Nebulosas y sus tipos.

¿Qué es una nebulosa?
Una nebulosa es una nube interestelar difusa de hidrógeno, polvo, helio y otros gases ionizados. La mayoría de las nebulosas son de gran tamaño, incluso de más de millones de años luz de diámetro y son visibles debido a su fluorescencia causada por las estrellas calientes incrustadas, mientras que otros son tan difusas que sólo pueden ser detectados con largas exposiciones y filtros especiales. Las nebulosas suelen formar estrellas, como en los "Pilares de la Creación"  o en la Nebulosa del Águila. Las formaciones de gas, polvo y otros materiales se unen para formar regiones más densas, que atraen más materia y eventualmente llegarán a ser lo suficientemente densas como para formar estrellas. Se cree que los objetos de los sistemas planetarios como los planetas se forman a partir del material restante de la nebulosa original donde se formó la estrella.

Clases de nebulosa.
Existen distintos tipos de nebulosa dependiendo de su formación y situación en el cosmos, paso a detallar las más comunes:
  • Nebulosa planetaria.
  • Nebulosa de reflexión.
  • Nebulosa oscura.
  • Nebulosa de emisión.
  • Nebulosa protosolar.
  • Remanente de supernova.
Nebulosa planetaria.

Collage de nebulosas planetarias.
Crédito imágenes: NASA/ESA/ESO & Hubble.

Lo que los astrónomos definen como nebulosa planetaria es una definición engañosa porque no tiene nada que ver con la formación de planetas. El termino no es más que una reliquia histórica porque estos objetos parecían discos planetarios a los ojos de los astrónomos en épocas anteriores que los observaban a través de pequeños telescopios ópticos. 

Las nebulosas planetarias se crean a partir del gas en expansión expulsado por estrellas moribundas. Aunque son objetos brillantes y fascinantes en sus etapas iniciales de formación, estas burbujas se van apagando a medida que el gas que las forma se aleja y la estrella central se debilita. Para que se forme una nebulosa planetaria, la estrella envejecida debe tener una masa de menos de unas ocho veces la masa del Sol. Las estrellas más masivas terminan sus vidas de manera dramática, explotando como supernovas.

A medida que estas estrellas menos masivas envejecen, empiezan a dejar sus capas exteriores de gas a merced de los vientos estelares. Cuando la mayoría de estas capas se han disipado, el núcleo estelar caliente restante empieza a emitir radiación ultravioleta que ioniza luego el gas circundante. Esta ionización provoca la expansión fantasmal de las capas de gas que comienzan a brillar con refulgentes colores. Cuando la nebulosa planetaria se ha desvanecido, el remanente estelar arderá durante mil millones de años más antes de consumir todo su combustible. Luego, se convertirá en una pequeña (pero muy densa y caliente) enana blanca que, lentamente, se enfriará a lo largo de miles de millones de años. De hecho, dentro de varios miles de millones de años, el Sol producirá una nebulosa planetaria y luego también pasará sus años crepusculares como una enana blanca.

NGC 1999, Nebulosa de reflexión.
Las nebulosas planetarias desempeñan un papel crucial en el enriquecimiento químico y la evolución del universo. Devuelven al medio interestelar el material de las estrellas, en las que se han creado nuevos elementos como carbono y nitrógeno, así como otros elementos más pesados. De este material pueden surgir nuevas estrellas, planetas y, con el tiempo, incluso vida. De ahí la famosa frase del famoso astrónomo Carl Sagan: "Estamos hechos de materia que procede de las estrellas".

Nebulosa planetaria bipolar.
Es un tipo de nebulosa que se caracteriza por su asimetría axial y por su aspecto con dos lóbulos, suelen tener una apariencia de mariposa o de hormiga dependiendo de la forma de los lóbulos. Se desconoce el mecanismo de formación de estos lóbulos.





Nebulosa de reflexión.
Una nebulosa de reflexión es una nebulosa que refleja la energía procedente de una o más estrellas cercanas.

Nebulosa oscura.
A estas nebulosas se las denomina también nebulosa de absorción, se trata de una acumulación de gas y polvo interestelar no relacionada con ninguna estrella o alejada de esta. Por regla general suelen bloquear completamente la visión de los telescopios.

Nebulosa de emisión.
NGC 2070, nebulosa de emisión.
Es una nebulosa que emite en virtud del gas que la compone, el mecanismo más común es la presencia cercana de una o más estrellas. Estas nebulosas las componen estrellas con masas de alrededor de diez veces la del Sol, estas estrellas jóvenes, masivas y calientes irradian una intensa luz ultravioleta. Cuando esta luz se cruza con los átomos de hidrógeno que permanecen en el vivero estelar que produce las estrellas, los átomos se ionizan, es decir, los átomos de hidrógeno se ven despojados de sus electrones que se vuelven a recombinar de nuevo con los mismos átomos de hidrógeno emitiendo una característica luz roja. Como resultado, estos enormes objetos en forma de nube que brillan con la luz proveniente de los átomos de hidrógeno (y de otros elementos) se conocen como nebulosas de emisión.

Nebulosa protosolar.
Una nebulosa protosolar es una nebulosa de gas o disco de acrecimiento en la que se forma un sistema planetario.

Supernova remanente.
Supernovas remanentes.
Créditos imágenes: Chandra/Hubble/Spitzer.
Un resto de supernova o remanente de supernova, SNR del inglés, es la estructura nebulosa que resulta de la gigantesca explosión de una estrella como supernova. El resto de la supernova está rodeado por una onda de choque en expansión que se conforma del material eyectado por la explosión y del material interestelar barrido y arrastrado durante el proceso. El remanente va desapareciendo a medida que se expande en el medio interestelar quedando detrás una estrella de neutrones o púlsar, o un agujero negro dependiendo de la masa de la estrella. En casos de estrellas hipermasivas, caso muy infrecuente, no suele quedar ningún remanente estelar después de la explosión, tan solo los restos de la nebulosa en expansión.



Créditos:
NGC 1999: NASA/ESA and the Hubble Heritage Team (STSci).
NGC 2070 : ESO/IDA/Danish 1.5 m/R. Gendler, C. C. Thöne, C. Féron, and J.-E. Ovaldsen

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