Ayer comencé la actividad en el blog ya bajo el nombre de ‘Ciencia a tu Alcance’ con una tanda de imágenes informativas acerca de las nebulosas planetarias. Viendo que este concepto todavía cae en el terreno de lo arcano para todo aquel ajeno a la Astronomía o incluso apenas iniciándose, junto al de ‘estrella’ o ‘reacción nuclear’ crearé esta entrada para definir cómo se forman y sus características principales con un nivel sencillo. Comencemos, pues, a aprender sobre ellas.

¿Cómo se forma una nebulosa planetaria?

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Nuestro Sol en plena faena.

Una estrella de tamaño estándar en la secuencia principal (entre una y ocho masas solares, aproximadamente), consume durante la práctica totalidad de su existencia hidrógeno (número atómico 1), que convierte en helio (número atómico 2) mediante una reacción de fusión nuclear tan potente que en un segundo libera más energía de la que necesitaremos jamás; este helio, adelanto de cara a dentro de unos párrafos, se acumulará en el núcleo como producto.  Gracias a la energía de estas reacciones, la estrella podrá contrarrestar la enorme fuerza gravitatoria que un objeto de tal masa (de dos a dieciséis quintillones de kilos) genera y vivir durante miles de millones de años de forma estable (un buen ejemplo de ello -y de futura nebulosa planetaria-, es el Sol, que se halla en el ecuador de su vida acercándose a los 5.000 millones de años).

Conforme el hidrógeno se va consumiendo, el núcleo de la estrella pierde progresivamente presión, llegando a un momento en el cual se  hace imposible vencer a una fuerza gravitatoria que se mantiene en los mismos valores: se produce una contracción del núcleo. Dicha compresión, por suerte para el astro, produce una gran cantidad de calor derivada de la cinética de las partículas y muchos otros factores que aumentan tanto la presión del núcleo (la ley de Gay-Lussac acerca de los gases establece que la variación de la presión será siempre proporcional al aumento de la temperatura) como la actividad de fusión del hidrógeno.

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Así lucirá la Tierra instantes antes de ser engullida por el Sol.

La estrella ha vuelto a su actividad común y corriente y comenzará a fusionar gas en sus capas más externas. Esta fusión conllevará que las mismas, lógicamente, se expandan decenas de millones (en algunos casos hasta centenares de millones) de kilómetros (hablamos de estrellas cuyo diámetro es de uno a diez millones de kilómetros, aproximadamente) aumentando así la superficie de la estrella. Debido a que la actividad de producción energética en ausencia de energía exterior permanecerá constante y el radio, como vemos, aumentará, la cantidad energética por unidad superficial irá bajando progresivamente: la estrella se enfriará y tomará el nombre de ‘gigante roja‘. En el caso del Sol, posiblemente nos hubiese engullido tanto a los humanos como a nuestros vecinos, los marcianos, no sin -miles de años antes- haber evaporado toda el agua y aniquilado a todo ser vivo antes de darnos la bienvenida.

En estos momentos nos queda, pues, una estrella cuyas capas continúan expandiéndose, pero cuyo núcleo se va comprimiendo lentamente. Cuando el helio que conforma el mismo (que se fue depositando como producto de la reacción de fusión de la estrella en sus primeros miles de millones de años) se haya comprimido hasta tal punto que su temperatura vague entre los 200 y los 300 millones de grados centígrados, físicamente será capaz de dar lugar a reacciones de fusión más energéticas que, en lugar de producir el helio anterior, den lugar a átomos de carbono (numero atómico 6) y oxígeno (número atómico 8).

Durante este periodo, mucho menos largo, sus capas irán expandiéndose más y más a la par que se irán agotando las reservas de helio y la estrella irá enfriándose: se habrá alcanzado ya la luminosidad máxima en la historia de nuestra estrella (por este orden, primero quedaremos ciegos, luego moriremos, y luego nuestro planeta será engullido). Curiosamente, las contracciones en el seno de la estrella llevarán a la misma a, cada miles de años, fusionar hidrógeno de las capas más externas (residual) y helio (como de costumbre en esta etapa del astro) de forma simultánea y casi refleja, fenómeno al cual se le suele denominar ‘reacción flash’, ‘flash de helio’, ‘flash de helio-hidrógeno’ (debido a que algunos autores se refieren al helio como producto, pero al hidrógeno como reactivo), etc.

Llegados a un punto determinado, tras la fusión de helio y los breves flashes cada miles de años, cuando el helio ya se haya acabado, encontraremos en la estrella como único combustible ‘útil’ para su supervivencia el oxígeno y el carbono. Lo más lógico será pensar que la reacción de fusión debería continuar con la formación de núcleos más pesados, pero esto no es así. La estrella, exangüe, sin mucha presión en su núcleo y con poca energía (cuanto mayor número atómico poseen los elementos resultantes en la reacción, menor energía liberan en proporción a la que se consume) ya no puede hacer frente a los requerimientos de un proceso como el de la síntesis de elementos todavía más masivos y energéticos, por lo que cesa aquí su actividad (salvo en contados casos de estrellas al borde del límite de las 8 a 10 masas solares en los que se produce una reacción más hasta llegar al gas noble más cercano y cuyo final es el mismo).

 

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Nebulosa protoplanetaria del ‘Rectángulo Rojo’. Apréciese su todavía enorme brillo y su elevada simetría.

Nuestra estrella, en la que ya no se produce reacción de ningún tipo -o no de forma apreciable a nivel vital- comienza a expulsar sus capas, como un animal que se desembaraza de su exoesqueleto, de forma contraria a lo que hizo en su fase de ‘gigante roja’ (pues se tornará una ‘enana blanca’). Al descubierto quedarán capas más próximas al núcleo -y de distintos productos- cuya temperatura será exorbitada, de decenas de miles de Kelvin. Al conjunto formado por esta estrella de elevadas temperaturas y a sus capas gaseosas más superficiales en estado de expulsión se lo llamará ‘nebulosa protoplanetaria‘.

Cuando dicha estrella haya expulsado también estas partes calientes, de mayor luminosidad y energía y a miles de kilómetros por segundo, su radio será cien veces menor que el original, por lo que se la denominará ‘enana blanca’, cuya temperatura será muy elevada (debido a que hasta hace relativamente ‘poco’ se desprendió de sus calientes capas y se despidió de su actividad nuclear) pero irá disminuyendo debido al cese de producción de energía tras miles de millones de años acabando así en una ‘enana negra‘ (estrella cuya emisión de radiación es igual a cero). Para llegar a este estado deberían pasar tantos años que ni el Universo lo vería, por lo cual no nos preocupemos por nuestra estrella: su estabilidad nuclear la dejará vivir para siempre, que es lo que importa.

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La Nebulosa del Anillo, en Lira, mucho menos simétrica y más intrincada. En el centro, su estrella madre.

 

Al margen de la estrella, todas las capas eyectadas de plasma, gases ionizados y mezclas elementales de la nebulosa protoplanetaria original irán expandiéndose a miles de kilómetros por segundo alrededor del núcleo de la estrella moribunda cuya temperatura será tan elevada que producirá fotones de luz ultravioleta. Este tipo de luz, de longitud de onda muy corta, será de 2 a 50 veces más energética que la visible, incidirá poderosamente sobre las capas gaseosas de la nebulosa protoplanetaria y las ionizará hasta que desplieguen una gran gama de colores y formas, dependiendo de numerosos factores: se habrá formado ya la nebulosa planetaria.

Esta nebulosa planetaria (una estrella enana blanca casi cien veces menor que el Sol junto con sus coloridas capas gaseosas en estado de excitación) durará unos pocos miles de años (variables según la masa de la estrella y sus componentes, aunque rara vez superiores a los 5.000 ó 10.000) tiempo suficiente para que este gas ionizado pierda su estado y el plasma pierda sus propiedades físicas tales como la carga eléctrica y el magnetismo y, por lo tanto, la luz ultravioleta ya no pueda mantenerla iluminada. Dicho material no dejará de existir jamás, pero sí para nuestros ojos. Lo que quedará será algo como lo de aquí abajo, que se irá ennegreciendo progresivamente:

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Así lucirá nuestro Sol en miles de millones de años. Aunque ni nosotros ni nuestro planeta vayamos a poder contarlo.

Y así es, señoras y señores, cómo vive y cómo muere una estrella de vecino (97% de todas cuantas existen), siempre dejando evidencias de todo cuanto fue. Espero que hayáis disfrutado este relato biográfico ilustrado y vuestras dudas hayan sido resueltas (¡cuánto nos gustará ver ahora esas fotos tan flamantes de Internet y decir ‘yo sé por qué ha pasado esto’!). Si surgiese cualquier duda, hacédmela llegar y os la contestaré lo más breve posible; si os ha gustado, podéis dejar vuestra opinión y, si queréis que se trate cualquier tema científico de cara a un futuro no dudéis en sugerirlo.

¡Hasta la próxima!

 

 

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4 comentarios en “¿Cómo se forman las nebulosas planetarias?

  1. Buena entrada, bien escrita, con claridad, sencillez y rigor. a un nivel que cualquiera puede entender. Como cuestión que me interesa es ¿ocurre igual en los sistemas binarios? en éstos ¿puede una de ellas formar una nebulosa planetaria y cómo se afectan una a la otra?
    Un saludo.

    Le gusta a 1 persona

    1. Muy buenos días, Agüelo Odiseo.

      El tema de las binarias a nivel de nebulosas planetarias es muy complejo. En efecto, las estrellas binarias pueden formar nebulosas planetarias (más de un diez por ciento de las descubiertas sería de este tipo, tal y como se ha podido constatar fotométricamente). Algunos astrofísicos, incluso, van más allá diciendo que las nebulosas planetarias producidas por las estrellas binarias son las únicas con posibilidad de ser visibles debido a los defectos de masa asincrónicos que en ellas se produce y, por tanto, las muertes estelares de astros singulares (como podría ser la del Sol) no producirían objetos visibles. Bien, esas hipótesis son demasiado arriesgadas debido a que esto, como se ha comprobado, no es así. No obstante, convenía citarlo para conocer la totalidad del abanico de opiniones en el seno de la Astrofísica. La respuesta a tu primer interrogante -y al segundo- es un ‘sí’, rotundo y probado.

      En cuanto al último (cómo se afectan) es todavía duda, porque se han observado y estudiado bien pocas. De hecho es una línea de investigación del Instituto de Astrofísica de Canarias, que puede cotejar en última posición de la página en este enlace (http://www.iac.es/proyectos.php?op1=6&op2=107&id=21). Lo poco que se sabe es que los sistemas binarios podrían estar detrás de las nebulosas bipolares (simétricas, generalmente, y con dos partes bien diferenciadas), pero los análisis químicos realizados muestran muchas discrepancias entre objetos (igual que las teorías de los vientos estelares) y por ello necesitamos ‘cuadrar’ las observaciones con los análisis y las hipótesis para lograr definir con más precisión y longitud el proceso de formación de una nebulosa a partir de una estrella binaria. El que dure milenios el proceso de expansión de la nebulosa no ayuda, tampoco, a que podamos esclarecer nuestras dudas sin haber muerto antes, desgraciadamente.

      Espero que mi respuesta le haya ayudado. Si no, coménteme sus dudas y con mucho gusto le informaré, de nuevo. Muchas gracias por su lectura y su comentario y seguimos en contacto. Buenas tardes.

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