De Wikipedia, la enciclopedia libre
Saltar a navegación Saltar a búsqueda
La organización de la imagen es similar a la del ojo de un gato. Un círculo blanco brillante, casi puntiagudo, en el centro representa la estrella central. La estrella central está encapsulada por un área de forma elíptica con bordes irregulares de color púrpura y rojo que sugiere una capa tridimensional. Está rodeado por un par de regiones circulares superpuestas de color rojo con bordes amarillos y verdes, lo que sugiere otra capa tridimensional.
Imagen compuesta de rayos X / óptica de la nebulosa ojo de gato (NGC 6543)
NGC 6326 , una nebulosa planetaria con brillantes volutas de gas que son iluminadas por una estrella central binaria [1]

Una nebulosa planetaria ( PN , plural PNe ), es un tipo de nebulosa de emisión que consiste en una capa brillante y en expansión de gas ionizado expulsado de estrellas gigantes rojas al final de sus vidas. [2]

El término "nebulosa planetaria" es un nombre inapropiado porque no están relacionados con planetas o exoplanetas . El término se origina en la forma redonda similar a un planeta de estas nebulosas observadas por los astrónomos a través de los primeros telescopios . El primer uso puede haber ocurrido durante la década de 1780 con el astrónomo inglés William Herschel, quien describió estas nebulosas como planetas parecidos; sin embargo, ya en enero de 1779, el astrónomo francés Antoine Darquier de Pellepoix describió en sus observaciones de la Nebulosa del Anillo , "muy tenue pero perfectamente delineada; es tan grande como Júpiter y se asemeja a un planeta que se desvanece". [3] [4] [5]Aunque la interpretación moderna es diferente, todavía se usa el término antiguo.

Todas las nebulosas planetarias se forman al final de la vida de una estrella de masa intermedia, alrededor de 1-8 masas solares. Se espera que el Sol forme una nebulosa planetaria al final de su ciclo de vida. [6] Son un fenómeno de duración relativamente corta, que dura quizás unas pocas decenas de miles de años, en comparación con fases considerablemente más largas de evolución estelar . [7] Una vez que toda la atmósfera de la gigante roja se ha disipado, la radiación ultravioleta energética del núcleo luminoso caliente expuesto, llamado núcleo de nebulosa planetaria (PNN), ioniza el material expulsado. [2] La luz ultravioleta absorbida energiza la capa de gas nebuloso alrededor de la estrella central, haciendo que aparezca como una nebulosa planetaria de colores brillantes.

Las nebulosas planetarias probablemente juegan un papel crucial en la evolución química de la Vía Láctea al expulsar elementos al medio interestelar de las estrellas donde se crearon esos elementos . Las nebulosas planetarias se observan en galaxias más distantes , proporcionando información útil sobre su abundancia química.

A partir de la década de 1990, las imágenes del telescopio espacial Hubble revelaron que muchas nebulosas planetarias tienen morfologías extremadamente complejas y variadas. Aproximadamente una quinta parte son aproximadamente esféricas, pero la mayoría no son esféricamente simétricas. Los mecanismos que producen una variedad tan amplia de formas y características aún no se comprenden bien, pero las estrellas centrales binarias , los vientos estelares y los campos magnéticos pueden desempeñar un papel.

Observaciones [ editar ]

NGC 7293, la Nebulosa Helix .
NGC 2392, la Nebulosa del León .

Descubrimiento [ editar ]

La primera nebulosa planetaria descubierta (aunque aún no se denomina como tal) fue la Nebulosa Dumbbell en la constelación de Vulpecula . Fue observado por Charles Messier en 1764 y catalogado como M27 en su catálogo de objetos nebulosos. [8] Para los primeros observadores con telescopios de baja resolución, M27 y las nebulosas planetarias posteriormente descubiertas se parecían a los planetas gigantes como Urano . William Herschel , descubridor de Urano, quizás acuñó el término "nebulosa planetaria". [8] [9] Sin embargo, ya en enero de 1779, el astrónomo francés Antoine Darquier de Pellepoix describió en sus observaciones de laRing Nebula , "una nebulosa muy aburrida, pero perfectamente delineada; tan grande como Júpiter y parece un planeta que se desvanece". [3] [4] [5] Cualquiera que sea el verdadero origen del término, la etiqueta "nebulosa planetaria" se arraigó en la terminología utilizada por los astrónomos para categorizar estos tipos de nebulosas, y todavía hoy la usan. [10] [11]

Terminología [ editar ]

La verdadera naturaleza de estos objetos era incierta, y Herschel primero pensó que los objetos eran estrellas rodeadas de material que se condensaba en planetas en lugar de lo que ahora se sabe que es evidencia de estrellas muertas que han incinerado planetas en órbita. [12] En 1782 (hace 239 años) , William Herschel había descubierto el objeto ahora conocido como NGC 7009 (la "Nebulosa de Saturno"), sobre el cual utilizó el término "nebulosa planetaria". [13] [ dudoso - discutir ] ( 1782 )

En 1785, Herschel le escribió a Jérôme Lalande :

Se trata de cuerpos celestes de los que todavía no tenemos una idea clara y que quizás sean de un tipo bastante diferente de los que conocemos en los cielos. Ya he encontrado cuatro que tienen un diámetro visible de entre 15 y 30 segundos. Estos cuerpos parecen tener un disco que es más bien como un planeta, es decir, de igual brillo en todas partes, redondo o algo ovalado, y tan bien definido en su contorno como el disco de los planetas, de una luz lo suficientemente fuerte como para ser visibles con un telescopio ordinario de solo un pie, pero solo tienen la apariencia de una estrella de aproximadamente novena magnitud. [14]

Herschel los asignó a la Clase IV de su catálogo de "nebulosas", y finalmente enumeró 78 "nebulosas planetarias", la mayoría de las cuales son de hecho galaxias. [15]

Espectros [ editar ]

La naturaleza de las nebulosas planetarias permaneció desconocida hasta que se realizaron las primeras observaciones espectroscópicas a mediados del siglo XIX. Usando un prisma para dispersar su luz, William Huggins fue uno de los primeros astrónomos en estudiar los espectros ópticos de los objetos astronómicos. [9]

El 29 de agosto de 1864, Huggins fue el primero en analizar el espectro de una nebulosa planetaria cuando observó la Nebulosa Ojo de Gato . [8] Sus observaciones de las estrellas habían demostrado que sus espectros consistían en un continuo de radiación con muchas líneas oscuras superpuestas. Encontró que muchos objetos nebulosos, como la Nebulosa de Andrómeda (como se la conocía entonces) tenían espectros bastante similares. Sin embargo, cuando Huggins miró la Nebulosa Ojo de Gato , encontró un espectro muy diferente. En lugar de un continuo fuerte con líneas de absorción superpuestas, la Nebulosa Ojo de Gato y otros objetos similares mostraron una serie de líneas de emisión . [9]El más brillante de ellos estaba en una longitud de onda de 500,7  nanómetros , que no se correspondía con una línea de ningún elemento conocido. [dieciséis]

Al principio, se planteó la hipótesis de que la línea podría deberse a un elemento desconocido, que se denominó nebulio . Una idea similar llevó al descubrimiento del helio a través del análisis del espectro del Sol en 1868. [8] Mientras que el helio fue aislado en la Tierra poco después de su descubrimiento en el espectro del Sol, el "nebulio" no lo fue. A principios del siglo XX, Henry Norris Russell propuso que, en lugar de ser un elemento nuevo, la línea a 500,7 nm se debía a un elemento familiar en condiciones desconocidas. [8]

Los físicos demostraron en la década de 1920 que en el gas a densidades extremadamente bajas, los electrones pueden ocupar niveles excitados de energía metaestable en átomos e iones que de otro modo serían desactivados por colisiones que ocurrirían a densidades más altas. [17] Las transiciones de electrones desde estos niveles en iones de nitrógeno y oxígeno ( O + , O 2+ (también conocido como O  iii ) y N + ) dan lugar a la línea de emisión de 500,7 nm y otras. [8] Estas líneas espectrales, que solo se pueden ver en gases de muy baja densidad, se denominan líneas prohibidas.. Así, las observaciones espectroscópicas mostraron que las nebulosas estaban hechas de gas extremadamente enrarecido. [18]

La nebulosa planetaria NGC 3699 se distingue por una apariencia moteada irregular y una grieta oscura. [19]

Estrellas centrales [ editar ]

Las estrellas centrales de las nebulosas planetarias están muy calientes. [2] Solo cuando una estrella ha agotado la mayor parte de su combustible nuclear puede colapsar a un tamaño pequeño. Las nebulosas planetarias llegaron a entenderse como una etapa final de la evolución estelar . Las observaciones espectroscópicas muestran que todas las nebulosas planetarias se están expandiendo. Esto llevó a la idea de que las nebulosas planetarias fueron causadas por el lanzamiento de las capas externas de una estrella al espacio al final de su vida. [8]

Observaciones modernas [ editar ]

Hacia finales del siglo XX, las mejoras tecnológicas ayudaron a promover el estudio de las nebulosas planetarias. [20] Los telescopios espaciales permitieron a los astrónomos estudiar longitudes de onda de luz fuera de las que transmite la atmósfera terrestre. Los estudios infrarrojos y ultravioleta de las nebulosas planetarias permitieron determinaciones mucho más precisas de las temperaturas , densidades y abundancias elementales de las nebulosas . [21] [22] Dispositivo de carga acopladaLa tecnología permitió medir con precisión líneas espectrales mucho más débiles de lo que había sido posible anteriormente. El telescopio espacial Hubble también mostró que, si bien muchas nebulosas parecen tener estructuras simples y regulares cuando se observan desde el suelo, la resolución óptica muy alta que pueden alcanzar los telescopios sobre la atmósfera terrestre revela estructuras extremadamente complejas. [23] [24]

Según el esquema de clasificación espectral de Morgan-Keenan , las nebulosas planetarias se clasifican como Tipo- P , aunque esta notación rara vez se usa en la práctica. [25]

Orígenes [ editar ]

Simulación por computadora de la formación de una nebulosa planetaria a partir de una estrella con un disco deformado, mostrando la complejidad que puede resultar de una pequeña asimetría inicial.

Las estrellas de más de 8  masas solares (M ⊙ ) probablemente terminarán su vida en dramáticas explosiones de supernovas , mientras que las nebulosas planetarias aparentemente solo ocurren al final de la vida de las estrellas de masa intermedia y baja entre 0.8 M ⊙ y 8.0 M ⊙ . [26] Progenitor estrellas que forman planetario nebulosas pasará la mayor parte de sus vidas la conversión de su hidrógeno en helio en el núcleo de la estrella por fusión nuclear en aproximadamente 15 millones K . Esta energía generada crea presión hacia afuera a partir de reacciones de fusión en el núcleo, equilibrando las aplastantes presiones internas de la gravedad de la estrella. [27]Este estado de equilibrio se conoce como la secuencia principal , que puede durar decenas de millones a miles de millones de años, dependiendo de la masa.

Cuando la fuente de hidrógeno en el núcleo comienza a disminuir, la gravedad comienza a comprimir el núcleo, provocando un aumento de la temperatura a unos 100 millones de K. [28] Estas temperaturas centrales más altas hacen que las capas exteriores más frías de la estrella se expandan para crear estrellas gigantes rojas mucho más grandes. . Esta fase final provoca un aumento dramático en la luminosidad estelar, donde la energía liberada se distribuye sobre un área de superficie mucho mayor, lo que de hecho hace que la temperatura superficial promedio sea más baja. En términos de evolución estelar , las estrellas que experimentan tales aumentos de luminosidad se conocen como estrellas asintóticas de ramas gigantes (AGB). [28] Durante esta fase, la estrella puede perder del 50 al 70% de su masa total debido a su viento estelar . [29]

En el caso de las estrellas ramificadas gigantes asintóticas más masivas que forman nebulosas planetarias, cuyos progenitores superan los 3 M ⊙ , sus núcleos seguirán contrayéndose. Cuando las temperaturas alcanzan unos 100 millones de K, los núcleos de helio disponibles se fusionan en carbono y oxígeno , de modo que la estrella reanuda de nuevo la radiación de energía, deteniendo temporalmente la contracción del núcleo. Esta nueva fase de combustión de helio (fusión de núcleos de helio) forma un núcleo interno creciente de carbono inerte y oxígeno. Encima hay una fina capa de helio, rodeada a su vez por una capa de hidrógeno. Sin embargo, esta nueva fase dura solo 20.000 años aproximadamente, un período muy corto en comparación con toda la vida útil de la estrella.

La ventilación de la atmósfera continúa sin cesar hacia el espacio interestelar, pero cuando la superficie exterior del núcleo expuesto alcanza temperaturas que superan los 30.000 K, se emiten suficientes fotones ultravioleta para ionizar la atmósfera expulsada, lo que hace que el gas brille como una nebulosa planetaria. [28]

De por vida [ editar ]

La Nebulosa del Collar consiste en un anillo brillante, que mide aproximadamente dos años luz de diámetro, salpicado de densos y brillantes nudos de gas que se asemejan a los diamantes en un collar. Los nudos brillan intensamente debido a la absorción de la luz ultravioleta de las estrellas centrales. [30]

Después de que una estrella atraviesa la fase de rama asintótica gigante (AGB), comienza la fase de nebulosa planetaria corta de evolución estelar [20] cuando los gases se alejan de la estrella central a velocidades de unos pocos kilómetros por segundo. La estrella central es el remanente de su progenitor AGB, un núcleo de carbono-oxígeno degenerado por electrones que ha perdido la mayor parte de su envoltura de hidrógeno debido a la pérdida de masa en el AGB. [20] A medida que los gases se expanden, la estrella central experimenta una evolución en dos etapas, primero se vuelve más caliente a medida que continúa contrayéndose y las reacciones de fusión de hidrógeno ocurren en la capa alrededor del núcleo y luego se enfría lentamente cuando la capa de hidrógeno se agota a través de la fusión y pérdida de masa. [20]En la segunda fase, irradia su energía y cesan las reacciones de fusión, ya que la estrella central no es lo suficientemente pesada como para generar las temperaturas centrales requeridas para que el carbono y el oxígeno se fusionen. [8] [20] Durante la primera fase, la estrella central mantiene una luminosidad constante, [20] mientras que al mismo tiempo se calienta cada vez más, alcanzando finalmente temperaturas de alrededor de 100.000 K. En la segunda fase, se enfría tanto que lo hace no emite suficiente radiación ultravioleta para ionizar la nube de gas cada vez más distante. La estrella se convierte en una enana blanca y la nube de gas en expansión se vuelve invisible para nosotros, poniendo fin a la fase de evolución de la nebulosa planetaria. [20] Para una nebulosa planetaria típica, unos 10.000 años [20]pasa entre su formación y recombinación del plasma resultante . [8]

Papel en el enriquecimiento galáctico [ editar ]

ESO 455-10 es una nebulosa planetaria ubicada en la constelación de Scorpius (El Escorpión). [31]

Las nebulosas planetarias pueden jugar un papel muy importante en la evolución galáctica. Las estrellas recién nacidas consisten casi en su totalidad en hidrógeno y helio , [32] pero a medida que las estrellas evolucionan a través de la fase asintótica de ramas gigantes , [33] crean elementos más pesados ​​a través de la fusión nuclear que eventualmente son expulsados ​​por fuertes vientos estelares . [34] Las nebulosas planetarias generalmente contienen proporciones más grandes de elementos como carbono , nitrógeno y oxígeno , y estos se reciclan en el medio interestelar a través de estos poderosos vientos. De esta forma, las nebulosas planetarias enriquecen enormemente elVía Láctea y su nebulosas con estos elementos más pesados - conocen colectivamente por los astrónomos como metales y a que se refiere específicamente a por el parámetro metalicidad Z . [35]

Las generaciones posteriores de estrellas formadas a partir de tales nebulosas también tienden a tener mayor metalicidad. Aunque estos metales están presentes en las estrellas en cantidades relativamente pequeñas, tienen efectos marcados sobre la evolución estelar y las reacciones de fusión. Cuando las estrellas se formaron antes en el universo , teóricamente contenían cantidades más pequeñas de elementos más pesados. [36] Ejemplos conocidos son las estrellas Poblaciones II pobres en metales . (Véase Población estelar .) [37] [38] La identificación del contenido de metalicidad estelar se encuentra mediante espectroscopía .

Características [ editar ]

Características físicas [ editar ]

NGC 6720, la nebulosa del anillo
Nebulosa de la rodaja de limón (IC 3568).

Una nebulosa planetaria típica tiene aproximadamente un año luz de diámetro y consiste en un gas extremadamente enrarecido, con una densidad generalmente de 100 a 10,000 partículas por cm 3 . [39] (La atmósfera de la Tierra, en comparación, contiene 2.5 × 10 19 partículas por cm 3. ) Las nebulosas planetarias jóvenes tienen las densidades más altas, a veces tan altas como 10 6 partículas por cm 3 . A medida que las nebulosas envejecen, su expansión hace que su densidad disminuya. Las masas de las nebulosas planetarias oscilan entre 0,1 y 1  masas solares . [39]

La radiación de la estrella central calienta los gases a temperaturas de aproximadamente 10.000  K . [40] La temperatura del gas en las regiones centrales suele ser mucho más alta que en la periferia, alcanzando los 16.000-25.000 K. [41] El volumen en las proximidades de la estrella central a menudo se llena con un gas muy caliente (coronal) que tiene la temperatura de aproximadamente 1.000.000 K. Este gas se origina en la superficie de la estrella central en forma de viento estelar rápido. [42]

Las nebulosas pueden describirse como materia limitada o radiación limitada . En el primer caso, no hay suficiente materia en la nebulosa para absorber todos los fotones UV emitidos por la estrella, y la nebulosa visible está completamente ionizada. En el último caso, la estrella central no emite suficientes fotones UV para ionizar todo el gas circundante, y un frente de ionización se propaga hacia afuera en la envoltura circunestelar de átomos neutros. [43]

Números y distribución [ editar ]

Se sabe que existen alrededor de 3000 nebulosas planetarias en nuestra galaxia, [44] de un total de 200 mil millones de estrellas. Su muy corta vida en comparación con la vida estelar total explica su rareza. Se encuentran principalmente cerca del plano de la Vía Láctea , con la mayor concentración cerca del centro galáctico . [45]

Morfología [ editar ]

Reproducir medios
Esta animación muestra cómo las dos estrellas en el corazón de una nebulosa planetaria como Fleming 1 pueden controlar la creación de los espectaculares chorros de material expulsado del objeto.

Solo alrededor del 20% de las nebulosas planetarias son esféricamente simétricas (por ejemplo, ver Abell 39 ). [46] Existe una amplia variedad de formas con algunas formas muy complejas vistas. Las nebulosas planetarias son clasificadas por diferentes autores en: estelares, de disco, anulares, irregulares, helicoidales, bipolares , cuadrupolares, [47] y otros tipos, [48] aunque la mayoría de ellas pertenecen solo a tres tipos: esféricas, elípticas y bipolares. Las nebulosas bipolares se concentran en el plano galáctico , probablemente producidas por estrellas progenitoras masivas relativamente jóvenes; y los bipolares en el bulbo galáctico parecen preferir orientar sus ejes orbitales paralelos al plano galáctico. [49]Por otro lado, las nebulosas esféricas probablemente sean producidas por estrellas viejas similares al Sol. [42]

La gran variedad de formas se debe en parte al efecto de proyección: la misma nebulosa cuando se ve desde diferentes ángulos parecerá diferente. [50] Sin embargo, la razón de la gran variedad de formas físicas no se comprende completamente. [48] Las interacciones gravitacionales con estrellas compañeras, si las estrellas centrales son estrellas binarias, pueden ser una de las causas. Otra posibilidad es que los planetas interrumpan el flujo de material que se aleja de la estrella a medida que se forma la nebulosa. Se ha determinado que las estrellas más masivas producen nebulosas de forma más irregular. [51]En enero de 2005, los astrónomos anunciaron la primera detección de campos magnéticos alrededor de las estrellas centrales de dos nebulosas planetarias y plantearon la hipótesis de que los campos podrían ser parcial o totalmente responsables de sus formas notables. [52] [53]

Membresía en clústeres [ editar ]

Abell 78, telescopio de 24 pulgadas en el monte. Lemmon, AZ. Cortesía de Joseph D. Schulman.

Se han detectado nebulosas planetarias como miembros de cuatro cúmulos globulares galácticos : Messier 15 , Messier 22 , NGC 6441 y Palomar 6 . La evidencia también apunta al potencial descubrimiento de nebulosas planetarias en cúmulos globulares en la galaxia M31 . [54] Sin embargo, actualmente solo hay un caso de una nebulosa planetaria descubierta en un cúmulo abierto que es acordado por investigadores independientes. [55] [56] [57]Ese caso se refiere a la nebulosa planetaria PHR 1315-6555 y al cúmulo abierto Andrews-Lindsay 1. De hecho, a través de la pertenencia al cúmulo, PHR 1315-6555 posee una de las distancias más precisas establecidas para una nebulosa planetaria (es decir, una solución de distancia del 4%) . Los casos de NGC 2818 y NGC 2348 en Messier 46 , exhiben velocidades desiguales entre las nebulosas planetarias y los cúmulos, lo que indica que son coincidencias en la línea de visión. [45] [58] [59] Una submuestra de casos provisionales que pueden ser pares de clúster / PN incluye Abell 8 y Bica 6, [60] [61] y He 2-86 y NGC 4463. [62]

Los modelos teóricos predicen que se pueden formar nebulosas planetarias a partir de estrellas de la secuencia principal de entre una y ocho masas solares, lo que sitúa la edad de la estrella progenitora en más de 40 millones de años. Aunque hay unos pocos cientos de cúmulos abiertos conocidos dentro de ese rango de edad, una variedad de razones limitan las posibilidades de encontrar una nebulosa planetaria en su interior. [45] Por una razón, la fase de nebulosa planetaria para estrellas más masivas es del orden de miles de años, que es un abrir y cerrar de ojos en términos cósmicos. Además, en parte debido a su pequeña masa total, los cúmulos abiertos tienen una cohesión gravitacional relativamente pobre y tienden a dispersarse después de un tiempo relativamente corto, típicamente de 100 a 600 millones de años. [63]

Problemas actuales en los estudios de nebulosas planetarias [ editar ]

Las distancias a las nebulosas planetarias generalmente están mal determinadas. [64] Es posible determinar distancias a la nebulosa planetaria más cercana midiendo sus tasas de expansión. Las observaciones de alta resolución tomadas con varios años de diferencia mostrarán la expansión de la nebulosa perpendicular a la línea de visión, mientras que las observaciones espectroscópicas del desplazamiento Doppler revelarán la velocidad de expansión en la línea de visión. La comparación de la expansión angular con la velocidad de expansión derivada revelará la distancia a la nebulosa. [23]

La cuestión de cómo se puede producir una gama tan diversa de formas nebulares es un tema debatible. Se teoriza que las interacciones entre el material que se aleja de la estrella a diferentes velocidades dan lugar a la mayoría de las formas observadas. [48] Sin embargo, algunos astrónomos postulan que las estrellas centrales binarias cercanas podrían ser responsables de las nebulosas planetarias más complejas y extremas. [65] Se ha demostrado que varios exhiben fuertes campos magnéticos, [66] y sus interacciones con gas ionizado podrían explicar algunas formas de nebulosas planetarias. [53]

Hay dos métodos principales para determinar la abundancia de metales en las nebulosas. Éstos se basan en líneas de recombinación y líneas excitadas por colisión. A veces se observan grandes discrepancias entre los resultados derivados de los dos métodos. Esto puede explicarse por la presencia de pequeñas fluctuaciones de temperatura dentro de las nebulosas planetarias. Las discrepancias pueden ser demasiado grandes para ser causadas por los efectos de la temperatura, y algunos plantean la hipótesis de la existencia de nudos fríos que contienen muy poco hidrógeno para explicar las observaciones. Sin embargo, estos nudos aún no se han observado. [67]

Galería [ editar ]

  • Un extraño par de estrellas envejecidas esculpe la espectacular forma de una nebulosa planetaria. [68]

  • Pequeña nebulosa planetaria NGC 6886 .

  • Esta hermosa imagen se asemeja a un parche de tinta del espacio que ha sido manchado por una huella digital celestial gigante. [69]

Ver también [ editar ]

  • Rama gigante asintótica
  • Escalera de distancia cósmica
  • Región de emisión rápida de baja ionización
  • Remanente de Nova
  • PG 1159 estrella ( predegenera )
  • Nebulosa protoplanetaria
  • Remanente de supernova
  • enano blanco
  • Lista de nebulosas planetarias

Referencias [ editar ]

Citas [ editar ]

  1. ^ Miszalski y col. 2011
  2. ↑ a b c Frankowski & Soker , 2009 , págs. 654–8.
  3. ↑ a b Darquier, A. (1777). Observations astronomiques, faites à Toulouse (Observaciones astronómicas, realizadas en Toulouse) . Aviñón: J. Aubert; (y París: Laporte, etc.).
  4. ^ a b Olson, Don; Caglieris, Giovanni Maria (junio de 2017). "¿Quién descubrió la nebulosa del anillo?". Cielo y telescopio . págs. 32–37.
  5. ^ a b Wolfgang Steinicke. "Antoine Darquier de Pellepoix" . Consultado el 9 de junio de 2018 .
  6. ^ "El sol producirá una hermosa nebulosa planetaria cuando muera" . Consultado el 30 de marzo de 2020 .
  7. ^ Se crean después de la fase de gigante roja, cuando la mayoría de las capas externas de la estrella han sido expulsadas por fuertes vientos estelares Frew & Parker 2010 , pp. 129-148
  8. ^ a b c d e f g h i Kwok 2000 , págs. 1-7
  9. ↑ a b c Moore , 2007 , págs. 279–80.
  10. ^ SEDS 2013
  11. ^ Hubblesite.org 1997
  12. ^ Malin, David (1993), Una vista del universo , Cambridge, Massachusetts: Sky Publishing Corporation, p. 168, ISBN 978-0876541012
  13. ^ Hoskin, Michael (2014). "William Herschel y las nebulosas planetarias". Revista de Historia de la Astronomía . 45 (2): 209–225. Código bibliográfico : 2014JHA .... 45..209H . doi : 10.1177 / 002182861404500205 . S2CID 122897343 . 
  14. ^ Citado en Hoskin, Michael (2014). "William Herschel y las nebulosas planetarias". Revista de Historia de la Astronomía . 45 (2): 209–225. Código bibliográfico : 2014JHA .... 45..209H . doi : 10.1177 / 002182861404500205 . S2CID 122897343 . 
  15. ^ p. 16 en Mullaney, James (2007). Los objetos de Herschel y cómo observarlos . Guías de observación de astrónomos. Bibcode : 2007hoho.book ..... M . doi : 10.1007 / 978-0-387-68125-2 . ISBN 978-0-387-68124-5.
  16. ^ Huggins y Miller 1864 , págs. 437–44
  17. ↑ Bowen , 1927 , págs. 295–7.
  18. ^ Gurzadyan 1997
  19. ^ "Una nebulosa planetaria dividida" . Consultado el 21 de diciembre de 2015 .
  20. ↑ a b c d e f g h Kwok , 2005 , págs. 271–8.
  21. ^ Hora y col. 2004 , págs. 296–301
  22. ^ Kwok y col. 2006 , págs. 445–6
  23. ^ a b Reed y col. 1999 , págs. 2430–41
  24. ^ Aller y Hyung 2003 , p. 15
  25. ↑ Krause , 1961 , p. 187
  26. ^ Maciel, Costa e Idiart 2009 , págs. 127–37
  27. ^ Harpaz 1994 , págs. 55–80
  28. ↑ a b c Harpaz , 1994 , págs. 99–112.
  29. ^ Madera, PR; Olivier, EA; Kawaler, SD (2004). "Largos períodos secundarios en estrellas de ramas gigantes asintóticas pulsantes: una investigación de su origen" . El diario astrofísico . 604 (2): 800. Código Bibliográfico : 2004ApJ ... 604..800W . doi : 10.1086 / 382123 .
  30. ^ "Hubble ofrece un collar deslumbrante" . Imagen de la semana . ESA / Hubble . Consultado el 18 de agosto de 2011 .
  31. ^ "Un distribuidor interestelar" . Imagen de la semana . ESA / Hubble . Consultado el 29 de enero de 2020 .
  32. ^ W. Sutherland (26 de marzo de 2013). "La galaxia. Capítulo 4. Evolución química galáctica" (PDF) . Consultado el 13 de enero de 2015 . [ enlace muerto permanente ]
  33. ↑ Sackmann, I. -J .; Boothroyd, AI; Kraemer, KE (1993). "Nuestro Sol. III. Presente y futuro". El diario astrofísico . 418 : 457. Código Bibliográfico : 1993ApJ ... 418..457S . doi : 10.1086 / 173407 .
  34. ↑ Castor, J .; McCray, R .; Weaver, R. (1975). "Burbujas interestelares". Cartas de revistas astrofísicas . 200 : L107 – L110. Código bibliográfico : 1975ApJ ... 200L.107C . doi : 10.1086 / 181908 .
  35. ^ Kwok 2000 , págs. 199–207
  36. ^ Pan, Liubin; Scannapieco, Evan; Scalo, Jon (1 de octubre de 2013). "Modelado de la contaminación del gas prístino en el universo temprano". El diario astrofísico . 775 (2): 111. arXiv : 1306.4663 . Código bibliográfico : 2013ApJ ... 775..111P . doi : 10.1088 / 0004-637X / 775/2/111 . S2CID 119233184 . 
  37. ^ Marochnik, Shukurov y Yastrzhembsky 1996 , págs. 6-10
  38. ^ Gregory, Stephen A .; Michael Zeilik (1998). Introducción a la astronomía y la astrofísica (4. ed.). Fort Worth [ua]: Saunders College Publishing. pag. 322. ISBN 0-03-006228-4.
  39. ↑ a b Osterbrock y Ferland , 2005 , p. 10
  40. ^ Gurzadyan 1997 , p. 238
  41. ^ Gurzadyan 1997 , págs. 130–7
  42. ↑ a b Osterbrock y Ferland , 2005 , págs. 261-2
  43. ^ Osterbrock y Ferland 2005 , p. 207
  44. ^ Parker y col. 2006 , págs. 79–94
  45. ^ a b c Majaess, Turner & Lane 2007 , págs. 1349–60
  46. ^ Jacoby, Ferland y Korista 2001 , págs. 272–86
  47. ^ Kwok y Su 2005 , págs. L49–52
  48. ↑ a b c Kwok 2000 , págs. 89–96
  49. ^ Rees y Zijlstra 2013
  50. ^ Chen, Z; A. Frank; EG Blackman; J. Nordhaus; J. Carroll-Nellenback (2017). "Transferencia de masa y formación de discos en sistemas binarios AGB". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 468 (4): 4465. arXiv : 1702.06160 . Código Bib : 2017MNRAS.468.4465C . doi : 10.1093 / mnras / stx680 . S2CID 119073723 . 
  51. ^ Morris 1990 , págs. 526-30.
  52. ^ SpaceDaily Express 2005
  53. ↑ a b Jordan, Werner y O'Toole , 2005 , págs. 273–9.
  54. ^ Jacoby, George H .; Ciardullo, Robin; De Marco, Orsola; Lee, Myung Gyoon; Herrmann, Kimberly A .; Hwang, Ho Seong; Kaplan, Evan; Davies, James E., (2013). Estudio de nebulosas planetarias en cúmulos globulares M31 , ApJ, 769, 1
  55. ^ Frew, David J. (2008). Nebulosas planetarias en el vecindario solar: estadísticas, escala de distancia y función de luminosidad , tesis de doctorado, Departamento de Física, Universidad Macquarie, Sydney, Australia
  56. ^ Parker 2011 , págs. 1835-1844
  57. ^ Majaess, D .; Carraro, G .; Moni Bidin, C .; Bonatto, C .; Turner, D .; Moyano, M .; Berdnikov, L .; Giorgi, E., (2014). En el cúmulo crucial Andrews-Lindsay 1 y una solución de distancia al 4% para su nebulosa planetaria , A&A, 567
  58. ^ Kiss y col. 2008 , págs. 399–404
  59. ^ Mermilliod y col. 2001 , págs. 30–9
  60. ↑ Bonatto, C .; Bica, E .; Santos, JFC, (2008). Descubrimiento de un cúmulo abierto con una posible asociación física con una nebulosa planetaria , MNRAS, 386, 1
  61. ^ Turner, DG; Rosvick, JM; Balam, DD; Henden, AA; Majaess, DJ; Lane, DJ (2011). Nuevos resultados para el cúmulo abierto Bica 6 y su nebulosa planetaria asociada Abell 8 , PASP, 123, 909
  62. ↑ Moni Bidin, C .; Majaess, D .; Bonatto, C .; Mauro, F .; Turner, D .; Geisler, D .; Chené, A.-N .; Gormaz-Matamala, AC; Borissova, J .; Kurtev, RG; Minniti, D .; Carraro, G .; Gieren, W. (2014). Investigando pares potenciales de nebulosa planetaria / cúmulo , A&A, 561
  63. ↑ Allison , 2006 , págs. 56–8.
  64. ^ R. Gathier. "Distancias a las nebulosas planetarias" (PDF) . ESO Messenger . Consultado el 31 de mayo de 2014 .
  65. ^ Soker 2002 , págs. 481–6
  66. ^ Gurzadyan 1997 , p. 424
  67. ^ Liu y col. 2000 , págs. 585–587
  68. ^ "Explicación de los rociadores cósmicos" . Comunicado de prensa de ESO . Consultado el 13 de febrero de 2013 .
  69. ^ "No es un planeta" . Consultado el 9 de abril de 2021 .

Fuentes citadas [ editar ]

  • Aller, Lawrence H .; Hyung, Siek (2003). "Comentarios históricos sobre el análisis espectroscópico de nebulosas planetarias (revisión invitada)". En Kwok, Sun; Dopita, Michael; Sutherland, Ralph (eds.). Nebulosas planetarias: su evolución y papel en el universo, Actas del 209 ° Simposio de la Unión Astronómica Internacional celebrado en Canberra, Australia, del 19 al 23 de noviembre de 2001 . Nebulosas planetarias: su evolución y función en el universo . 209 . Sociedad Astronómica del Pacífico. pag. 15. Bibcode : 2003IAUS..209 ... 15A .
  • Allison, Mark (2006), Cúmulos de estrellas y cómo observarlos , Birkhäuser, págs. 56–8, ISBN 978-1-84628-190-7
  • Bowen, IS (octubre de 1927), "The Origin of the Chief Nebular Lines", Publications of the Astronomical Society of the Pacific , 39 (231): 295–7, Bibcode : 1927PASP ... 39..295B , doi : 10.1086 / 123745
  • Frankowski, Adam; Soker, Noam (noviembre de 2009), "Pulsos térmicos muy tardíos influenciados por la acreción en nebulosas planetarias", New Astronomy , 14 (8): 654–8, arXiv : 0903.3364 , Bibcode : 2009NewA ... 14..654F , doi : 10.1016 / j.newast.2009.03.006 , S2CID  17128522 , Una nebulosa planetaria (NP) es una nube circunestelar ionizada en expansión que fue expulsada durante la fase de rama gigante asintótica (AGB) del progenitor estelar.
  • Frew, David J .; Parker, Quentin A. (mayo de 2010), "Planetary Nebulae: Observational Properties, Mimics and Diagnostics", Publicaciones de la Sociedad Astronómica de Australia , 27 (2): 129-148, arXiv : 1002.1525 , Bibcode : 2010PASA ... 27 ..129F , doi : 10.1071 / AS09040 , S2CID  59429975
  • Gurzadyan, Grigor A. (1997), La física y dinámica de las nebulosas planetarias , Springer, ISBN 978-3-540-60965-0
  • Harpaz, Amos (1994), Stellar Evolution , AK Peters, Ltd., ISBN 978-1-56881-012-6
  • Hora, Joseph L .; Más tarde, William B .; Allen, Lori E .; Marengo, Massimo; Deutsch, Lynne K .; Pipher, Judith L. (septiembre de 2004), "Observaciones de nebulosas planetarias con cámara de matriz infrarroja (IRAC)" (PDF) , Serie de suplementos de revistas astrofísicas , 154 (1): 296–301, Código de Bibliografía : 2004ApJS..154..296H , doi : 10.1086 / 422820
  • Hubble es testigo del resplandor final de la gloria de estrellas similares al sol, Hubblesite.org - Space Telescope Science Institute (STScI) para la NASA, 17 de diciembre de 1997, archivado desde el original el 12 de junio de 2018 , consultado el 10 de junio de 2018
  • Huggins, W .; Miller, WA (1864), "On the Spectra of some of the Nebulae", Philosophical Transactions of the Royal Society of London , 154 : 437–44, Bibcode : 1864RSPT..154..437H , doi : 10.1098 / rstl.1864.0013
  • Jacoby, George. H .; Ferland, Gary. J .; Korista, Kirk T. (2001), "The Planetary Nebula A39: An Observational Benchmark for Numerical Modelling of Photoionized Plasmas" , The Astrophysical Journal , 560 (1): 272–86, Bibcode : 2001ApJ ... 560..272J , doi : 10.1086 / 322489
  • Jordan, S .; Werner, K .; O'Toole, SJ (marzo de 2005), "Descubrimiento de campos magnéticos en estrellas centrales de nebulosas planetarias", Astronomy & Astrophysics , 432 (1): 273–9, arXiv : astro-ph / 0501040 , Bibcode : 2005A & A ... 432..273J , doi : 10.1051 / 0004-6361: 20041993 , S2CID  119361869
  • Kiss, LL; Szabó, Gy. METRO.; Balog, Z .; Parker, QA; Frew, DJ (noviembre de 2008), "Las velocidades radiales AAOmega descartan la pertenencia actual de la nebulosa planetaria NGC 2438 en el cúmulo abierto M46", Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society , 391 (1): 399–404, arXiv : 0809.0327 , Código bibliográfico : 2008MNRAS.391..399K , doi : 10.1111 / j.1365-2966.2008.13899.x , S2CID  15207860
  • Krause, Arthur (1961), Astronomía , Oliver y Boyd, p. 187
  • Kwok, Sun (2000), El origen y evolución de las nebulosas planetarias , Cambridge University Press, ISBN 0-521-62313-8(El capítulo 1 se puede descargar aquí ).
  • Kwok, Sun (junio de 2005), "Planetary Nebulae: New Challenges in the 21st Century", Journal of the Korean Astronomical Society , 38 (2): 271–8, Bibcode : 2005JKAS ... 38..271K , doi : 10.5303 /JKAS.2005.38.2.271
  • Kwok, Sun; Su, Kate YL (diciembre de 2005), "Descubrimiento de múltiples anillos coaxiales en la nebulosa planetaria cuadrupolar NGC 6881", The Astrophysical Journal , 635 (1): L49–52, Bibcode : 2005ApJ ... 635L..49K , doi : 10.1086 / 499332 ,Presentamos el descubrimiento de múltiples anillos bidimensionales en la nebulosa planetaria cuadrupolar NGC 6881. Se ven hasta cuatro pares de anillos en los lóbulos bipolares y tres anillos en el toro central. Mientras que los anillos de los lóbulos tienen el mismo eje que un par de lóbulos bipolares, los anillos internos están alineados con el otro par. Es probable que los dos pares de lóbulos bipolares sean tallados por dos salidas separadas de alta velocidad del material circunestelar sobrante del viento de la rama gigante asintótica (AGB). Los anillos bidimensionales podrían ser el resultado de inestabilidades dinámicas o la consecuencia de un flujo de salida rápido que interactúa con restos de capas circunestelares AGB discretas.
  • Kwok, Sun; Koning, Nico; Huang, Hsiu-Hui; Churchwell, Edward (2006), Barlow, MJ; Méndez, RH (eds.), "Planetary nebulae in the GLIMPSE survey", Actas de la Unión Astronómica Internacional, Simposio n. ° 234 , Planetary Nebulae in our Galaxy and Beyond, Cambridge: Cambridge University Press, 2 (S234): 445–6 , Código de Bibliografía : 2006IAUS..234..445K , doi : 10.1017 / S1743921306003668 ,Las nebulosas planetarias (NP) tienen un alto contenido de polvo e irradian fuertemente en el infrarrojo. Para las NP jóvenes, el componente de polvo representa aproximadamente 1/3 de la producción total de energía de las nebulosas (Zhang y Kwok 1991). Las temperaturas de color típicas de los PN están entre 100 y 200 K, y a λ> 5 μm, el polvo comienza a dominar la emisión libre de ligaduras del componente ionizado. Aunque las NP se descubren tradicionalmente mediante el examen de placas fotográficas o estudios Hα, las NP también se pueden identificar en estudios infrarrojos mediante la búsqueda de objetos rojos con un espectro ascendente entre 4 y 10 μm.
  • Liu, X.-W .; Storey, PJ; Barlow, MJ; Danziger, IJ; Cohen, M .; Bryce, M. (marzo de 2000), "NGC 6153:? Una nebulosa planetaria super-rica en metales", avisos mensuales de la sociedad astronómica real , 312 (3): 585-628, bibcode : 2000MNRAS.312..585L , doi : 10.1046 / j.1365-8711.2000.03167.x
  • Maciel, WJ; Costa, RDD; Idiart, TEP (octubre de 2009), "Nebulosas planetarias y la evolución química de las nubes de Magallanes", Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica , 45 : 127–37, arXiv : 0904.2549 , Bibcode : 2009RMxAA..45..127M , Estos objetos son producidos por estrellas de masa baja e intermedia, con masas de secuencia principal aproximadamente entre 0,8 y 8 M ⊙ , y presentan una dispersión de edad y metalicidad razonablemente grande.
  • Majaess, DJ; Turner, D .; Lane, D. (diciembre de 2007), "En busca de posibles asociaciones entre nebulosas planetarias y cúmulos abiertos", Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico , 119 (862): 1349–60, arXiv : 0710.2900 , Bibcode : 2007PASP .. 119.1349M , doi : 10.1086 / 524414 , S2CID  18640979
  • Marochnik, LS; Shukurov, Anwar; Yastrzhembsky, Igor (1996), "Capítulo 19: Abundancias químicas", La galaxia de la Vía Láctea , Taylor & Francis, págs. 6-10, ISBN 978-2-88124-931-0
  • Mermilliod, J.-C .; Clariá, JJ; Andersen, J .; Piatti, AE; Mayor, M. (agosto de 2001), "Gigantes rojos en cúmulos abiertos. IX. NGC 2324, 2818, 3960 y 6259", Astronomy and Astrophysics , 375 (1): 30–9, Bibcode : 2001A & A ... 375 .. .30M , CiteSeerX  10.1.1.30.7545 , doi : 10.1051 / 0004-6361: 20010845
  • Miszalski, B .; Jones, D .; Rodríguez-Gil, P .; Boffin, HMJ; Corradi, RLM; Santander-García, M. (2011), "Descubrimiento de estrellas centrales binarias cercanas en las nebulosas planetarias NGC 6326 y NGC 6778", Astronomy and Astrophysics , 531 : A158, arXiv : 1105.5731 , Bibcode : 2011A & A ... 531A.158M , doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201117084 , S2CID  15010950
  • Moore, SL (octubre de 2007), "Observing the Cat's Eye Nebula", Revista de la Asociación Astronómica Británica , 117 (5): 279–80, Bibcode : 2007JBAA..117R.279M
  • Morris, M. (1990), "Asimetría bipolar en las salidas masivas de estrellas en transición", en Mennessier, MO; Omont, Alain (eds.), De Miras a las nebulosas planetarias: ¿qué camino para la evolución estelar? , Montpellier, Francia, 4 al 7 de septiembre de 1989 Reunión de astrofísica de la IAP: Atlantica Séguier Frontières, págs. 526–30, ISBN 978-2-86332-077-8CS1 maint: location (link)
  • Osterbrock, Donald E .; Ferland, GJ (2005), Ferland, GJ (ed.), Astrofísica de nebulosas gaseosas y núcleos galácticos activos , University Science Books, ISBN 978-1-891389-34-4
  • Parker, Quentin A .; Acker, A .; Frew, DJ; Hartley, M .; Peyaud, AEJ; Ochsenbein, F .; Phillipps, S .; Russeil, D .; Beaulieu, SF; Cohen, M .; Köppen, J .; Miszalski, B .; Morgan, DH; Morris, RAH; Pierce, MJ; Vaughan, AE (noviembre de 2006), "The Macquarie / AAO / Strasbourg Hα Planetary Nebula Catalog: MASH", Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society , 373 (1): 79–94, Bibcode : 2006MNRAS.373 ... 79P , doi : 10.1111 / j.1365-2966.2006.10950.x
  • Parker, Quentin A .; Frew, David J .; Miszalski, B .; Kovacevic, Anna V .; Frinchaboy, Peter .; Dobbie, Paul D .; Köppen, J. (mayo de 2011), "PHR 1315–6555: una nebulosa planetaria bipolar en el cúmulo abierto compacto de la era de las Híades ESO 96-SC04", Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society , 413 (3): 1835-1844, arXiv : 1101.3814 , Bibcode : 2011MNRAS.413.1835P , doi : 10.1111 / j.1365-2966.2011.18259.x , S2CID  16164749
  • Reed, Darren S .; Balick, Bruce; Hajian, Arsen R .; Klayton, Tracy L .; Giovanardi, Stefano; Casertano, Stefano; Panagia, Nino; Terzian, Yervant (noviembre de 1999), "Medidas del telescopio espacial Hubble de la expansión de NGC 6543: Parallax Distance and Nebular Evolution", Astronomical Journal , 118 (5): 2430–41, arXiv : astro-ph / 9907313 , Bibcode : 1999AJ .... 118.2430R , doi : 10.1086 / 301091 , S2CID  14746840
  • Soker, Noam (febrero de 2002), "Why every bipolar planetary nebula is 'unique ' ", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 330 (2): 481–6, arXiv : astro-ph / 0107554 , Bibcode : 2002MNRAS.330 ..481S , doi : 10.1046 / j.1365-8711.2002.05105.x , S2CID  16616082
  • La primera detección de campos magnéticos en las estrellas centrales de cuatro nebulosas planetarias , SpaceDaily Express, 6 de enero de 2005 , recuperado el 18 de octubre de 2009 , Fuente: Journal Astronomy & Astrophysics
  • Rees, B .; Zijlstra, AA (julio de 2013), "Alineación de los vectores de momento angular de las nebulosas planetarias en el bulbo galáctico", Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society , 435 (2): 975–991, arXiv : 1307.5711 , Bibcode : 2013MNRAS.435 ..975R , doi : 10.1093 / mnras / stt1300 , S2CID  118414177
  • Planetary Nebulae , SEDS, 9 de septiembre de 2013 , consultado el 10 de noviembre de 2013

Lectura adicional [ editar ]

  • Iliadis, Christian (2007), Física nuclear de estrellas. Libro de texto de física , Wiley-VCH, págs. 18, 439–42, ISBN 978-3-527-40602-9
  • Renzini, A. (1987), S. Torres-Peimbert (ed.), "Pulsos térmicos y la formación de capas de nebulosas planetarias", Actas del 131º Simposio de la IAU , 131 : 391–400, Bibcode : 1989IAUS .. 131..391R

Enlaces externos [ editar ]

  • Entrada en la Enciclopedia de astrobiología, astronomía y vuelos espaciales
  • Comunicado de prensa sobre observaciones recientes de la nebulosa ojo de gato
  • Nebulosas planetarias , SEDS Messier Pages
  • La primera detección de campos magnéticos en las estrellas centrales de cuatro nebulosas planetarias
  • Nebulosas planetarias: información y observaciones de aficionados
  • Nebulosa planetaria en arxiv.org