Es el destino final de la mayor parte de las estrellas de nuestra galaxia, incluido nuestro Sol. ¿Cómo se forman y cuál es su morfología?. Su estudio es importante porque nos permite obtener información sobre la evolución estelar de las estrellas que las originan, es decir de estrellas de masa comparable a la del Sol o, a lo más, de unas pocas masas solares.

1. Las primeras observaciones:

Los objetos observables que son fuente de luz difusa fueron denominados en el siglo XVIII con el genérico nombre de Nebulosas. Se trata de los objetos que, por la imagen que presentaban, no podían ser reconocidos ni como estrellas, ni como planetas de nuestro sistema solar (los únicos observables en la época).

Fue William Herschell (1738-1822) quién, al hacerse en 1781 con una copia del Catálogo Messier, se interesó por el estudio de estos objetos, y fue el primero que realizó, a partir de 1785, el análisis de las nebulosas hasta entonces catalogadas, denominando planetarias a aquellas nebulosas cuya forma observable presentaba cierta similitud o parecido con el disco propio de los objetos esféricos, de los planetas. El mismo Herschell descubrió en 1790, al observar la Nebulosa del Cangrejo, en la Constelación de Tauro, que lo que él mismo había denominado planetarias no tenia nada que ver con los planetas, ya que en esta Nebulosa observó con asombro una estrella en su centro. Concluyó que se trataba de una estrella con una extensa nube de gas que la envolvía. Hoy sabemos que esta nebulosa, a unos 6300 años luz de nuestro sistema solar, procede de una gigantesca explosión supernova que fue visible desde nuestro planeta de día 5 de julio de 1054, y cuyos gases continúan hoy día expandiéndose a grandes velocidades.

Otra forma de interpretar estas nebulosas, también errónea, es la de considerarlas como estructuras jóvenes gaseosas que se encuentran en proceso de formación de nuevas estrellas.

Las técnicas de la espectroscopia, iniciadas ya en el siglo XX, han permitido avanzar de una forma singular en el estudio de estos objetos

La forma de la evolución estelar influye de forma marcada en el origen de estos objetos. Se sabe hoy que la forma en la que mueren las estrellas da origen a numerosas nebulosas de este tipo.

2. Las AGB y las Nebulosas Planetarias:

Dejando aparte las nebulosas que, como la del Cangrejo, se originan mediante una gran explosión supernova, destino de estrellas más masivas que el sol (del orden de cientos de masas solares), la mayoría de la población estelar de nuestra galaxia tiene el destino que tendrá nuestro sol, esto es, el de convertirse en gigante roja, expulsando capas de hidrógeno hacia el espacio interestelar.

Una estrella de masa parecida a nuestro sol, del orden de unas pocas masas solares como mucho, da origen, cuando comienza a escasear el hidrógeno, cuya fusión nuclear lo convierte en helio, al inicio de la expansión que le convierte en una gigante roja (nuestro Sol, dentro de unos 5000 millones de años, cuando pierda alrededor del 10% del hidrógeno que ahora tiene, se empezará a expandir hasta absorber la órbita de los planetas más próximos, incluida la Tierra) cuyas nubes rojizas son de temperatura mucho menor que la temperatura de la estrella de la que proceden. Mientras, el núcleo de la estrella, caliente y denso, se convierte en una pesada enana blanca que queda en su centro. La estrella se dice que se encuentra en la AGB (Asymptotic Giant Branch- Rama Asíntótica de Gigantes).

Fue en 1956 cuando el astrónomo Shklovsky descubrió un extraordinario parecido entre la naturaleza del gas que envuelve a una estrella AGB y el gas de las nebulosas planetarias en estudio. Esto permitió vincular evolutivamente a las estrellas de masa parecida a la de nuestro sol, e incluso a las estrellas de varias masas solares, con las nebulosas planetarias.

Hoy día sabemos que la propia inestabilidad de la estrella AGB es lo que origina, con vientos estelares lentos (de unas decenas de kilómetros por segundo) y con partículas densas que proceden de la estrella, a la mayor parte de las nebulosas planetarias. La envoltura estelar de estas estrellas moribundas es expulsada hacia el espacio interestelar, y está formada fundamentalmente de hidrógeno y, en muy baja proporción, polvo cósmico, siendo iluminada por la luz del núcleo, caliente y denso, que evoluciona hacia enana blanca. El hecho de que la luz del núcleo caliente, residual, ilumine la envoltura gaseosa que se expulsa, es lo que permite usar técnicas de espectroscopia y fotometría para su estudio.

La mayoría de las estrellas de nuestra galaxia son estrellas que se convertirán en AGB, esto es, no son estrellas demasiado masivas en comparación con nuestro sol. Es, pues, importante considerar este mecanismo de formación de Nebulosas Planetarias desde las estrellas AGB, puesto que el destino final de la mayor parte de las estrellas de nuestra galaxia es el de convertirse en nebulosas planetarias.

3. La estructura de una estrella AGB:

Una estrella AGB es una estrella de, a lo más, 6 y ocho masas solares, que se desploma bajo el peso de la gravitación cuando empieza a escasear el combustible de hidrógeno del núcleo y la fuerza procedente de las reacciones termonucleares de generación del helio, desde el núcleo hacia fuera, no pueden equilibrar las fuerzas de gravitación que tienden a aplastarla. El núcleo comienza a contraerse, volviéndose extraordinariamente denso, mientras la envoltura exterior, se va hinchando en capas concéntricas, de forma hueca, con densidad muy pequeña, pero que llega a alcanzar tamaños enormes. En el caso de nuestro Sol, estas capas llegarán a absorber la órbita de Mercurio, de Venus, y, también, de la Tierra.

El núcleo es la zona compacta donde se produce la reacción protón-protón, de formación del helio estable a partir de hidrógeno, así como, posteriormente, la formación de carbono y otros elementos pesados desde el helio.

La capa que envuelve al núcleo de la AGB es helio procedente de estas reacciones nucleares, y que a su vez, está envuelta por una capa de hidrógeno comprimido. Después de esta zona de hidrógeno denso comienzan las capas de la envoltura rojiza de hidrógeno, en expansión, con muy baja densidad, cuyo radio alcanza longitudes de miles de veces el radio del núcleo, y que, en algunos casos, podrían abarcar espacios inmensos donde cabría, por ejemplo, todo nuestro sistema solar.

4. Sobre la morfología de las Nebulosas Planetarias:

Las observaciones al telescopio de estos objetos nos muestran formas diferentes en muchos de ellos: redondas, alargadas o elípticas, bipolares o con dos lóbulos, cuadrupolares o con cuatro lóbulos, en forma espiral o de molinete, con deformaciones irregulares, etc.., notándose fácilmente en la mayoría de los casos la existencia de la estrella densa central.

Veamos algunas imágenes:

IC 3568 Esférica, constel de Camelopardus Ar:12h33m d:+82º33’

NGC 6826 Achatada, constel del Cisne Ar:19h45m d:+50º31’

NGC 3918 Esférica (Aprox), constel de Centauro Ar:11h50m d:+57º11’

HUBBLE 5 Bipolar, constel de Sagitario Ar:17h48m d:-30º01’

El estudio de la morfología de las Nebulosas Planetarias muestra información útil sobre la evolución de las estrellas de masa baja e intermedia, en particular, resulta verdaderamente importante estudiar las causas de la asimetría estructural (aparecen redondas, alargadas, binebulares, anulares, etc..). Se ha encontrado, en particular, que existe una cierta correlación entre la morfología binebular y la proximidad al plano de la galaxia (Greig, 1972).

Según las propiedades químicas, han sido clasificadas las Nebulosas Planetarias en cuatro tipos, de I a IV, en orden de mayor a menor abundancia de helio y elementos pesados (Calvet y Peimbert, 1978), encontrándose que la mayoría de las nebulosas planetarias del tipo I son de morfología bipolar.

Por otra parte, otros investigadores, como Zuckerman y Aller, divideron en 1986 una muestra importante de Nebulosas Planetarias en varios tipos morfológicos clásicos (bipolares, redondas, anulares, planas, etc..) evidenciando una relación inversa entre la distancia al plano diametral de la galaxia y la abundancia de elementos pesados.

5. Algunas nebulosas planetarias:

Nombre	Magnitud	Tipo	Constelación	Coordenadas Ecuatoriales
NGC 40	11	Nebulosa Planetaria con estrella central	Cefeo	00h13m+72º32’
NGC 246	8	Nebulosa Planetaria Anular	Piscis	00h47m+11º53’
NGC 650 M 76 _ Little Dumbell	12	Nebulosa Planetaria Irregular	Perseo	01h42m+51º34'
IC 289	12	Nebulosa Planetaria .	Cassiopea	03h10m+61º19’
NGC 1360	9.4	Nebulosa Planetaria Irregular	Fornax	03h33m-25º51’
NGC 1501	13	Nebulosa Planetaria Anular	Camelopardis	04h07m+60º55’
NGC 1514	10	Nebulosa Planetaria de disco con Estrella Central	Taurus	04h09m+30º47’
NGC 1535	10	Nebulosa Planetaria Anular con Estrella Central	Eridanus	04h14m-12º44’
NGC 2022	12	Nebulosa Planetaria Anular	Orion	05h42m+09º05’
NGC 2149	11	Nebulosa Planetaria .	Auriga	05h56m+46º07’
IC 2165	13	Nebulosa Planetaria .	Can Mayor	06h21m-12º59’
NGC 2371	13	Nebulosa Planetaria Irregular	Géminis	07h25m+29º29’
NGC 2392 Eskimo Nebula	10	Nebulosa Planetaria Anular con Estrella Central	Géminis	07h29m+20º55’
NGC 2438	10	Nebulosa Planetaria Anular	Puppis	07h41m-14º44’
NGC 2440	11	Nebulosa Planetaria Irregular	Puppis	07h41m-18º13’
NGC 3132 Eight-Burst Nebula	8	Nebulosa Planetaria Anular con Estrella Central	Vela	10h07m-40º26’
PLN 272+12.1	8.2	Nebulosa Planetaria .	Vela	10h07m-41º27’
NGC 3242 Ghost of Júpiter	9	Nebulosa Planetaria Irregular	Hydra	10h24m-18º38’
M 97 Owl Nebula	11.2	Nebulosa Planetaria Irregular	Osa Mayor	11h14m+55º01’
NGC 3918 Blue Planetary	8	Nebulosa Planetaria de disco	Centaurus	11h50m-57º11’
NGC 4361	10	Nebulosa Planetaria Irregular	Corvus	12h24m-18º48’
IC 3568	12	Nebulosa Planetaria .	Camelopardus	12h32m+82º33’
NGC 6210	9	Nebulosa Planetaria de disco.	Hercules	16h44m+23º49’
IC 4634	11	Nebulosa Planetaria .	Ophiuco	17h01m-21º50’
NGC 6302 Bug Nebula	13	Nebulosa Planetaria Irregular.	Scorpio	17hº13m-37º06’
NGC 6309 Box Nebula	11	Nebulosa Planetaria de disco.	Ophiuco	17h14m-12º55’
NGC 6337	12	Nebulosa Planetaria Anular.	Scorpio	17h22m-38º29’
NGC 6369	13	Nebulosa Planetaria Anular.	Sagitario	17h29m-23º46’
NGC 6445 Little Gem	13	Nebulosa Planetaria Irregular.	Sagitario	17h49m-20º01’
NGC 6543 Cat's Eye	9	Nebulosa Planetaria de Disco con estrella central.	Draco	17h58m+66º38’
NGC 6572	9	Nebulosa Planetaria Irregular.	Ophiuco	18h12m+06º51’
NGC 6567	12	Nebulosa Planetaria Compacta.	Sagitario	18h13m-19º05’
NGC 6629	12	Nebulosa Planetaria de Disco.	Sagitario	18h25m-23º12’
NGC 6644	12	Nebulosa Planetaria Compacta.	Sagitario	18h32m-25º08’
NGC 6720 M 57	9	Nebulosa Planetaria Anular con estrella central.	Lyra	18h53m+33º02’
NGC 6741 Phantom Streak	11	Nebulosa Planetaria .	Aquila	19h02m-00º27’
NGC 6781	12	Nebulosa Planetaria Anular.	Aquila	19h18m+06º33’
NGC 6790	10	Nebulosa Planetaria Compacta.	Aquila	19h23m+01º31’
NGC 6803	11	Nebulosa Planetaria Compacta.	Aquila	19h31m+10º03’
NGC 6804	12	Nebulosa Planetaria de Disco con estrella central.	Aquila	19h31m+09º13’
PLN 64 +5.1	9.5	Nebulosa Planetaria Anular.	Cisne	19h34m+30º31’
NGC 6818	10	Nebulosa Planetaria Anular.	Sagitario	19h44m-14º09’
NGC 6826	10	Nebulosa Planetaria de Disco con estrella central.	Cygnus	19h44m+50º31’
NGC 6853	8	Nebulosa Planetaria Irregular.	Vulpecula	19h59m+22º43’
NGC 6884	13	Nebulosa Planetaria .	Cygnus	20h10m+46º28’
NGC 6891	12	Nebulosa Planetaria de Disco	Delphinus	20h15m+12º42’
NGC 7026	13	Nebulosa Planetaria Irregular	Cygnus	21h06m+47º51’
NGC 7027	10	Nebulosa Planetaria Irregular	Cygnus	21h07m+42º14’
IC 5217	13.1	Nebulosa Planetaria .	Lacerta	22h23m+50º58’
NGC 7293	13.5	Nebulosa Planetaria Anular con estrella central	Aquario	22h29m-20º48’
NGC 7662	9	Nebulosa Planetaria Anular.	Andrómeda	23h25m+42º33’

6. Referencias:

CALVET, N.; PEIMBERT, M., 1983, Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, 5, 319.
PEIMBERT, M., 1978, “Planetary Nebulae: Observations and Theory”, ed. Y. Terzian. Dordrecht:Reidel, 233.
ZUCKERMAN, B.; ALLER, L.H., 1986, Ap.,301, 772
MANCHADO, A.; GUERRERO, M. A.; STANGHELLINI, L.; SERRA-RICART, M., The IAC Morfological Catalog of Northern Galactic Planetary Nebulas, IAC, 1996.
ARNAL, A.; VALENCIA, A., “Observatorio Arval”, ARVAL Catalog of Bright Planetary Nebulas, http://www.oarval.org/PNeb.htm.

Carlos S. CHINEA
casanchi@teleline.es
26 marzo 2005