El sorprendente Universo

Aquí tenemos a la Nebulosa del Huevo, una nebulosa protoplanetaria en la costellación de Cygnus

La nebulosa del huevo es una nebulosa protoplanetaria que fue identificada  en 1975 por un grupo de investigación del Observatorio Palomar, esta nebulosidad de reflexión  asociada a una simétrica  fuente altamente polarizada fue identificada como una posible nebulosa planetaria muy joven.

Aparece formado por una serie de círculos concéntricos de luz alrededor de la estrella central, una densa capa de gas y polvo se extiende alrededor de la estrella, bloqueando sus rayos en nuestra dirección. Sin embargo, la luz llega a nosotros de una manera indirecta por la reflexión de la nube de gas. Los polvos tienen un interior oscuro se ve como un disco; chorros bipolares fuera de la nube de indicar que el sistema tiene un momento angular, probablemente generada por un disco de acreción.

Nosotros empleamos el término de nebulosa protoplanetaria para la etapa temprana de la formación de una nebulosa planetaria. En esta fase, la estrella central ha expulsado sus capas exteriores, dajando al caliente núcleo estelar expuesto. La luz ultravioleta del núcleo comienza a ionizar  la nube de gas y polvo circundante, y durante una breve fase la envoltura circunestelar contiene a la vez material ionizado  y muy caliente cerca de la estrella y material molecular frío lejos de la misma.

                                      Identificados discos protoplanetarios en la Nebulosa de Orión

Cuanto hablamos de nebulosa protoplanetaria, también nos estamos refiriendo a la nube a partir de la cual se forman los planetas alrededor de una estrella recien nacida , como ocurrió en nuestra propia nebulosa solar. En estas inmensas nebulosas se forman remolinos creados por la gravedad al juntarse una ingente cantidad de gas y polvo que rota y atrae más material que en el centro se va compromiendo hasta llegar al punto de generar tanta temperatura que se forma una protoestrella a punto de comenzar la fusión del hifrógeno en helio. El material que expulsa esa futura estrella es lanzado a diferentes distancias y, como el material de la propia estrella, también está girando. Cuando se enfrían, se convierten en planetas que orbitan al cuerpo principal: La estrella nueva que ha formado así, su propio sistema planetario.

En repetidas ocasiones hemos tenido aquí las imágenes de nebulosas planetarias de muy distintas figuras, son una familia muy rica por su diversidad y extraña belleza. Arriba podemos contemplar el halo de la Nebulosa conocida con el nombre Ojo de gato, y, abajo, la Nebulosa en sí misma que conforma  una imagen muy pecular de volutas de gases que nos hablan de las distintas eyecciones de la estrella central al expulsar sus capas exteriopres al espacio interestelar.

Como nuestro Sol en el futuro será una de estas bellas nebulosas, me extenderé un poco más en explicarlas. Hablamos de una brillante nube de gas y polvo luminoso que rodea a una estrella altamente evolucionada en los últimos instantes de su larga vida de 10.000 millones de años. Una Nebulosa planetaria se forma cuando una gigante roja (que es el destino del Sol dentro unos 4.000 millones de años), arroja sus capas exteriores al espacio a una velocidad de unos diez kilómetros por segundo.

               Cada estrella en función de sus masas, tienen marcado sus destinos

Decíamos que al llegar a la fase de gigante roja, el Sol expulsará sus capas exteriores que formaran una envoltura alrededor de la estrella y, ese gas, en las cercanías del núcleo será ionizado por la inmensa radiación ultravioleta que irradia la estrella que ha alcanzado temperaturas muy grandes. A medida que pierde materia, el núcleo queda progresivamente expuesto hasta convertirse en una estrella enana blanca. Las nebulosas planetarias suelen tener típicamente un diámetro de unos o,5 años-luz.

  Otro ejemplo de Nebulosa planetaria con la enana blanca expuesta a la vista

Este tipo de Nebulosas son muy brillantes debido a la altísima temperatura del núcleo que, como he dicho antes, ioniza todo el material que la circunda. La Nebulosa planetaria dura unos 100.000 años, tiempo durante el cual una fracción apreciable de la masa de la estrella es devuelta al espacio interestelar. Gracias a los modernos telescopios hemos podido captar una gran variedad de este tipo de nebulosas que cubren una amplia gama de tipos diferentes, incluyendo las que tienen forma de anillo.

                La de arriba es la Nebulosa Planetaria conocida como del Anillo

Los procesos que siguen al final de la vida de las estrellas están supeditados a sus masas. Una estrella con la masa de nuestro Sol, cuando consume todo su combustible nuclear de fusión, se resiste a morir y se convierte en una Gigante roja que, termina (como hemos dicho) expulsando sus capas exteriores al espacio para crear una nebulosa planetaria y convertirse en una estrella enana blanca. Es decir, para convertirse en una pequeña y densa estrella que es el resultado de la evolución de todas las estrellas excepto de las más masivas.

Para que os hagáis una idea de como se compactará la masa del Sol cuando se convierta en una enana blanca, ahí tenéis una imagen a escala de lo que sería en relación al planeta Tierra. Sabemos que el Sol tiene un diámetro de 1 392 530 Km, que el de  la Tierra es de 12 756 Km. Sin embargo, cuando el Sol se conviertew en una enana blanca, tendrá un diámetro muy similar al de la Tierra como consecuencia de su inemnsa densidad (5 x 10⁸ Kg/m³).

Al finalizar la intensa radiación que producía la fusión en el núcleo de la estrella y que la hacía expandirse para quedar sujeta por la fuerza de gravedad que tendía a contraerla, las estrellas como el Sol, después de convertirse dn gigantes rojas y soltar parte de su masa al espacio, quedan a merced de la fuerza gravitatoria que generan sus propias masas, lo que da lugar a que comiencen a contraerse sobre sí mismas más y más.

Llegados a este punto no tenemos más remedio que recordar aquí al físico W. Pauli que vaticinó la existencia de un principio de exclusión para los fermiones que, según la mecánica cuántica, dos partículas nunca podrían ocupar el mismo lugar por no permitirlo un principio de exclusión al que dieron su nombre. Es decir, para partículas idénticas en un sistema, como por ejemplo los electrones, no pueden estar muy juntos y se repelen de manera violenta. Así, cuando la Gravedad comprime la masa de la estrella y los electrones se ven cada más juntos, llega un momento en el cual se sienten enclaustrados y se produce lo que se llama degeneración de los electrones que, en ese momento, comienzan a moverse con velocidades relativistas, hasta tal punto que son capaces de detener a la fiuerza gravitatoria que los comprime y, de esa manera, se estabiliza la estrella enana blanca y queda frenada la contracción gravitacional.

La temperatura inicial, con el paso del tiempo se va enfriando gradualmente, volviéndose más débiles y rojas. Las enanas blancas pueden constituir el 30% de la vecindad solar, aunque debido a sus bajas luminosidadesde unas 10^-3/10^-4 veces la del Sol pasan inadvertidas. La masa máxima posible para una enana blanca es de 1,44 masas solares, el límite de Chandrasekhar. Un objeto de masa mayor se contraería aún más para convertirse en estrella de neutrones (al degenerarse los neutrones en lugar de los electrones que no pueden detener esa inmensa gravedad), o, si la masa de la estrella es muy alta, sigue contrayéndose hasta convertirse en un Agujero Negro.

También existen las enanas negras, marrones y rojas pero… ¡Esas son otras historias!

emilio silvera

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