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Imagen de la Semana
M 27 desde el Observatorio de la AAGC

Nebulosa planetaria M27 (NGC 6853), nebulosa Dumbell, desde el Observatorio de la AAGC (Gran Canaria).

NEBULOSAS PLANETARIAS

Lo primero que llama la atención de las nebulosas planetarias es su nombre. ¿Tienen algo que ver con los planetas? No, lo que ocurre es que cuando se observa a simple vista a través de un telescopio, el aspecto que tienen en general es el de pequeños discos luminosos que recuerdan a los planetas vistos con mucho aumento, por eso, A. Derquier, astrónomo aficionado, dio a estos objetos el nombre de "Nebulosas planetarias" en 1779.

Realmente, las nebulosas planetarias son estructuras gaseosas muy llamativas relacionadas con las fases finales de la vida de las estrellas con masas inferiores a 4 masas solares (Mo). En la escala evolutiva de una estrella, se trata de un periodo bastante corto, y señala la transición de una estrella desde su estado de gigante roja hacia la fase final de enana blanca. Cuando una estrella se encuentra en su fase de gigante y entra en un periodo de pulsos térmicos, produce un viento estelar masivo de baja velocidad (20-30 Km/seg). Este viento estelar gaseoso se extiende por el espacio mientras la estrella central remanente lo ioniza y lo hace brillar. En esta imagen de M27 se aprecia claramente esta estrella situada mas o menos en el centro de la nebulosa.

Debido a la altísima temperatura a la que se encuentra la estrella central la radiación que emite es muy intensa en el ultravioleta. Esta luz ultravioleta, cuando llega a la nebulosa es absorbida por los átomos de hidrógeno y oxígeno y reemitida después en forma de luz visible. A esto se le llama fluorescencia.

La nebulosa Dumbell tiene un diámetro aproximado de 6' de arco. Puesto que se calcula que la estrella central se encuentra a unos 1360 años luz de distancia, se obtiene que el diámetro de la nebulosa es de unos 2.37 años luz. La estrella central tiene una magnitud absoluta Mv= 5.43 (La magnitud de una estrella es una medida de su brillo, por comparación, la magnitud absoluta del Sol es Mvo= 4.83), una temperatura efectiva Teff= 108600 K (Para el Sol Teffo= 5780 K), masa M= 0.56 Mo (Mo -> Masa del Sol) y un radio R= 0.055 +- 0.02 Ro. En realidad, esta estrella no es aún una Enana Blanca (o estrella de neutrones) pero va camino de serlo. Como se ve por el valor de la Teff, las estrellas enanas blancas son de las más calientes conocidas, perteneciendo su tipo espectral a la clase O.

Si suponemos que la nebulosa se expande a unos 15 Km/seg, y que esta velocidad se ha mantenido constante desde que fue creada, podemos estimar su edad. Un año luz, son 9460530000000 Km, y un año tiene 365.25*24*3600= 31557600 segundos, por lo que la velocidad de expansión de la nebulosa es de 0.00005 a.l./año (en notación científica: 5e-5). Como la nebulosa tiene un radio de 1.185 a.l., se deduce que la nebulosa se originó hace unos 24000 años. Esto es muy poco tiempo en la vida de una estrella.

Probablemente, el destino de nuestro Sol es producir también una nebulosa planetaria al final de sus días. Después de eso, se convertirá en una Enana Blanca, muy caliente, pero también muy pequeña. Tras eso, poco a poco se irá apagando hasta extinguirse en una lenta muerte térmica. Pero tranquilos, esto no está previsto que ocurra hasta dentro de unos 5000 millones de años.

Imagen y texto: José Luis Doreste

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