Representación esquemática de la molécula de ADN y ARN, la molécula portadora de la información genética. Las moléculas se forman por la Asociación de dos o más átomos, que se mantienen juntas por medio de enlaces químicos. Podríamos decir que algunas moléculas de vida serían:

Los microARNs son moléculas de ARN que regulan la expresión génica uniéndose a un ARN mensajero (ARNm) determinado, impidiendo que se traduzca a proteína2.

La molécula de ADN consiste en dos cadenas que se enrollan entre ellas para formar una estructura de doble hélice. Cada cadena tiene una parte central formada por azúcares (desoxirribosa) y grupos fosfato. Enganchado a cada azúcar hay una de de las siguientes 4 bases: adenina (A), citosina (C), guanina (G), y timina (T). Las dos cadenas se mantienen unidas por enlaces entre las bases; la adenina se enlaza con la timina, y la citosina con la guanina. La secuencia de estas bases a lo largo de la cadena es lo que codifica las instrucciones para formar proteínas y moléculas de ARN.

– Agua.
– Hidratos de carbono.
– Lípidos.
– Proteínas.
– Acidos Nucleicos.

Principios inmediatos o biomoléculas: cada una de las sustancias que componen la materia viva.

– Simples: O2
– inorgánicos: agua…

– Compuestos:
– orgánicos: glúcidos, lípidos,
proteínas, ac. nucleicos

La enorme variedad de formas, colores, comportamientos, etc que acompaña a los objetos, incluidos los vivientes, sería una consecuencia de la riqueza en la información que soportan las moléculas (y sus agregados) que forman parte de dichos objetos. Ello explicaría que las moléculas de la vida sean en general de grandes dimensiones (macromoléculas). La inmensa mayoría de ellas contiene carbono. Debido a su tetravalencia y a la gran capacidad que posee dicho átomo para unirse consigo mismo, dichas moléculas pueden considerarse como un esqueleto formado por cadenas de esos átomos.

El carbono no es el único átomo con capacidad para formar los citados esqueletos. Próximos al carbono en la tabla periódica, el silicio, fósforo y boro comparten con dicho átomo esa característica, si bien en un grado mucho menor. Refiriéndonos al silicio, señalaremos que las “moléculas” que dicho átomo forma con el oxígeno y otros átomos, generalmente metálicos poseyendo gran nivel de información, difieren en varios aspectos de las moléculas orgánicas, es decir, de las que poseen un esqueleto de átomos de carbono.

El mundo de los silicatos es de una gran diversidad, existiendo centenares de especies minerológicas. Esas diferencias se refieren fundamentalmente a que el enlace químico en el caso de las moléculas orgánicas es covalente, y cuando se forma la sustancia correspondiente (cuatrillones de moléculas) o es un líquido, como es el caso de los aceites, o bien un sólido que funde fácilmente. Entre las moléculas que lo forman se ejercen unas fuerzas, llamadas de Van der Waals, que pueden considerarse como residuales de las fuerzas electromagnéticas, algo más débiles que éstas. En cambio, en los silicatos sólidos (como en el caso del topacio) el enlace covalente o iónico no se limita a una molécula, sino que se extiende en el espacio ocupado por el sólido, resultando un entramado particularmente fuerte.

Al igual que para los cristales de hielo, en la mayoría de los silicatos la información que soportan es pequeña, aunque conviene matizar este punto.  Para un cristal ideal así sería en efecto, pero ocurre que en la realidad el cristal ideal es una abstracción, ya que en el cristal real existen aquí y allá los llamados defectos puntuales que trastocan la periodicidad espacial propia de las redes ideales. Precisamente esos defectos puntuales podían proporcionar una mayor información.

El cristal ideal no existe, en su estado natural, todos tienen imperfecciones y, sólo el elaborado, se podría decir que son cristales perfectos y, sin embargo, la mano del hombre lo que ha producido con tal intervención es perder una valiosa información inserta en ese cuerpo natural.

Si prescindimos de las orgánicas, el resto de las moléculas que resultan de la combinación entre los diferentes átomos no llega a 100.000, frente a los varios millones de las primeras. Resulta ranozable suponer que toda la enorme variedad de moléculas existentes, principalmente en los planetas rocosos, se haya formado por evolución de los átomos, como corresponde a un proceso evolutivo. La molécula poseería mayor orden que los átomos de donde procede, esto es, menor entropía. En su formación, el ambiente se habría desordenado al ganar entropía en una cierta cantidad tal, que arrojarse un balance total positivo.

No puedo dejar pasar la oportunidad, aunque sea de pasada, de mencionar las sustancias.

Las así llamadas, son cuerpos formados por moléculas idénticas, entre las cuales pueden o no existir enlaces químicos. Veremos varios ejemplos.  Las sustancias como el oxígeno, cloro, metano, amoníaco, etc, se presentan en estado gaseoso en condiciones ordinarias de presión y temperatura. Para su confinamiento se embotellan, aunque existen casos en que se encuentran mezcladas en el aire (os podéis dar una vueltecita por el polo químico de Huelva en España).

En cualquier caso, un gas como los citados consiste en un enjambre de las moléculas correspondientes. Entre ellas no se ejercen fuerzas, salvo cuando colisionan, lo que hacen con una frecuencia que depende de la concentración, es decir, del número de ellas que están concentradas en la unidad de volumen; número que podemos calcular conociendo la presión y temperatura de la masa de gas confinada en un volumen conocido.

                                         Nubes moleculares en Orión

Decía que no existen fuerzas entre las moléculas de un gas. En realidad es más exacto que el valor de esas fuerzas es insignificante porque las fuerzas residuales de las electromagnéticas, a las que antes me referí, disminuyen más rápidamente con la distancia que las fuerzas de Coulomb; y esta distancia es ordinariamente de varios diámetros moleculares.

Podemos conseguir que la intensidad de esas fuerzas aumente tratando de disminuir la distancia media entre las moléculas. Esto se puede lograr haciendo descender la temperatura, aumentando la presión o ambas cosas.  Alcanzada una determinada temperatura, las moléculas comienzan a sentir las fuerzas de Van der Waals y aparece el estado líquido; si se sigue enfriando aparece el sólido. El orden crece desde el gas al líquido, siendo el sólido el más ordenado. Se trata de una red tridimensional en la que los nudos o vértices del entramado están ocupados por moléculas.

Todas las sustancias conocidas pueden presentarse en cualquiera de los tres estados de la materia (estados ordinarios y cotidianos en nuestras vidas del día a día).

El Plasma de las estrellas y otros cuerpos estelares forman el estado más común de la materia en nuestro Universo -al menos la que vemos-

Si las temperaturas reinantes, son de miles de millones de grados, el estado de la materia es el plasma, el material más común del universo, el de las estrellas (aparte de la materia oscura, que no sabemos ni lo que es, ni donde está, ni que “estado” es el suyo).

En condiciones ordinarias de presión, la temperatura por debajo de la cual existe el líquido y/o sólido depende del tipo de sustancia. Se denomina temperatura de ebullición o fusión la que corresponde a los sucesivos equilibrios (a presión dada) de fases: vapor ↔ líquido ↔ sólido. Estas temperaturas son muy variadas, por ejemplo, para los gases nobles son muy bajas; también para el oxígeno (O₂) e hidrógeno (H₂). En cambio, la mayoría de las sustancias son sólidos en condiciones ordinarias (grasas, ceras, etc).

Compuestas:

Las sustancias pueden ser simples y compuestas, según que la molécula correspondiente tenga átomos iguales o diferentes. El número de las primeras es enormemente inferior al de las segundas.

El concepto de molécula, como individuo físico y químico, pierde su significado en ciertas sustancias que no hemos considerado aún. Entre ellas figuran las llamadas sales, el paradigma de las cuales es la sal de cocina.

Es requerida por el organismo para mantener la volemia y procurar el adecuado equilibrio electrolítico. Además, conserva iso-tonicidad entre plasma e intersticio, así como también mantiene equilibrio con la célula. Implicada directa en el mantenimiento de la presión arterial media y en el equilibrio osmolar. Su disociación en sangre es parcial (sólo un 93 porciento).

Se trata de cloruro de  sodio, por lo que cualquier estudiante de E.G.B. escribiría sin titubear su fórmula: Cl Na. Sin embargo, le podríamos poner en un aprieto si le preguntásemos dónde se puede encontrar aisladamente individuos moleculares que respondan a esa composición. Le podemos orientar diciéndole que en el gas Cl H o en el vapor de agua existen moléculas como individualidades. En realidad y salvo casos especiales, por ejemplo, a temperaturas elevadas, no existen moléculas aisladas de sal, sino una especie de molécula gigante que se extiende por todo el cristal. Este edificio de cristal de sal consiste en una red o entramado, como un tablero de ajedrez de tres dimensiones, en cuyos nudos o vértices se encuentran, alternativamente, las constituyentes, que no son los átomos de Cl y Na sino los iones Cl^– y Na⁺.  El primero es un átomo de Cl que ha ganado un electrón, completándose todos los orbitales de valencia; el segundo, un átomo de Na que ha perdido el electrón del orbital s.

Por esta zona de Huelva, conocida como Marismas del Odiel, llevaba con frecuencia a mis hijos pequeños que, jugando por aquellos parajes, se lo pasaban estupendamente, y, de camino, tenía la oportunidad de despertarles la curiosidad de cómo se producía la Sal.

Cuando los átomos de Cl y Na interaccionan por aproximarse suficientemente sus nubes electrónicas, existe un reajuste de cargas, porque el núcleo de Cl atrae con más fuerza los electrones que el de Na, así uno pierde un electrón que gana el otro. El resultado es que la colectividad de átomos se transforma en colectividad de iones, positivos los de Na y negativos los de Cl. Las fuerzas electromagnéticas entre esos iones determinan su ordenación en un cristal, el Cl Na. Por consiguiente, en los nudos de la red existen, de manera alternativa, iones de Na e iones de Cl, resultando una red mucho más fuerte que en el caso de que las fuerzas actuantes fueran de Van der Waals. Por ello, las sales poseen puntos de fusión elevados en relación con los de las redes moleculares.

emilio silvera

[?]

SUPERNOVAS

Las estrellas más masivas acaban su vida con una gigantesca explosión, una supernova. Las capas exteriores de la estrella salen proyectadas al espacio y durante unos días puede llegar a brillar más que una galaxia entera.

Nosotros podemos ver los restos incandescentes de estrellas muertas hace cientos o miles de años. Las supernovas escasean (dos o tres por siglo en nuestra Galaxia), y muchas de ellas quedan ocultas por el polvo interestelar. La última que se ha visto en la Vía Láctea data de 1604, sin embargo, hemos encontrado muchas más fuera de nuestra Galaxia.

IMPLOSIÓN DE UNA ESTRELLA

Cuando una estrella con una masa ocho veces superior a la de nuestro Sol consume todo su hidrógeno, se hincha y se convierte en una supergigante. Al contrario que las gigantes rojas, su núcleo está suficientemente caliente como para usar el carbono y el oxígeno creados en la combustión del helio y producir elementos más pesados como el hierro.

La supernova más brillante del cielo terrestre, en los últimos cuatro siglos, apareció el 23 de febrero de 1987 en la Gran Nube de Magallanes, pequeña galaxia satélite de la Vía Láctea.

Una supergigante puede tener un diámetro más de mil veces superior al del Sol. El núcleo creado formado de capas de elementos diferentes recuerda a una cebolla. La fusión nuclear no puede crear elementos más pesados que el hierro. Así que el núcleo que se forma es de hierro que, puede alcanzar 1,4 veces la masa del Sol y no puede soportar su propio peso. Se colapsa sobre sí mismo, se diría que implosiona, provocando la creación de elementos más pesados que el hierro. Y, a partir del núcleo implosionado, se crea una estrella de neutrones o un agujero negro.

Tres años antes de la explosión, la estrella que se convirtió en Supernova 1987A.  Era una supergigante azul apenas visible, conocida como Sanduleak-69º202. Inicialmente, su masa equivalía a 20 veces la del Sol. Esta Supernova siguió brillando hasta el 20 de mayo, alimentada por los elementos radiactivos creados por la explosión. La estructura compacta de la estrella original afectó a su punto máximo de brillo.

Existen diferentes tipos de supernovas y son clasificadas de manera también distintas. Una supergigante que explota es una supernova de tipo II. Una supernova de tipo Ia emite aún más energía. Cuando una enana blanca,  pequeña y densa, atrae el gas de una compañera mayor, su masa puede aumentar hasta que no pueda soportarlo e implosione, destruyéndose a sí misma en la gran explosión. Las supernovas de tipo Ia siempre tienen el mismo brillo y se pueden usar para medir las distancias de galaxias lejanas.

La onda expansiva de la explosión se extiende a través de la estrella, dando lugar a una inmensa explosión. Los elementos pesados proyectados en el espacio participan en la formación de nuevas generaciones de estrellas.

RESTOS DE SUPERNOVAS

                                              

                                                                  

                                                                     

                                                          

                                                                 

                                                                  

Los restos de una explosión de una estrella son extremadamente calientes, y siguen expandiéndose y emitiendo radiaciones durante cientos de miles de años. Se conocen restos de unas 150 supernovas. Hay imágenes de rayos X que muestran los de una supernova que explotó en 1572 en Casiopea. Lleva el nombre de Tycho Brahe, que la estudió en profundidad. Algunos joyeros darían lo que les pidieran por disponer de algunas materiales creados en las supernovas.

Los vestigios estelares son variados. Por ejemplo, tenemos los de la supernova Vela que pertenecen a una estrella que explotó hace 11.000 años. Su centro se encuentra aproximadamente a 1.500 años luz del Sol. La materia, que se extendía a miles de kilómetros, entró nuevamente en colisión con gases interestelares, aumentando su temperatura y haciéndolos luminosos. La luz roja viene del hidrógeno y la azul, del oxígeno. La radiación calórica de los restos de Vela se pueden observar con telescopios de rayos X.

LAS PRINCIPALES SUPERNOVAS

Año                   Constelación                   Magnitud               Distancia en a.l.

185                   Centauro                            – 8                            9.800

386                   Sagitario                             1,5                         16.000

393                   Escorpio                                0                         34.000

1006                 Lobo                                 -9,5                           3.500

1054                 Tauro                                   -5                           6.500

1181                 Casiopea                               0                            8.800

1572                 Casiopea                             -4                            7.500

1604                 Ofiucus                               -3                          12.500

1987                 Pez Espada                         2,8                        160.000

                            La muy conocida Nebulosa del Cangrejo con un púlsar en su interior

En el siglo II los chinos vieron la primera supernova, en 1.054 también fueron los chinos los que vieron  la explosión que dio lugar a la Nebulosa del Cangrejo, en 1604, Joannes Kepler observa la última supernova conocida en la Galaxia, en 1771, la Nebulosa del Cangrejo  se observa por primera vez en el catálogo de Charles Messier, ya en 1.885, Ernst Hartwig (185l-1923) descubre una brillante estrella nueva en la galaxia de Andrómeda. Es la primera supernova observada en otra galaxia. 1.934, Walter Baade y Fritz Zwicky inventan el término supernova. 1.942, La Nebulosa del Cangrejo se identifica como restos de la supernova de 1.054. Decenio de 1950, William Fowler (1911-1995) y Fred Hoyle (nacido en 1.915 y padre del término Big Bang) explican la aparición de supernovas por el agotamiento del combustible de las estrellas masivas. La Supernova 1987ª de la Gran Nube de Magallanes es la primera supernova cercana que se puede estudiar con instrumentos modernos.

Este es otro recorrido a través del tiempo de los sucesos de supernovas conocidos, y, desde luego, habrán sido muchos más de los que no tenemos datos, ni en los tiempos en que se produjeron, había aparatos para poder obtener imágenes o tomar los datos de la expansión, energías.

Las supernovas, como sabéis, forman Nebulosas y para completar el comentario dejaré aquí una reseña de ellas.

Arriba la Nebulosa NGC 6357 es una nebulosa en la que se forman algunas de las estrellas más masivas jamás descubiertas.

Aunque ya en épocas en que se confundían con las galaxias los astrónomos griegos anotaron en sus catálogos la existencia de algunas nebulosas, las primeras ordenaciones exhaustivas se realizaron a finales del siglo XVIII, de la mano del francés Charles Messier y del británico William F. Herschel.

En el siglo XX, el perfeccionamiento de las técnicas de observación y la utilización de dispositivos de detección e ondas de radio y rayos X de procedencia no terrestre completaron un detallado cuadro de Nebulosas, claramente diferenciadas en origen y características de las galaxias y los cúmulos de estrellas, lo que hizo posible estudiar sus propiedades de forma sistemática.

En la Tabla de Objetos Messier, existen clasificadas muchas de ellas, y como muestra podemos poner abjo la Nebulosa de la Laguna y otras.

• Nebulosa de la Laguna en Sagitario

• Nebulosa Trífida en Sagitario

• Nebulosa Planetaria en Vulpécula

• Nebulosa de Dumbell en Vulpécula

• La Gran Nebulosa de Orión en Orión

• Nebulosa Brillante en Orión

• Nebulosa planetaria “del Búho” en Osa Mayor

• Nebulosa de Orión, M42

• Nebulosa de la Cabeza de Caballo abajo

Existen casi 4 000 nubes de este tipo sólo en nuestra Galaxia,  y cada una tiene una masa que oscila entre 100 000 y 200 000 masas solares. El Hidrógeno y el Helio presentes en las Nebulosas existen desde el principio del Universo. Los elementos más pesados, como el Carbono, Oxígeno, Nitrógeno y Azufre, de más reciente formación, proceden de transmutaciones estelares que tienen lugar en el interior de las estrellas (lo explicamos en los primeros trabajos presentados con motivo de esta conmemoración del Año Internacional de la Astronomía 2009).

Y, como sería interminable el reseñar aquí todas la Nebulosas existentes en el cielo, sólo nos limitamos a dejar una reseña de varias de ellas de entre un inmenso número de variadas Nebulosas que pueblan el Universo.

Lo que es ineludible por ser el objetivo principal de divulgar el conocimiento de la Astronomía, al tratar sobre Nebulosas, es explicar lo que una Nebulosa es, y, las clases o variedades más importantes que de ellas existen, así que, sin más preámbulo pasamos a exponer lo que son estos objetos del cielo.

¿QUE SON LAS NEBULOSAS?

Se llama Nebulosa a una nube de gas y polvo situada en el espacio. El término se aplicaba originalmente a cualquier objeto con apariencia telescópica borrosa, pero con en advenimiento de instrumentos más potentes Tecnológicamente hablando, se descubrió que muchas nebulosas estaban en realidad formadas por estrellas débiles. En 1864, W. Huggins descubrió que las verdaderas nebulosas podían distinguirse de aquellas compuestas de estrellas analizando sus espectros.

En la actualidad, en término Nebulosa significa nebulosa gaseosa. El término nebulosa extra-galáctica, utilizado originalmente para describir galaxias es ahora obsoleto. Existen tres tipos principales de nebulosas gaseosas:

1. Las Nebulosas de emisión, que brillan con luz propia.
2. Las Nebulosas de reflexión, que reflejan la luz de fuentes brillantes próximas como estrellas.
3. Las nebulosas oscuras (o nebulosas de absorción), que aparecen oscuras frente a un fondo más brillante.

Este amplio esquema de clasificación ha sido extendido sobre todas las longitudes de onda, dando lugar a términos como nebulosas de reflexión infrarroja. Las nebulosas de emisión incluyen a las nebulosas difusas o regiones H II situadas alrededor de las estrellas jóvenes, las nebulosas planetarias que se hallan alrededor de las estrellas viejas y los remanentes de supernovas.

NEBULOSA BIPOLAR

Nube de gas con dos lóbulos principales que están situados simétricamente a cada lado de una estrella central. Esta forma bipolar se debe a la eyección de material por la estrella en direcciones opuestas. En algunos casos el material que fluye escapa a lo largo del eje de rotación de un denso disco de material que rodea a la estrella, y que la puede oscurecer completamente en longitudes de onda óptica.

Las Nebulosas bipolares pueden ser producidas por el flujo de materia procedente de estrellas muy jóvenes o muy viejas.

NEBULOSA BRILLANTE

Nube luminosa de gas y polvo interestelar. El término incluye a las nebulosas de emisión, en las que el gas brilla con luz propia; y las nebulosas de reflexión en las que el gas y el polvo reflejan la luz de las estrellas cercanas.

NEBULOSAS DE ABSORCIÓN – NEBULOSA OSCURA

Nube de gas y polvo interestelar que absorbe la luz que incide sobre ella desde detrás, de manera que parece negra frente a un fondo más brillante. La luz absorbida calienta las partículas de polvo, las cuales rerradian parte de esa energía en forma de radiación infrarroja. Parte de la luz del fondo no es absorbida, sino que es difundida o redirigida. La Nebulosa de la Cabeza del Caballo en Orión es una famosa nebulosa oscura; otro ejemplo es el Saco de Carbón, cerca de Cruz que oculta parte de la Vía Láctea.

NEBULOSA DE EMISIÓN

Nube luminosa de Gas y polvo en el espacio que brilla con luz propia. La luz puede ser generada de varias maneras. Usualmente el gas brilla porque está expuesto a una fuente de radiación ultravioleta; algunos ejemplos son las regiones H II y las Nebulosas planetarias, que son ionizadas por estrellas centrales.

El gas también puede brillar porque se ionizó en una colisión violenta con otra nube de gas, como en los objetos Herbig-Haro. Finalmente, parte de la luz de los remanentes de supernovas como la Nebulosa del Cangrejo está producida por el proceso de radiación sincrotrón, en el que las partículas cargadas se mueven en espiral alrededor de un campo magnético Interestelar.

NEBULOSA NORTEAMÉRICA

Nebulosa difusa en Cygnus, también conocida como NGC 7000, con forma parecida al continente norteamericano. Sus dimensiones son de 2º x ½º y se encuentra a 1 500 a.l., similar a la distancia de la brillante estrella Deneb. Sin embargo, la estrella que lo ilumina se cree que no es Deneb, sino una caliente estrella azul de magnitud 6 situada dentro de la nebulosa HR 8023. Cerca de la Nebulosa Norteamericana se encuentra la Nebulosa del Pelícano, tratándose en realidad de parte de la misma enorme nube que se extiende 100 años-luz.

NEBULOSA DE REFLEXIÓN

Al igual que las otras, es una nube de gas y polvo interestelar que brilla porque refleja o difunde la luz estelar. La luz procedente de una nebulosa de reflexión tiene las mismas líneas espectrales que la luz estelar que refleja, aunque es normalmente más azul y puede estar polarizada. Las nebulosas de reflexión aparecen a menudo junto a las nebulosas de emisión en las regiones de formación estelar reciente. El Cúmulo de las Pléyades está rodeado por una nebulosa de reflexión.

NEBULOSA DIFUSA

Otra nube de gas y polo interestelar que brilla debido al efecto sobre ella de la radiación ultravioleta procedentes de las estrellas cercanas. En la actualidad se recomienda el uso del término  Región H II para referirse a este tipo de nebulosas.

El calificativo de “difuso” data de la época en la que las nebulosas eran clasificadas de acuerdo a su apariencia en el óptico. Una nebulosa difusa era una que mantenía su aspecto borroso incluso cuando se observaba aumentada a través de un gran telescopio, en contraposición a aquellas que podían ser resueltas en estrellas.

NEBULOSA FILAMENTARIA

Grupo de nubes de gas y polvo alargadas con una estructura en forma de finos hilos vista desde la Tierra. Muchas estructuras filamentarias pueden realmente ser hojas vistas de perfil, en vez de hilos. Las nebulosas filamentarias más conocidas como la Nebulosa del Velo, son remanentes de supernova. Aunque estos remanentes tienen temperaturas de 10 000 K, son en realidad las partes más frías del remanente, pudiendo alcanzar otras partes de ella temperaturas superiores a 1.000.000 K.

NEBULOSA PLANETARIA

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 enana blanca (lo que pasará con nuestro Sol). Las nebulosas planetarias tienen típicamente 0,5 a.l. de diámetro, y la cantidad de material eyectado es de 0,1 masas solares o algo 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 la masa de la estrella es devuelta al espacio interestelar.

Las nebulosas planetarias se llaman así porque a los antiguos observadores les recordaba un disco planetario. De hecho, las formas detalladas de las nebulosas planetarias reveladas por los modernos telescopios cubren muchos tipos diferentes, incluyendo las que tienen forma de anillos (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 eyección a alta velocidad de material de un flujo bipolar.

NEBULOSA PROTOPLANETARIA

• Etapa temprana en la formación de una nebulosa planetaria. En esta fase la estrella central ha expulsado sus capas exteriores, dejando 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 circun-estelar contiene a la vez material ionizado y material molecular frío lejos de la misma.

1. Nube a partir de la cual se formaron los planetas alrededor de una estrella recién nacida, como ocurrió en la nebulosa solar.

NEBULOSA SOLA

Nube de gas y polvo a partir de la cual se formó el Sistema Solar hace unos 5 000 millones de años. Se piensa que la nube tenía forma de disco achatado y que fue dispersada por el viento T. Tauri del joven Sol.

                                 Beta Pictoris y su asociación estelar

Los cometas, asteroides y meteoritos aportan importantes pistas para conocer la composición de la nebulosa solar. Discos similares de gas y polvo han sido detectados alrededor de estrellas jóvenes cercanas, notablemente Beta Pictoris.

Después del paseo que nos hemos dado por el inmenso “universo” de las Nebulosas, fácilmente podemos llegar a comprender de dónde vienen los elementos que conforman la materia en sus más variados viajes que van, desde la materia inerte hasta los pensamientos y, todo, amigos míos, comienza siempre en el corazón de las estrellas.

emilio silvera

[?]