La edad de NGC 2392 se estima en unos 10.000 a\u00f1os, y est\u00e1 compuesta por dos l\u00f3bulos el\u00edpticos de materia saliendo de la estrella<\/a> moribunda. Desde nuestra perspectiva, unos de los l\u00f3bulos est\u00e1 delante del otro.<\/p>\n Se cree que la forma de la nebulosa se debe a un anillo de material denso alrededor del ecuador de la estrella expulsado durante la fase de\u00a0gigante roja<\/a>. Este material denso es arrastrado a una velocidad de 115.000\u00a0km\/h<\/a>, impidiendo que el\u00a0viento estelar<\/a>, que posee una velocidad mucho mayor, empuje la materia a lo largo del ecuador. Por el contrario, este viento de gran velocidad (1,5 millones de km\/h) barre material por encima y debajo de la estrella, formando burbujas alargadas. Estas burbujas, de 1 a\u00f1o luz de longitud y la mitad de anchura, tienen filamentos de materia m\u00e1s densa. No obstante, las l\u00edneas que van de dentro a afuera en el anillo exterior (en la capucha) no tienen todav\u00eda explicaci\u00f3n, si bien su origen puede deberse a la colisi\u00f3n entre gases de baja y alta velocidad.<\/p>\n Fue descubierta por\u00a0William Herschel<\/a> el 17 de enero de\u00a01787<\/a>.”<\/p>\n <\/p>\n De este tipo de Nebulosas, las planetarias, la situada en Aquarius y conocida como NGC 7293, la Nebulosa de la H\u00e9lice, o, en ocasiones Nebulosa del Girasol, es la nebulosa planetaria m\u00e1s cercana, a 450 a.l., y la m\u00e1s grande de tama\u00f1o aparente, casi \u00bc\u00ba. Est\u00e1 ionizada por la estrella central muy caliente de magnitud 13 con una temperatura de 50.000 K.<\/p>\n Estamos viendo una brillante nube de gas y polvo luminoso que rodea a una estrella altamente evolucionada. Una Nebulosa planetaria se forma cuando una gigante roja eyecta sus capas exteriores a velocidades de unos 10 km\/s.<\/p>\n El gas eyectado es entonces ionizado por la luz ultravioleta procedente del n\u00facleo caliente de la estrella. A medida que pierde materia este n\u00facleo queda progresivamente expuesto, convirti\u00e9ndose finalmente en una estrella enana blanca<\/a> de enorme densidad y que encuentra su estabilidad mediante la degeneraci\u00f3n de los electrones<\/a> que frenan la contracci\u00f3n de la estrella iniciada por la fuerza de gravedad que se ve as\u00ed impedida de seguir en su trabajo de contraer m\u00e1s y m\u00e1s a la estrella.<\/p>\n Las Nebulosas planetarias tienen t\u00edpicamente un di\u00e1metro de 0,5\u00a0 a.l., y la cantidad de materia eyectada es de 0,1 masas solares o m\u00e1s. Debido a la alt\u00edsima temperatura del n\u00facleo, el gas\u00a0 de la nebulosa est\u00e1 muy ionizado. La Nebulosa planetaria dura unos 100.000 a\u00f1os, tiempo durante el cual una fracci\u00f3n apreciable de su masa es devuelta al espacio interestelar.<\/p>\n De hecho, las formas detalladas de las nebulosas planetarias reveladas por los modernos telescopios cubren muchos tipos diferentes, incluyendo las que tienen forma de anillo (como la Nebulosa Anular), forma de pesas o irregular.<\/p>\n Algunas Nebulosas planetarias presentan ansae, unas peque\u00f1as extensiones a cada lado de la estrella central, que se piensa que son producidas por la eyecci\u00f3n a alta velocidad de material de un flujo bipolar.<\/p>\n Alg\u00fan d\u00eda, dentro de unos 4.000 a\u00f1os, nuestro Sol, cuando agote su combustible nuclear de fusi\u00f3n, se convertir\u00e1 en una Gigante roja cuya \u00f3rbita engullir\u00e1 a Mercurio y Venus y, probablemente a la Tierra tambi\u00e9n. Cuando llegue al momento cr\u00edtico, eyectar\u00e1 sus capas exteriores al espacio y formar\u00e1 una Nebulosa planetaria como la que vemos a la derecha de esta p\u00e1gina o parecida.<\/p>\n Pero, mucho antes de que eso llegue, las temperaturas ser\u00e1n tan altas que los mares y oc\u00e9anos de la Tierra se evaporar\u00e1n, y, amigos, para entonces, si queremos preservar nuestra especie, tendremos que haber buscado otros mundos donde situar a la especie Humana que, ya no podr\u00e1 vivir en la Tierra, aquel planeta azul y lleno de vida que un d\u00eda hizo posible que nosotros lleg\u00e1ramos aqu\u00ed para contemplar asombrados, las cosas maravillosas que el Universo nos quiere mostrar.<\/p>\n Esquimal o Nebulosa de Cara de payaso son otros nombres por los que es conocida esta singular nebulosa que se hizo famosa een el a\u00f1o 2.000 cuando el Hubble<\/a> tom\u00f3 de ella una imagen tan sugestiva.<\/p>\n Una\u00a0nebulosa planetaria<\/strong> es una\u00a0nebulosa de emisi\u00f3n\u00a0consistente en una envoltura brillante en expansi\u00f3n de\u00a0plasma<\/a>\u00a0y\u00a0gas\u00a0ionizado, expulsada durante la fase de\u00a0rama asint\u00f3tica gigante\u00a0que atraviesan las estrellas\u00a0gigantes rojas\u00a0en los \u00faltimos momentos de sus vidas.<\/p>\n El nombre se debe a que sus descubridores, en el\u00a0siglo XVIII,\u00a0observaron que su aparencia era similar a los\u00a0planetas gigantes\u00a0vistos a trav\u00e9s de los\u00a0telescopios\u00a0\u00f3pticos de la \u00e9poca, aunque realmente no tienen ninguna relaci\u00f3n con los\u00a0planetas.\u00a0Se trata de un fen\u00f3meno relativamente breve en t\u00e9rminos astron\u00f3micos, que dura del orden de las decenas de miles de a\u00f1os (el tiempo de vida de una estrella com\u00fan ronda los diez mil millones de a\u00f1os). Al final de la vida de las estrellas que alcanzan la fase de\u00a0gigante roja, las capas exteriores de la estrella son expelidas debido a pulsaciones y a intensos\u00a0vientos estelares. Tras la expulsi\u00f3n de estas capas, subsiste un peque\u00f1o n\u00facleo de la estrella, el cual se encuentra a una gran temperatura\u00a0y brilla de manera intensa. La radiaci\u00f3n\u00a0ultravioleta\u00a0emitida por este n\u00facleo\u00a0ioniza\u00a0las capas externas que la estrella hab\u00eda expulsado.<\/p>\n Las nebulosas planetarias son objetos de gran importancia en\u00a0astronom\u00eda, debido a que desempe\u00f1an un papel crucial en la\u00a0evoluci\u00f3n qu\u00edmica de las galaxias, devolviendo al\u00a0medio interestelar\u00a0metales pesados\u00a0y otros productos de la\u00a0nucleos\u00edntesis<\/a>\u00a0de las estrellas (como\u00a0carbono, nitr\u00f3geno ox\u00edgeno\u00a0y\u00a0calcio). En\u00a0galaxias\u00a0lejanas, las nebulosas planetarias son los \u00fanicos objetos de los que se puede obtener informaci\u00f3n \u00fatil acerca de su composici\u00f3n qu\u00edmica.<\/p>\n Las im\u00e1genes tomadas por el\u00a0telescopio espacial Hubble<\/a>\u00a0han revelado que muchas nebulosas planetarias presentan morfolog\u00edas extremadamente complejas.\u00a0Solamente en torno a un quinto de ellas muestran formas m\u00e1s o menos\u00a0esf\u00e9ricas.\u00a0El mecanismo que produce esta amplia gama de formas no se comprende todav\u00eda muy bien, aunque se cree que las\u00a0estrellas binarias centrales,\u00a0los vientos estelares\u00a0y los\u00a0campos magn\u00e9ticos\u00a0podr\u00edan ejercer un papel importante.<\/p>\n Las nebulosas planetarias se forman cuando una\u00a0estrella\u00a0que posee entre 0,8 y 8\u00a0masas solares\u00a0(M\u2299<\/sub>) agota su combustible nuclear. Por encima del l\u00edmite de 8 M\u2299<\/sub> la estrella explotar\u00eda originando una\u00a0supernova.<\/p>\n Durante la mayor parte de sus vidas las estrellas se encuentran brillando debido a las reacciones de\u00a0fusi\u00f3n nuclear\u00a0que tienen lugar en el n\u00facleo estelar. Esto permite que la estrella se encuentre en\u00a0equilibrio hidrost\u00e1tico, pues la fuerza que la\u00a0gravedad\u00a0ejerce hacia el centro de la estrella intentando comprimirla es compensada por la suma de las presiones hidrost\u00e1tica y\u00a0de radiaci\u00f3n, que act\u00faan intentando expandir el sistema.\u00a0Las estrellas que cumplen esto est\u00e1n situadas en la zona de\u00a0secuencia principal\u00a0en el\u00a0diagrama Hertzsprung-Russell<\/a>, donde se encuentran la mayor parte de las mismas.<\/p>\n Las estrellas de masas medias y bajas, como las que forman nebulosas planetarias, permanecen en la secuencia principal durante varios miles de millones de a\u00f1os, consumiendo\u00a0hidr\u00f3geno\u00a0y produciendo\u00a0helio\u00a0que se va acumulando en su n\u00facleo, el cual no tiene suficiente temperatura para provocar la fusi\u00f3n del helio, quedando \u00e9ste inerte. Progresivamente se va acumulando helio hasta que la presi\u00f3n de radiaci\u00f3n en el n\u00facleo no es suficiente para compensar la fuerza gravitatoria generada por la masa de la estrella, por lo que aqu\u00e9l se comprime. Esta compresi\u00f3n genera calor que provoca una aceleraci\u00f3n de la fusi\u00f3n del hidr\u00f3geno de las capas exteriores, que se expanden.\u00a0Como la\u00a0superficie\u00a0de la misma aumenta, la energ\u00eda que produce la estrella se difunde sobre un \u00e1rea m\u00e1s amplia, resultando en un enfriamiento de la\u00a0temperatura superficial\u00a0y por tanto en un enrojecimiento de la estrella. Se dice entonces que la estrella entra en la fase de\u00a0gigante roja.<\/p>\n El n\u00facleo, compuesto totalmente por helio, contin\u00faa comprimi\u00e9ndose y calent\u00e1ndose en ausencia de reacciones nucleares, hasta se alcanza la temperatura que posibilita la fusi\u00f3n del\u00a0helio\u00a0en\u00a0carbono\u00a0y\u00a0ox\u00edgeno\u00a0(unos 80-90 millones de\u00a0kelvin), volviendo de nuevo al equilibrio hidrost\u00e1tico.\u00a0Pronto se formar\u00e1 un n\u00facleo inerte de carbono y ox\u00edgeno rodeado por una capa de helio y otra de hidr\u00f3geno, ambas en combusti\u00f3n. Este estadio de las gigantes rojas se denomina\u00a0rama asint\u00f3tica gigante.<\/p>\n Las reacciones de fusi\u00f3n del helio son extremadamente sensibles a la temperatura, siendo su proporcionalidad del orden de T40<\/sup>, en temperaturas relativamente bajas.\u00a0La estrella entonces se vuelve muy inestable debido a la influencia que pueden llegar a tener las variaciones de temperatura; un aumento de s\u00f3lo el 2% en la temperatura de la estrella doblar\u00eda el ritmo al que se producen estas reacciones, liber\u00e1ndose una gran cantidad de\u00a0energ\u00eda que aumentar\u00eda la temperatura de la estrella, por lo que provocar\u00eda que la capa de helio en combusti\u00f3n se expandiera para enfriarse r\u00e1pidamente. Esto da lugar a violentas pulsaciones, que finalmente adquieren la intensidad suficiente como para expulsar por completo la\u00a0atm\u00f3sfera\u00a0estelar al espacio.<\/p>\n Los\u00a0gases\u00a0eyectados forman una nube de material alrededor del ahora expuesto n\u00facleo de la estrella. A medida que la atm\u00f3sfera se desplaza alej\u00e1ndose de la estrella, se exponen cada vez capas m\u00e1s profundas y calientes del n\u00facleo. Cuando la superficie expuesta alcanza una temperatura de 35 000\u00a0K, se emiten suficientes\u00a0fotones<\/a>\u00a0ultravioletas\u00a0como para\u00a0ionizar\u00a0la atm\u00f3sfera eyectada, haci\u00e9ndola brillar. La nube se ha convertido en una nebulosa planetaria.<\/p>\n Una vez comenzada la\u00a0fase\u00a0de nebulosa planetaria, los gases expulsados viajan a velocidades de varios kil\u00f3metros por segundo respecto de la estrella central. \u00c9sta se convierte en el\u00a0remanente\u00a0(enana blanca<\/a>) de la estrella\u00a0gigante roja\u00a0anterior, y est\u00e1 formada por\u00a0carbono\u00a0y ox\u00edgeno\u00a0con sus\u00a0electrones\u00a0degenerados, con escaso\u00a0hidr\u00f3geno, ya que la mayor parte fue expulsado en la fase anterior de\u00a0rama asint\u00f3tica gigante.<\/p>\n A medida que el gas se expande, la estrella central experimenta una evoluci\u00f3n en dos etapas: primero, contray\u00e9ndose a la par que se calienta, quem\u00e1ndose el hidr\u00f3geno de la capa exterior al n\u00facleo. En esta etapa la estrella central mantiene una\u00a0luminosidad\u00a0constante, alcanzando finalmente temperaturas de en torno a 100.000 K. En segundo lugar, la estrella sufre un proceso de enfriamiento cuando la capa de hidr\u00f3geno exterior se ha consumido, perdiendo adem\u00e1s algo de masa. El remanente irradia su\u00a0energ\u00eda\u00a0pero las reacciones de fusi\u00f3n\u00a0dejan de producirse, ya que ha perdido mucha masa y la que le queda no es suficiente para alcanzar las\u00a0temperaturas\u00a0necesarias para desencadenar este tipo de procesos. La estrella se enfr\u00eda de tal modo que la radiaci\u00f3n ultravioleta irradiada no es lo suficientemente intensa como para ionizar el gas distante.<\/p>\n La fase de nebulosa planetaria finaliza cuando la nube de gas se recombina, abandonando el\u00a0estado de plasma<\/a>\u00a0y volvi\u00e9ndose invisible. Para una nebulosa planetaria t\u00edpica, la duraci\u00f3n de esta fase es de aproximadamente 10.000 a\u00f1os.\u00a0El remanente estelar, una\u00a0enana blanca<\/a>, permanecer\u00e1 sin sufrir apenas cambios en su evoluci\u00f3n, enfri\u00e1ndose muy lentamente.<\/p>\n Las nebulosas planetarias presentan formas muy dispares, desde irregulares y de apariencia compleja hasta casi perfectamente esf\u00e9ricas. Sin embargo, \u00e9stas \u00faltimas apenas suman el 20% del total.<\/p>\n La mayor\u00eda de las nebulosas planetarias pueden clasificarse seg\u00fan su forma en\u00a0esf\u00e9ricas,\u00a0el\u00edpticas, o\u00a0bipolares\u00a0(vistas desde la\u00a0Tierra, ya que la forma depende del \u00e1ngulo con el que se las mire). Sin embargo, en menor medida tambi\u00e9n existen otras formas, como\u00a0anulares, cuadripolares,\u00a0helicoidales, irregulares, y de otros tipos. <\/sup>La nebulosa planetaria\u00a0Abell 39\u00a0presenta forma esf\u00e9rica, y la\u00a0Nebulosa Retina (IC 4406) forma\u00a0bipolar. En muchas ocasiones la forma da nombre a la nebulosa, como es el caso de la\u00a0Nebulosa del Anillo, la\u00a0Nebulosa de la H\u00e9lice, la\u00a0Nebulosa de la Hormiga, o, la Nebulosa Esquimal o Cara de Payaso.<\/p>\n Las nebulosas planetarias bipolares se encuentran cerca del\u00a0plano gal\u00e1ctico\u00a0(3\u00ba m\u00e1ximo), por lo que fueron creadas por estrellas j\u00f3venes muy masivas (tipo espectral\u00a0A), al contrario que las esf\u00e9ricas, m\u00e1s alejadas del plano gal\u00e1ctico (de 5\u00ba a 12\u00ba), y cuyas estrellas progenitoras eran m\u00e1s antiguas y menos masivas, similares al\u00a0Sol\u00a0(tipo espectral G). Las el\u00edpticas se encuentran en un intervalo intermedio (tipo espectral B, 3\u00ba-5\u00ba). Esto es indicativo de que la masa de la estrella progenitora determina las caracter\u00edsticas morfol\u00f3gicas de la nebulosa planetaria, influyendo por lo general en mayor medida que otros factores tales como la\u00a0rotaci\u00f3n\u00a0o el\u00a0campo magn\u00e9tico.\u00a0Adem\u00e1s, cuanto m\u00e1s masiva es la estrella m\u00e1s irregular se torna la nebulosa.<\/p>\n La raz\u00f3n de la amplia variedad de formas no se comprende bien,\u00a0aunque podr\u00edan deberse a\u00a0interacciones gravitatorias\u00a0causadas por una estrella compa\u00f1era en\u00a0sistemas estelares binarios\u00a0(estrellas dobles). Otra posibilidad radica en que los\u00a0planetas\u00a0perturben el flujo de material expelido por la estrella. En enero de\u00a02005\u00a0se anunci\u00f3 la primera detecci\u00f3n de\u00a0campos magn\u00e9ticos\u00a0alrededor de las estrellas centrales de dos nebulosas planetarias, y se postul\u00f3 que \u00e9stos podr\u00edan ser causantes totales o parciales de la forma de la nebulosa.<\/p>\n Esta Nebulosa de hoy, seg\u00fan las distintas fuentes que podamos consultar, se encuentra a 1.400, a 3.000, a 4.000, o, a 2.870 a.l. de la Tierra. La verdad es que, no se sabe con seguridad a qu\u00e9 distancia est\u00e1 \u00e9sta y otras Nebulosas u objetos cosmol\u00f3gicos que captamos con nuestros telescopios muy lejos de nosotros. Aqu\u00ed podeis curiosear los distintos m\u00e9todos y formas de hallar distancias las distancias a las que se encuentran los distintos objetos que podemos observar: http:\/\/www.astronom\u00eda.cosmolog\u00eda\/ABC. htm.<\/p>\n Como no se trata de escribir aqu\u00ed un tratado de las Nebulosas planetarias, aqu\u00ed lo dejamos por hoy pero, eso s\u00ed, advirtiendo que, a\u00fan hoy en pleno siglo XXI, desconocemos muchos de los mecanismos por los que se rigen las fases de transformaci\u00f3n de estas nebulosas.<\/p>\n Que disfruteis del d\u00eda.<\/p>\nFase de nebulosa planetaria<\/h3>\n
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