Las Nebulosas Planetarias

La muerte de las estrellas
José Alberto López
Instituto de Astronomía, UNAM
Campus Ensenada
1- Introducción
Los avances recientes en varios campos científicos como la astrofísica,
bioquímica, antropología y geofísica nos han dado información importante
sobre el origen y evolución de nuestra estrella, el Sol, nuestro planeta y el
ser humano mismo. Sin embargo ¿cuál es el destino de nuestra especie y el
planeta que habitamos?. Ésta es una pregunta que considerada a largo plazo
toca a la astrofísica responder y desgraciadamente tiene una respuesta poco
alentadora. El Sol, como todas las estrellas, sufrirá cambios importantes en
su estructura como resultado de su evolución; estos cambios destruirán las
condiciones de vida en el planeta. Por esta razón y, a menos que la
civilización humana llegue algún día a ser capaz de trasladarse a otro
sistema planetario, nuestra permanencia en este planeta nos llevará
irremediablemente al exterminio.
Sin embargo, estos cambios estructurales en nuestra estrella empezarán a
ocurrir hasta dentro de varias centenas de millones de años. El Sol
eventualmente se convertirá en una Gigante Roja, fase que se denomina así
ya que el radio de la estrella crecerá más de 100 veces su tamaño actual y su
temperatura descenderá sensiblemente, destruyendo las condiciones para la
vida en la Tierra. Por supuesto, en el futuro cercano el reto mayor de
supervivencia de nuestra especie reside en nosotros mismos. De cualquier
forma y al igual que con nuestros orígenes, existe una curiosidad científica
natural por investigar nuestro destino y el camino que estrellas como el Sol
tomarán hacia los estados avanzados de su evolución. Este capítulo trata
sobre lo que la astronomía moderna ha descubierto sobre las etapas tardías
de evolución de estrellas como nuestro Sol. ¿Que le sucederá a nuestra
estrella cuando envejezca?
Después de pasar por la etapa de Gigante Roja, nuestro Sol perderá sus
capas externas, creando una gigantesca y maravillosa envolvente gaseosa
que se extenderá varios cientos de veces más allá del sistema solar y radiará
intensamente de forma multicolor. Un glorioso preludio a la muerte de
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nuestra estrella. Sí para ese entonces, de aquí a unos cinco mil millones de
años, la civilización humana radicase ya en una estrella vecina, tendrá la
oportunidad de observar este magnífico espectáculo cósmico, seguramente
con una mezcla de asombro, maravilla y nostalgia.
El Sol morirá, se extinguirá su fuente de energía y su cadáver continuará
viajando por nuestra galaxia como una masa densa, oscura y fría. El gas que
se perdió en vientos que arrancaron de la estrella material que fue
enriquecido químicamente durante la vida del Sol se mezclará
eventualmente con otras nubes interestelares y pasará a ser material
disponible para formar nuevas estrellas y así comenzar de nuevo el ciclo de
evolución estelar.
2- ¿Cómo viven y mueren las estrellas?
En términos generales se dice que una estrella nace cuando el material del
cual se forma alcanza las condiciones físicas necesarias para empezar a
producir energía en su núcleo. Mientras la estrella “viva” generará y radiará
energía. A lo largo de la vida de la estrella los mecanismos de generación de
energía cambian, lo cual marca los diferentes estados evolutivos de la
estrella. Eventualmente la diversas fuentes de energía se agotan y la estrella
se apaga y muere. Sin embargo, no todas las estrellas terminan sus vidas de
la misma manera. Las más grandes y masivas, de 10 a 60 veces la masa del
Sol, lo hacen explotando como Supernovas. En estos casos, a pesar de que
hacia el final de sus días existe aún combustible disponible, el núcleo de la
estrella entra en un proceso de desequilibrio catastrófico que provoca
primero un colapso y después la espectacular explosión conocida como
Supernova. Estas estrellas masivas consume su combustible de forma golosa
y desbocada y tienen tiempos de vida de solo algunas decenas de millones de
años. El remanente de una explosión de Supernova es una estrella de
neutrones o un hoyo negro. Por otro lado, las estrellas más pequeñas y de
menor masa, de entre 0.1 y 0.5 veces la masa del Sol, lo hacen calladamente,
sin aspavientos, simplemente su combustible eventualmente se agota, se
enfrián y dejan de emitir luz. Estas estrellas, las más pequeñas, son las mas
prudentes en el uso de su energía, sufren pocos cambios en sus mecanismos
de generación de energía y son las más longevas, pudiendo alcanzar tiempos
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de vida del orden de once mil millones de años, es decir pueden ser tan
viejas como la galaxia misma. Sin embargo, estrellas de masa intermedia
como el Sol, la mayoría en nuestra galaxia, atraviesan antes de morir por un
proceso que se conoce como Nebulosa Planetaria (ver Figura 1). Contrario a
lo que se podría pensar por el nombre, esta fase de evolución estelar no tiene
que ver con planetas. Se trata del desprendimiento de las capas externas de
la estrella antes de que ésta se convierta en una enana blanca. El material que
es eyectado por la estrella forma una envolvente gaseosa la cual es
posteriormente excitada y ionizada por la radiación ultravioleta de alta
energía de la enana blanca, estimulando al gas a emitir luz y creando así
formaciones gaseosas espectaculares que anteceden la muerte de la estrella.
La fase de Nebulosa Planetaria dura solo unos diez a veinte mil años, un
instante en la vida de la estrella antes morir. La envolvente gasesosa se
dispersa y desvanece en el medio interestelar mientras que la enana blanca
continúa enfriándose y contrayéndose, disminuyendo drásticamente su
luminosidad, hasta que eventualmente se extingue por completo. En este
capítulo nos concentraremos de forma particular en como evolucionan y
mueren estas estrellas de masa intermedia, las más comúnes en la galaxia.
3- ¿Que son las Nebulosas Planetarias?
El término Nebulosa Planetaria es simplemente histórico y refleja la
impresión de los astrónomos que utilizando los rudimentarios telescopios
disponibles en el siglo XVIII observaron por primera vez estos objetos; su
color verdoso y difuso, nebuloso, los llevó a asociarlos erróneamente con
planetas como Urano y Neptuno.
El primer registro de una Nebulosa Planetaria data de 1764 y se debe al
astrónomo francés Charles Messier. El objeto identificado por Messier
quedó listado con él numero 27 en su catálogo y se le refiere como M27. A
esta Nebulosa Planetaria se le conoce ahora también por su forma como la
nebulosa “de la mancuerna” y es una de las Nebulosas Planetarias más
grandes que se conocen. Al descubrimiento de M27 le siguió M57, la
nebulosa “del anillo” en la constelación de la Lira, por Antoine Darquier en
1779. Posteriormente, M76 en la constelación de Perseo y al año siguiente
M97, la nebulosa “del búho” en la Osa Mayor.
Fue el astrónomo inglés William Herschel quien introdujo el término
Nebulosa Planetaria a finales del siglo XVIII, al concluir que estos objetos
estaban compuestos de “un extraño fluido brillante de naturaleza
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desconocida”. Hoy sabemos que la coloración verdosa y difusa dominante
en las imágenes que observaban éstos astrónomos es debida a la emisión de
una transición de oxígeno que es particularmente intensa en las condiciones
físicas que prevalecen en el gas de éstas nebulosas y que se encuentra a una
longitud de onda de 5007 Ǻ (1 Ǻ = 10-8 cm = 0.00000001 cm) y la cual
coincide con la región “verde” del espectro visible que detectan nuestros
ojos.
El entendimiento del origen de esta emisión “verde” no fue inmediato.
William Huggins obtuvo en 1864 el primer espectro de una Nebulosa
Planetaria, el objeto denominado NGC 6543, hoy también conocida como la
nebulosa “ojo de gato”. La línea de oxígeno apareció en su espectro, pero no
fue identificado su origen y se pensó por varios años que la emisión era
debida a un nuevo elemento químico, desconocido en la tierra, por lo que se
le bautizó como Nebulium. Fue hasta 1926 que Ira Bowen identificó
correctamente la naturaleza de la línea espectral que se observaba a 5007
ángstroms como debida a una peculiar transición del oxígeno dos veces
ionizado y que se formaba solo en condiciones de muy baja densidad,
muchísimo más bajas que las densidades típicas de la atmósfera terrestre e
incluso de los mejores laboratorios de vacío. Mientras en la atmósfera
terrestre, a nivel del mar el aire tiene una densidad promedio de 1020
partículas por centímetro cúbico, en una Nebulosa Planetaria su densidad
electrónica promedio es de tan solo unas mil partículas por centímetro
cúbico, es decir hay ¡17 ordenes de magnitud de diferencia en densidades!
( 103 vs 1020 ). Estas condiciones de bajísima densidad son las que se
encuentran en las envolventes gaseosas de las Nebulosas Planetarias y que
permiten la excitación de transiciones electrónicas a niveles de energía que
son imposibles de alcanzar en laboratorios terrestres, de ahí que se les ha
llamado también, incorrectamente, transiciones prohibidas.
Actualmente se tienen registradas aproximadamente 1500 Nebulosas
Planetarias en nuestra galaxia. Los catálogos modernos más extensos son los
de Agnes Acker y colaboradores del Strasbourg – European Southern
Observatory con 1143 objetos, publicado en 1992 y, más recientemente el
catálogo actualizado de Luboš Kohoutek del Observatorio de Hamburgo
publicado en el 2000 y que incluye 1510 Nebulosas Planetarias. Estos
grandes catálogos compilan los descubrimientos que decenas de astrónomos
han hecho a lo largo de los años y que aparecen usualmente publicados
primero en revistas especializadas.
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Dado que existen varias Nebulosas Planetarias relativamente brillantes y
cercanas a nosotros, accesibles desde pequeños telescopios, estas han sido
de los objetos celestes más populares en la astronomía. Por esta misma
razón, las Nebulosas Planetarias han sido de los objetos astronómicos más
fotografiados, siendo objetos favoritos de los astrónomos aficionados por sus
espectaculares formas. Pero más allá de la facilidad y placer con que algunas
de estas nebulosas se pueden observar, la astrofísica moderna reconoce la
importancia de entender su estructura y formación como elementos claves
para comprender los procesos de evolución estelar y la evolución de las
galaxias mismas. Son laboratorios ideales para entender como se producen
los elementos químicos del Universo en el interior de las estrellas y como
afecta la evolución estelar en conjunto a la evolución de una galaxia. Son
laboratorios ideales para probar teorías de física atómica en las condiciones
existentes en el gas circunestelar que rodea a las estrellas y es irradiado por
ellas. Representan también laboratorios ideales para modelar el
comportamiento de gases como fluidos que se mueven a velocidades
supersónicas y la influencia que la presencia de campos magnéticos puede
tener sobre estos gases. Por todas estas razones, la investigación sobre la
estructura y evolución de las Nebulosas Planetarias se encuentra actualmente
en un estado activo y vigoroso. Mientras mejores herramientas de
observación y códigos computacionales se desarrollan para modelar estos
objetos, nuevas visiones y mayor entendimiento de los procesos físicos que
actúan en estos fascinantes objetos celestes son revelados. En años recientes
el telescopio que más ha contribuido, y de forma dramática, a modificar
nuestra visión de las Nebulosas Planetarias ha sido el Telescopio Espacial
Hubble. Su magnífica resolución espacial (0.1 segundos de arco, equivalente
a poder observar nítidamente una moneda de 0.5 cm de radio a una distancia
de 20 Km) ha ayudado a confirmar formas y estructuras que solo se
sospechaban o inferían previamente.
El lector interesado en recorrer la hermosa galería de Nebulosas Planetarias
observadas por ese telescopio espacial, puede consultar el portal electrónico
http://oposite.stsci.edu/pubinfo/pr/97/pn/
Existe también un interesante portal que da información histórica y contiene
todas las imágenes del catalogo Messier y que se puede consultar en
http://www.seds.org/messier/
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Este portal contiene también ligas interesantes a otros catálogos de objetos
nebulares, galerías de imágenes astronómicas, etc.
4- Evolución de las estrellas
Las estrellas se forman y acumulan en el Universo en grandes agregados
llamados galaxias. Las galaxias son los bloques fundamentales del Universo
a gran escala. Nuestra galaxia se conoce como la Vía Láctea y está
constituida por unos doscientos mil millones de estrellas. Las estrellas se
forman a partir de grandes nubes de gas frío conocidas como nubes
moleculares y constituidas fundamentalmente de hidrógeno. En galaxias
como la nuestra, que tienen una forma espiral, las nubes moleculares se
concentran en los brazos espirales y es en estas regiones donde se
encuentran los brotes de formación estelar.
Nuestra estrella, el Sol, se encuentra localizada en lo que se conoce,
apropiadamente, como el brazo local, a una distancia de 26,000 años luz del
centro galáctico.
Una vez que una estrella se forma, ésta pasa la mayor parte de su vida
generando energía a partir de reacciones nucleares en su interior que liberan
energía al fusionar 4 átomos de hidrógeno en uno de helio. Durante esta
etapa la estrella conserva condiciones estables de luminosidad y
temperatura. La temperatura y luminosidad de una estrella dependen de su
masa. Utilizamos a nuestra estrella, el Sol, como una medida de referencia
para las demás estrellas. Así, por ejemplo, a una estrella con el doble de la
masa del sol y cinco veces su tamaño, se le refiere simplemente como una
estrella de dos masas solares y cinco radios solares. En unidades físicas la
unidad de masa solar es Msol = 1.989 x 1033 g, el radio solar es Rsol = 6.96 x
1010 cm, o 696,000 kilómetros y la unidad de luminosidad solar es Lsol =
3.826 x 1033 ergs s-1 o 3.8 x 1023 kwatts. La luminosidad de una estrella
indica la cantidad de energía que emerge de ella por unidad de tiempo.
Como se mencionó anteriormente, no todas las estrellas terminan su vida de
la misma manera. Aquellas que nacen con masas mayores a 9 masas solares
terminan sus días de manera catastrófica, explotando como Supernovas. Por
otro lado, estrellas entre aproximadamente 0.8 y 9 masas solares mueren de
manera menos dramática, eyectando sus capas externas en las últimas etapas
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de su vida, creando Nebulosas Planetarias y dejando al descubierto un
núcleo estelar que se convertirá en una enana blanca, la cual contendrá ya
solo una pequeña fracción de su masa original, del orden de 0.1 masas
solares hacia el final de sus días. Este disminuido núcleo estelar ha dejado de
generar energía por reacciones nucleares. Su estructura interna, ahora de
muy alta densidad y presión, está soportada solamente por las fuerzas de
repulsión entre electrones, lo que se conoce como un estado degenerado de
la materia, y donde los electrones hacen su último esfuerzo por no perder su
individualidad. En éste último esfuerzo de supervivencia el núcleo estelar
aún genera un último respiro de energía por contracción gravitacional,
energía termonuclear se produce aún en sus capas externas, pero su final ya
está próximo y es inevitable.
4.1- La secuencia principal
Dado que la etapa de transformación de 4H  1He en el núcleo es donde
pasan más tiempo las estrellas, es éste el estado en el cual tenemos mayor
oportunidad de observarlas. Si graficamos todas las estrellas conocidas en
un diagrama donde la abscisa indique la temperatura superficial o efectiva y
la ordenada la luminosidad, encontramos que de acuerdo a su masa las
estrellas se concentran mayormente en una banda que se denomina la
secuencia principal. El diagrama Luminosidad vs Temperatura efectiva se
conoce como diagrama Hertzsprung – Russell o simplemente diagrama H –
R. La zona conocida como secuencia principal en este diagrama representa
la región donde las estrellas una vez formadas y ya en condiciones estables
fusionan H He en su interior. El tiempo que una estrella permanecerá en la
secuencia principal depende también de su masa. Una estrella como el Sol
tiene un tiempo de vida de unos diez mil millones de años, la mayoría de los
cuales los pasará en la secuencia principal. Actualmente nuestro Sol ha
vivido ya casi la mitad de su vida, esto es cuatro mil quinientos millones de
años (ver Figura 2)
4.2- La rama gigante
Las estrellas durante su evolución necesitan estar generando energía
constantemente de lo contrario se colapsarían bajo su propio peso. Se dice
que una estrella está en equilibrio hidrostático cuando la presión ejercida del
centro hacia fuera por la generación de energía balancea la presión que sus
capas superiores ejercen hacia el centro por efectos de gravedad. Mientras
más masa tiene una estrella, más rápido consume su combustible, hidrógeno
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en el caso de secuencia principal. Al agotarse el hidrógeno en el núcleo la
estrella se ve forzada a avanzar hacia su siguiente etapa evolutiva, que
consistirá en quemar ahora en su núcleo el helio producido en la etapa de
secuencia principal y convertirlo en elementos más pesados como el
nitrógeno, carbono y oxígeno. Estos cambios en el interior de la estrella
producirán también cambios observables en su exterior. El radio de la
estrella crecerá, su temperatura efectiva, disminuirá y su luminosidad se
incrementará. La estrella pasará por varias etapas de ajuste durante su
evolución hasta llegar a un punto en el cual perderá la mayoría de su
envolvente mediante un viento muy denso. Esta etapa de intensa pérdida de
masa se conoce como la rama asintótica gigante o por sus siglas en inglés
(asymptotic giant branch) AGB. Antes de llegar a la AGB la estrella se
desplaza por el diagrama H – R hacia la zona de alta luminosidad y baja
temperatura conocida como Rama de Gigante Roja. Posteriormente la
estrella sufre ajustes adicionales que alteran su temperatura y luminosidad
hasta que vuelve a incrementar su luminosidad descrbiendo en el diagrama
H - R una traza evolutiva casi paralela o asintótica a la Rama de Gigante
Roja, de ahí su nombre de Rama Asintótica Gigante (ver Figura 3)
5- La formación de una Nebulosa Planetaria
Desde que una estrella se forma empieza a perder masa. Esta pérdida de
masa se da por vientos de partículas que escapan de la superficie de la
estrella constantemente y eyecciones de masa espontáneas asociadas a la
actividad magnética de la estrella. Por ejemplo, nuestra estrella pierde masa
a través del viento solar a una tasa de 10-12 masas solares por año.
Adicionalmente sabemos que las llamadas eyecciones de masa coronales
expulsan material de la superficie solar de forma recurrente, incrementando
su frecuencia durante las épocas de máxima actividad solar. Estas
eyecciones coronales pueden llegar a ser tan importantes que las partículas
de alta energía que acompañan a estos procesos al llegar a la tierra
interfieren de manera importante con nuestros sistemas de comunicación.
Por otro lado, muchas estrellas en nuestra galaxia nacen en pares, no de
forma individual como nuestro Sol. Se estima que al menos el 50% de las
estrellas similares al Sol son binarias o sistemas dobles. La presencia de una
compañera también puede acelerar el proceso de pérdida de masa mediante
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esfuerzos gravitatorios entre ambas que pueden incluso llevar a que la
estrella de mayor masa le robe masa a la menos masiva del par.
Todos estos procesos hacen que cuando una estrella llega a la AGB lo hace
ya con una masa menor a la original. Sin embargo, es en la AGB donde se
da el proceso más importante de perdida de masa en la vida de la estrella.
Aquí la estrella puede perder masa a tasas de hasta 10-4 masas solares por
año, es decir, una estrella como el Sol perdería toda su masa en esta etapa en
solo diez mil años. A esta etapa de alta perdida de masa se le conoce como la
etapa de súper viento, y su duración e intensidad dependen nuevamente de la
masa de la estrella en esta etapa; a mayor masa, mayor la tasa de perdida de
masa. La estrella se encuentra tratando de estabilizar su estructura interna
que ahora está compuesta por un núcleo de oxígeno y carbono y capas
externas de helio e hidrógeno que generan energía de forma alternada. Las
zonas más externas de la estrella se encuentran compuestas por una extensa
envolvente de menor temperatura donde abundan los complejos moleculares
y granos de polvo.
La estrella se ha inflado, su luminosidad es ahora varias miles de veces
mayor que la que tenía en la secuencia principal y su temperatura superficial
se ha reducido casi a la mitad. Existen grandes diferencias de temperatura en
su interior, lo que ocasiona corrientes convectivas que mezclan el material
de capas internas con zonas externas. Las capas externas de He e H se
expanden y se contraen cíclicamente provocando que la estrella pulse. El
material frío en su envolvente, compuesto de gas atómico, molécular y
granos de polvo, va alejándose y perdiéndose de la estrella, empujado por la
presión de la radiación. La estrella está agonizando y en su desesperado
intento por estabilizarse va perdiendo sus capas externas; incapaz de
retenerlas se alejan de ella como un equipaje ya innecesario para continuar
su viaje.
Esta pérdida de masa durante la AGB se da como un viento denso y lento
que formará la envolvente gaseosa alrededor de la estrella. La estrella que
queda como remanente de este proceso de pérdida de masa es lo que se
conoce como una enana blanca. Esta enana blanca tiene ahora solo una
fracción de la masa y radio originales, típicamente del orden de 0.55 masas
solares y solo 0.4 radios solares. La enana blanca seguirá encogiéndose en
lo que le queda de vida y continuará perdiendo masa, aunque de manera
mucho menos dramática, mediante un viento que se irá convirtiendo
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gradualmente de denso y lento a diluido y rápido. La estrella empezará
también a aumentar su temperatura rápidamente, pudiendo pasar de unos
cuantos miles de grados que tenía durante la AGB a varias decenas de miles
o incluso más de cien mil grados en solo unos diez mil años. Que tan rápido
se da esta transición en temperatura depende nuevamente de la masa de la
estrella al salir de la AGB.
5.1- La fase de proto Nebulosa Planetaria
Al terminar el proceso de intensa pérdida de masa, la estrella enana blanca
tiene una temperatura efectiva de solo unos cuantos miles de grados, aunque
su luminosidad total, también conocida como luminosidad bolométrica, es
de varios miles de luminosidades solares. El material que perdió en la etapa
previa y que ahora rodea a la estrella se encuentra relativamente frío, a solo
unos cuantos cientos de grados. A estas temperaturas la mayoría del gas de
la envolvente se encuentra en estado neutro y molecular. Esta etapa se
conoce como proto- Nebulosa Planetaria. Es decir, la Nebulosa Planetaria
empieza a desarrollarse a partir de gas frío y abundantes granos de polvo,
que son acumulaciones moleculares, y es brillante en longitudes de onda
infrarrojas y en radio frecuencias. La emisión óptica que se observa es
usualmente solo luz de la estrella reflejada en la nube que rodea a la estrella.
La emisión infrarroja se produce por calentamiento de los granos de polvo
que absorben la luz azul de la estrella y la reemiten en el infrarrojo. Por otro
lado, la interacción entre electrones libres en el gas produce radiación de
baja energía que se conoce como radiación libre-libre, pues los electrones
involucrados en el proceso de emisión no están ligados a los átomos. Estas
radiaciones se producen sobre todo un continuo de frecuencias, así como en
algúnas transiciones que producen emisión discreta o en línea, y se detecta
desde el infrarrojo cercano, a longitudes de onda micras hasta radio
frecuencias con longitudes de onda de algunos centímetros.
Paulatinamente la temperatura efectiva de la enana blanca se va
incrementando y empieza a emitir cada vez más fotones ultravioleta con
energía suficiente para ionizar el hidrógeno y excitar otros elementos.
Durante el proceso de ionización fotones ultravioleta con suficiente energía
(> 13.6 ev en el caso del H) son absorbidos por el gas, su energía es
transferida a los electrones que son así desprendidos de sus ligaduras
atómicas. Los átomos pierden su carga negativa y se convierten en iones
positivos. Mientras más fotones uv inciden y son absorbidos por el gas, más
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iones y electrones libres se producen. Los electrones libres tienden a
recombinarse con el primer ion disponible que encuentran, y para hacerlo y
descender hasta el estado de mínima energía posible se ven en la necesidad
de deshacerse de la energía excedente que adquirieron al ser liberados de su
ligadura atómica previa. El electrón descenderá a los niveles de menor
energía como si lo hiciera bajando peldaños en una escalera, lo hará uno a
uno, y cada vez que desciende un peldaño libera energía excedente, a este
proceso se le conoce como recombinación radiativa, dado que cada vez que
el electrón se recombina o baja un peldaño a un estado de menor energía,
radía. La diferencia de energía entre peldaños corresponderá a fotones de
frecuencias o longitudes de onda bien definidas que son ahora emitidos y
serán observadas como líneas de emisión de luz en estas frecuencias.
Esta emisión en forma discreta de energía está asociada con la naturaleza
cuántica que gobierna las leyes físicas de la materia. En términos más
precisos, las órbitas atómicas donde puede residir el electrón se asocian en la
teoría cuántica de la materia con estados de probabilidad ligados a otras
propiedades fundamentales de las partículas elementales, pero para nuestros
propósitos la analogía citada arriba describe de manera adecuada uno de los
procesos básicos de emisión de radiación por un gas que es excitado por
fotones o partículas de luz de suficiente alta energía, emisión de luz discreta
por procesos de recombinación.
5.2- La fase de Nebulosa Planetaria
Cuando la temperatura efectiva de la enana blanca alcanza unos 30,000
grados, la estrella produce ya suficientes fotones de alta energía para ionizar
de forma contundente la mayoría del material que rodea la estrella y se crea
una nebulosa ionizada alrededor de ella, creando así la Nebulosa Planetaria.
La nebulosa emitirá profusamente líneas de emisión correspondientes a las
transiciones de recombinación de hidrógeno, así como otros elementos como
helio y carbono. Adicionalmente a las líneas de emisión que se producen por
efectos de recombinación, existe otro proceso de emisión importante en estas
nebulosas que se conoce como excitación colisional. Como mencionamos
anterioremente, las densidades del gas en estas nebulosas son
extremadamente bajas, con valores típicos de tan solo unas cuantas centenas
de partículas por centímetro cúbico. Por otro lado, los procesos de
calentamiento (absorción de fotones estelares) y enfriamiento (emisión de
fotones por el gas) tienden a llevar a la nebulosa a temperaturas electrónicas
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de equilibrio cercanas a los 10,000 grados. En estas condiciones existen
electrones libres en el gas capaces de excitar por medio de colisiones
algunas transiciones entre niveles particulares de algunos iones, como
nitrógeno, oxígeno y azufre, que no sería posible producir en condiciones de
laboratorio en la tierra.
Las transiciones colisionales o prohibidas son otras de las fuentes
importantes de emisión y enfriamiento de las nebulosas ionizadas. Por
ejemplo, la línea de O2+ que aparece en 5007 Ǻ y a la cual se debe la
coloración verdosa de las Nebulosas Planetarias, corresponde a una de estas
transiciones prohibidas y es una de las líneas de emisión más intensas en
estas nebulosas pues las condiciones físicas que se encuentran en ellas
favorecen la ocurrencia de ésta transición, a través de la cual escapa una
gran cantidad de radiación de la nebulosa. Las líneas de emisión que se
originan en transiciones prohibidas se les denota por convención entre
paréntesis cuadrados para diferenciarlas de otro tipo de transiciones. Así [O
III] representa la transición de oxígeno dos veces ionizado. En esta
nomenclatura, [O I] denota oxígeno neutro, [O II] oxígeno una vez
ionizado, etc. También en el caso de transiciones permitidas de
recombinación, como en el caso del hidrógeno, H I denota hidrógeno neutro
y H II hidrógeno una vez ionizado. Dado que el hidrógeno es el elemento
más simple del Universo, con solo un electrón, este no puede estar más de
una vez ionizado. Por esta razón, a las grandes nubes de gas ionizado que se
encuentran asociadas con regiones de reciente formación estelar y
compuestas principalmente de hidrógeno, se les conoce por el nombre de
regiones H II.
6- Evolución de la Nebulosa Planetaria
Las Nebulosa Planetarias tienen una apariencia general de burbujas con
diversos grados de elongación y con perímetros más brillantes que su
interior. ¿Cómo se desarrollan éstas estructuras? (ver Figura 4)
El modelo básico que explica las morfologias globales de las Nebuosas
Planetarias considera la interacción de un viento “lento” que emerge primero
en la etapa AGB y que interacciona con un viento “rápido” que emerge
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posterioremente de la enana blanca. El material que eyectó la estrella en la
etapa de AGB se expande a velocidades típicas de 10 km s-1, equivalente a
36,000 km h-1 (!a esto le llamamos los astronómos el viento lento!). Esta
pérdida de masa se espera que se dé de forma fundamentalmente isotrópica.
Para cuando se forma la Nebulosa Planetaria han transcurrido ya varios
miles de años desde que éste material empezó a ser expulsado. Este material
ha tenido tiempo de alejarse de la enana blanca, pero su viaje solitario no
durará mucho más una vez formada la Nebulosa Planetaria. El viento rápido
de la enana blanca, se expande ahora a velocidades mucho mayores, del
orden de 2000 km s-1 (¡7,200,000 km h-1!) Esto provocará
irremediablemente que el viento rápido alcance al lento y choque con él.
Fueron los astrónomos Chris Purton, Pim Fitzgerald y Sun Kwok quienes a
finales de la década de los 70’s desarrollaron el modelo básico de esta
interacción de vientos para explicar el desarrollo dinámico de las estructuras
a gran escala que se observan en la Nebulosas Planetarias (ver Figura 5).
Sabemos ahora que la transición de tasas de pérdida de masa y velocidad de
los vientos estelares, al evolucionar la estrella de la AGB hacia Nebulosa
Planetaria, es gradual y en ocasiones incluso se ha detectado cierta
intermitencia en estos procesos, es decir que algunos objetos han mostrado
fuertes variaciones de pérdida de masa en su transición entre las etapas de
proto-Nebulosa Planetaria y Nebulosa Planetaria. A manera de ejemplo, sin
embargo, supongamos que el viento lento se ha estado expandiendo a una
velocidad constante de 10 km s-1. Después de 30,000 años éste se encontrará
a una distancia de un año luz de la estrella o poco más de 63,000 unidades
astronómicas ( 1 unidad astronómica es la distancia que hay entre la tierra y
el Sol, equivalente a 150 millones de kilómetros) la enana blanca enciende
ahora un viento rápido de 2000 km s-1. A este viento rápido le tomará solo
150 años alcanzar al material lento.
Es conveniente hacer un paréntesis para mencionar que en astronomía se
utiliza comúnmente una medida de distancia que se conoce como parsec y
que se deriva de la distancia que hay desde el Sol hacia una estrella que
presenta una paralaje de un segundo de arco. 1 parsec = 3.08 x 108 cm. La
distancia que la luz recorre en un año es 9.4605 x 1017 cm, i.e. la luz
necesita de 3.25 años para recorrer un parsec. Nuestro viento lento ha
recorrido entonces 0.3 parsecs después de haber emergido de la estrella.
Dimensiones de 0.3 parsecs, como el de nuestro ejemplo, son tamaños
típicos de Nebulosas Planetarias, aunque algunas pueden alcanzar
dimensiones mucho mayores.
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El lector tal vez se sorprenderá de que se utilicen unidades como centímetros
para referir distancias tan grandes como las involucradas en objetos
astronómicos. El uso del sistema cgs es una convención en astrofísica.
Al alcanzar el viento rápido al lento se producirá un choque que comprimirá
al material. Este choque entre los dos vientos tiene consecuencias
importantes en el desarrollo de la estructura y evolución de la nebulosa. El
viento rápido barre y acumula al material lento conforme lo va alcanzando y
va creando un cascarón brillante que se detecta como la periferia de la
nebulosa. Este cascarón se expande a velocidades supersónicas, del orden de
20 – 30 km s-1 y va chocando también al material más externo, conocido
como halo de la Nebulosa Planetaria y que se sigue moviendo a velocidades
típicas de 10 km s-1 , que es aproximadamente la velocidad con que viaja el
sonido en este medio. A este choque se le conoce como el choque externo.
El viento rápido continúa emergiendo de la estrella y chocando con la zona
interna del material que se ha ido acumulando en el cascarón y le alimenta
energía cinética. A este segundo choque se le conoce como el choque
interno.
La existencia del viento rápido había sido ya confirmada desde la década de
los 80’s por el satélite IUE, International Ultraviolet Explorer, encontrando
vientos en Nebulosas Planetarias con velocidades entre 1500 y 4000 km s-1.
Sin embargo, quedaba un elemento clave del modelo por confirmar. El
viento rápido al chocar con el viento lento debe transformar una gran
cantidad de su energía cinética en energía térmica lo cual eleva la
temperatura del gas en varios ordenes de magnitud, pudiendo alcanzar
temperaturas de varios cientos de miles de grados. Este gas muy caliente,
aunque de muy baja densidad, deberá deshacerse de la energía excedente
que ha recibido y lo hará emitiendo en rayos X. Así, la presencia de una
burbuja interna de gas difuso muy caliente y emitiendo fotones de muy alta
energía era una de las predicciones del modelo de vientos interactuantes.
Hasta hace poco años, dicha emisión no había podido ser confirmada dada la
baja resolución y sensibilidad de los telescopios espaciales existentes para
estas longitudes de onda. El lanzamiento del satélite Chandra en 1999,
llevando consigo detectores más sensibles y de mayor resolución angular
brindaron finalmente la confirmación de esta predicción del modelo. Los
astrónomos Yo-Hua Chu de la Universidad de Urbana en Illinois y Joel
Kastner del Center for Astrohysics en Harvard fueron de los primeros en
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obtener observaciones de Nebulosas Planetarias con el satélite Chandra que
confirmaron la existencia de estas burbujas calientes emitiendo rayos X
alrededor de las estrellas centrales de Nebulosas Planetarias (ver Figura 6).
El modelo de vientos interactuantes ha sido refinado por varios grupos de
investigadores en el mundo como son Franz Khan y Kim West de la
Universidad de Manchester; Vincent Icke y Garrelt Mellema, de la
Universidad de Leiden, Adam Frank y Bruce Balick, de la Universidad de
Washington. La comparación de modelos numéricos basados en vientos
interactuantes con observaciones permitieron reproducir la mayoría de las
morfologías observadas y desarrollar clasificaciones morfológicas bastante
exitosas. En estos modelos se debe introducir, adicionalmente a los efectos
de la interacción de los vientos lento y rápido, la presencia de una
acumulación de material de forma toroidal o de dona en la zona ecuatorial.
Esta dona, de mayor densidad que el resto del viento lento, se debe formar
en la etapa previa a la de proto Nebulosa Planetaria por algún mecanismo
que incrementa temporalmente la pérdida de masa de la estrella en las zonas
ecuatoriales al final de la etapa AGB . Este toroide , cuya presencia se
observa claramente en las imágenes, ayuda a enfocar el viento rápido hacia
las zonas polares de la nebulosa. Dependiendo del contraste en densidades
entre el anillo y la envolvente del viento lento se pueden reproducir las
morfologías más comunmente observadas, desde nebulosas esféricas,
cuando el contraste es nulo, elípticas, cuando el contraste es moderado y
bipolares, cuando el contraste es grande.
Así, en la década de los 80’s, el modelo de vientos interactuantes había sido
generalizado, era un modelo robusto y se pensaba que nos daba ya un
entendimiento satisfactorio de la formación y evolución dinámica de las
Nebulosas Planetarias. Sin embargo, este modelo sería duramente retado por
nuevas observaciones a principios de la década de los 90’s, que fueron
también años en que mejores detectores, conocidos como CCD’s (charge
coupled devices) empezaron a estar disponibles en los telescopios del
mundo, permitiendo observaciones más profundas, de mayor rango
dinámico y resolución espacial.
7- Los retos actuales
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Las observaciones de Nebulosas Planetarias se ampliaron y profundizaron
con técnicas modernas a finales de las décadas de los 80’s y principios de los
90’s. El interés se centraría ahora en las estructuras de menor escala angular
dentro de las nebulosas más que en sus macroestructuras. Filamentos
alargados que aparecían de forma simétrica a ambos lados del núcleo de
varias Nebulosas Planetarias resultaban particularmente intrigantes.
En 1993, junto con John Meaburn y John Palmer, de la Universidad de
Manchester, obtuvimos observaciones con el telescopio Anglo-Australiano,
en el hemisferio sur, sobre una Nebulosa Planetaria que mostaba este tipo de
filamentos, compuestos de cadenas de nudos gaseosos y que mostraban la
peculiaridad de aparecer torcidos en sentidos opuestos, como emergiendo de
una fuente en rotación. Nuestras observaciones midieron las velocidades
radiales de estos filamentos y demostraron que efectivamente estas
estructuras eran chorros o jets que se alejaban del núcleo a velocidades del
orden de 100 km s-1 y que además reflejaban un movimiento de rotación o
precesión. La forma que describe un movimiento de este tipo respecto del
centro del que emergen se le conoce como simetría de punto. De forma casi
simultánea, Hugo Schwarz y Romano Corradi, del Obseravatorio Europeo
del Sur encontraban objetos similares, así como Luis Miranda y Joseph Solf
del Instituto Max Planck de Alemania. La presencia de chorros o jets en
Nebulosas Planetarias resultaban algo inesperado y sorprendente en estos
objetos (ver Figura 7).
Los chorros, ejecciones colimadas de material a alta velocidad, se
encuentran en objetos relacionados con discos de acreción o acrecimiento, es
decir material que está cayendo hacia la estrella y contribuye masa,
momento angular y energía cinética a la superficie de la estrella y que son
usados para generar los chorros. Estos chorros usualmente se dan en pares
que son lanzados por los polos, perpendicular al disco, de ahi que se les
llame bipolares. Ejemplos de objetos astrofísicos con chorros bipolares son
los núcleos activos de galaxias, algunos sistemas de estrellas binarias y
estrellas recién formadas. En todos estos casos existe material disponible en
el ambiente para crear el disco de acreción. En el caso de las Nebulosas
Planetarias este elemento estructural no era anticipado por los modelos, la
presencia de chorros no tenían acomodo en el modelo de vientos
interactuantes, a menos que se invocaran elementos adicionales que habían
sido ignorados hasta ahora.
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Las aportaciones del telescopio espacial Hubble mostraron en los años
siguientes que la presencia de chorros y estructuras multipolares en las
primeras etapas de desarrollo de una Nebulosa Planetaria son la norma, más
que una excepción. La visión de como se forma una Nebulosa Planetaria
cambiaba. Nuestro grupo, desde el Instituto de Astronomía en Ensenada
continuamos descubriendo y estudiando objetos similares, muchos de ellos
desde el Observatorio Astronómico Nacional en San Pedro Mártir, aunque
también utilizando el telescopio espacial Hubble y radio telescopios en
Inglaterra y Estados Unidos. En colaboración con Luis Rodríguez, del
IAUNAM-Morelia y John Meaburn de la Universidad de Manchester,
observamos en radio frecuencias y con el HST una de las Nebulosas
Planetarias más enigmáticas conocidas hasta ahora y que habíamos
descubierto en San Pedro Mártir. Encontramos un objeto que ha producido
no una, sino dos Nebulosas Planetarias con chorros de alta velocidad
orientados en cada caso en angulos casi perpendiculares uno del otro. El
origen de este evento doble parece encontrarse en un núcleo binario cuyos
miembros del par han evolucionado consecutivamente hacia la etapa de
Nebulosa Planetaria (ver Figura 8).
Nuestro interés primordial reciente se ha centrado en la caracterización
dinámica de estos fenómenos para poder entender como se originan. En esta
línea de trabajo, hemos explorado marcos teóricos que involucran el posible
desarrollo de discos de acreción por compañeras de la enana blanca, i.e.
sistemas binarios; la influencia de campos magnéticos toroidales y nuevos
modelajes hidrodinámicos. Estos trabajops han sido en colaboración con
Mauricio Reyes-Ruíz, Guillermo García-Segura y Wolfgang Steffen, del
IAUNAM-Ensenada.
Actualmente, grupos en Alemania y Australia desarrollan códigos mejorados
de evolución estelar que nos permitan entender mejor los procesos que
llevan a las estrellas a sus etapas finales. Los satélites ISO y próximamente
STIRF, con sus capacidades de observaciones infarrojas, así como el
próximo conjunto de antenas sensiibles a las ondas milimétricas, ALMA,
permitirán un mejor estudio de las condiciones físicas de las envoloventes
frías de las estrellas en la etapa AGB. Los satélites Chandra y Hubble
continúan brindando evidencias de la presencia de burbujas calientes en el
interior y de estructuras complejas en el interior de las Nebulosas
Planetarias. Los próximos años se espera que sean de resultados importantes
en el entendimiento de estas estrellas moribundas.
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PIES DE FIGURA
Figura 1- Diagrama esquemático de los destinos de las estrellas de acuerdo a
su masa. Las estrellas menos masivas terminan sus días como enanas frías,
rojas. Las estrellas de masa intermedia, como el Sol, se transforman a lo
largo de su evolución en Gigantes Rojas y posteriormente se desprenden de
sus capas externas creando una Nebulosa Planetaria. La estrella muere como
una enana blanca. Las estrellas más masivas terminan sus días explotando
como Supernovas y el remanente estelar es una estrella de neutrones o un
hoyo negro.
Figura 2- Las estrellas generan su energía primero convirtiendo en su núcleo
4 átomos de hidrógeno en uno de helio. En etapas más avanzadas este
proceso se desplaza a las capas externas y en el núcleo se genera energía
convirtiendo 3 átomos de helio en uno de carbono. Estos mecanismos de
generación de energía van produciendo en la estrella una estructura como de
cebolla, donde diferentes capas se van desarrollando a medida que la estrella
envejece. En las estrellas más masivas el núcleo llega a procesar hasta
Fierro.
Figura 3- El diagrama Hertzprung – Russell muestra la distribución de las
estrellas de acuerdo a su temperatura efectiva o superficial y su luminosidad.
La distribución de las estrellas en este diagrama indica su estado evolutivo.
Su distribución en la secuencia principal indica también su masa. Las más
masivas son las más calientes y las menos masivas las más frías. En el panel
inferior se muestra de forma esquemática la trayectoria evolutiva que
seguiría una estrella como el Sol, es decir una estrella de una masa solar.
Figura 4- Un ejemplo clásico de una Nebulosa Planetria es NGC 6720,
también conocida como la Lyra. Esta imagen fue obtenida por el telescopio
espacial Hubble.
Figura 5- Diagrama esquemático del modelo de vientos interactuantes.
Figura 6- La Nebulosa Planetaria NGC 6543, también conocida como Ojo
de Gato. La imagen de la izquierda representa la burbuja (elongada) caliente
que emite en rayos X, observada por el satélite Chandra. La imagen de la
derecha muestra a la misma nebulosa observada por el telescopio espacial
Hubble en líneas de emisión colisionales.
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Figura 7- Ejemplos de Nebulosas Planetrias con chorros bipolares y simetría
de punto. A la izquierda Fleming 1, a la derecha IC 4634.
Figura 8- La Nebulosa Planetaria KjPn 8, descubierta en el Observatorio
Astronómico Nacional de San Pedro Mártir. La imagen del panel inferior
muestra el núcleo de la nebulosa observado a alta resolución espacial por el
telescopio espacial Hubble.
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