). Otra posibilidad radica en que los planetas perturben el flujo de material expelido por la estrella. En enero de 2005 se anunció la primera detección de campos magnéticos alrededor de las estrellas centrales de dos nebulosas planetarias, y se postuló que éstos podrían ser causantes totales o parciales de la forma de la nebulosa.

Esta Nebulosa de hoy, según las distintas fuentes que podamos consultar, se encuentra a 1.400, a 3.000, a 4.000, o, a 2.870 a.l. de la Tierra. La verdad es que, no se sabe con seguridad a qué distancia está ésta y otras Nebulosas u objetos cosmológicos que captamos con nuestros telescopios muy lejos de nosotros. Aquí podeis curiosear los distintos métodos y formas de hallar distancias las distancias a las que se encuentran los distintos objetos que podemos observar: http://www.astronomía.cosmología/ABC. htm.

Como no se trata de escribir aquí un tratado de las Nebulosas planetarias, aquí lo dejamos por hoy pero, eso sí, advirtiendo que, aún hoy en pleno siglo XXI, desconocemos muchos de los mecanismos por los que se rigen las fases de transformación de estas nebulosas.

Que disfruteis del día.

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