Nebulosas

NEBULOSA Roberto Bartali Una nebulosa es una acumulación de gas y polvo que se encuentra en el espacio interestelar cuyo material se encuentra unido por la gravedad. Su densidad es muy variable desde pocos átomos y partículas por centímetro cúbico hasta más de 10 mil partículas y átomos por centímetro cúbico. Las nebulosas se forman por • Acumulación de materia interestelar (gas y polvo) • Explosión de supernovas • Colisiones de rocas y planetas • Expulsión de materia en estrellas viejas Dependiendo de su conformación, densidad, origen y de la posición de las estrellas en las cercanías o en su interior las podemos clasificar en 6 clases distintas: • Emisión. • Planetaria. • Reflexión. • Oscura. • Molecular. • Remanente de Supernova. Nebulosa de Emisión Es una nube de gas muy caliente, normalmente ionizado. Los átomos en el interior de la nube son energizados por la luz ultravioleta emitida por estrellas muy masivas y calientes ya sea cercanas o en su interior. La temperatura del gas ionizado es de cerca de 7 mil grados y puede alcanzar los 20 mil grados. Cuando lo átomos regresan a su estado natural de reposo, emiten radiación. Debido a que la mayor parte del gas que contienen es hidrógeno, la luz que emiten es roja. Pueden emitir luz a diferentes longitudes de onda debido a la presencia átomos de otros elementos, pero en cantidades muy pequeñas. En las nebulosas de emisión, encontramos normalmente estrellas recién nacidas o muy jóvenes, inclusive son lugares de formación de nuevas generaciones de estrellas. La densidad típica de estas nebulosas es de 100 millones a 10 mil millones de átomos por metro cúbico. Su tamaño puede ser de cientos de años luz. Las siguientes fotografías son ejemplos de nebulosas de emisión. NGC7000, Nebulosa “Norte América”, cortesía de: http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap960606.html

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NGC2237 Nebulosa “Rosetta”, cortesía de: http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap000111.html

M20 Nebulosa “Trifida”, cortesías de: http://fusedweb.pppl.gov/CPEP/Chart_Pages/5.Plasmas/Nebula/Graphics/Space/Trifid.AAO.lg.gif

Nota: la parte roja es de emisión y la parte azul es de reflexión.

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M42 Nebulosa de Orión, cortesías de: http://www.seds.org/messier/Jpg/m42.jpg

Nebulosas de Reflexión Son nubes de polvo y gas que reflejan la luz emitida por una o más estrellas cercanas, debido a que se componen en su mayor parte de partículas muy pequeñas, son capaces de reflejar mucho más la radiación de longitud de onda pequeña (azul) que la de longitud de onda mayor (roja), por esta razón se ven azules. Las partículas son normalmente polvo de carbono. Su tamaño puede ser de cientos de años luz. Las siguientes fotografías son ejemplos de nebulosas de reflexión.

IC2118 Nebulosa “Cabeza de Bruja”, cortesía de: http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/image/9908/witchhead_gg_big.jpg

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NGC1435 Nebulosa alrededor de Merope en la Pleiades, cortesía de: http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/image/9903/ngc1435_kitahara_big.jpg

NGC6726 Nebulosa de la “Corona Austral”, cortesía de: http://www.ast.cam.ac.uk/AAO/images/captions/aat073.html

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Nebulosa planetaria Están formadas por gases de la parte externa de las estrellas que son expulsados cuando dicha estrella se encuentra hacia el final de su vida. Esto sucede cuando cualquier estrella que se encuentra en la Secuencia principal del diagrama de HR, termina de quemar el hidrógeno. En esta fase la estrella se transforma en una gigante roja, cuyo diámetro puede aumentar 100 veces, pero su núcleo se hace muy pequeño y caliente (250 millones de grados). La temperatura superficial de esta estrella, pero, es muy baja (3500 grados), las partes externas son explulsadas a una velocidad entre 10 y 30 km por segundo. La masa del gas expulsado es de un 10 o un 20% la masa del Sol. La vida de la nebulosa es muy corta, cerca de 50 mil años, debido a que el gas en expansión se hace cada vez menos denso y más frío. En el centro de la nebulosa podemos observar la estrella que la formó que es ahora una enana blanca. Nuestro Sol, dentro de 4500 millones de años entrará en esta etapa y formará una nebulosa planetaria. Su forma es normalmente una esfera o un anillo. Su nombre deriva del hecho de que vistas a través de telescopios no muy potentes se ven como una pequeña esfera difusa, parecida a un planeta. Su tamaño es reducido, menor a un año luz. Las siguientes fotografías son ejemplo de nebulosas planetarias.

Abell39, cortesía de: http://www.noao.edu/jacoby/abell_39.html

M57 Nebulosa del “Anillo”, cortesía de: http://www.seds.org/messier/Jpg/m57.jpg

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NGC7293 Nebulosa “Elice”, la más cercana a nosotros, cortesía de: http://www.seds.org/messier/Pics/Jpg/n7293aat.jpg

NGC6543 Nebulosa “Ojo de Gato”, cortesía de: http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2004/27/

Nebulosa de remanente de supernova Cuando una estrella es muy masiva (de 10 a 100 veces la masa del Sol) su vida es muy corta y su final muy violento. La estrella después de haber quemado el hidrógeno y todos los otros elementos que se han generado durante el proceso (Carbono, Neón, Oxígeno, etc.) queda como un denso núcleo de hierro, el cual colapsa sobre si mismo por efecto de la gravedad. Las partes externas de la estrella también colapsan y esto provoca una enorme explosión durante la cual la mayor parte de su masa viene expulsada hacia el espacio a 6

enormes velocidades (15 mil km/s). La temperatura de los gases es altísima (cientos de millones de grados). Durante esta fase y mientras el gas se expande y se enfría, se forman muchos elementos químicos (los que tienen número atómico mayor a 26 en la tabla periódica de los elementos). Su tamaño es reducido, cerca de un año luz como máximo. Si la onda de choque o los gases en expansión encuentran una nube de gas y polvo, la comprimen lo suficiente como para que los átomos y las partículas de polvo que contiene se acerquen entre si y, por efecto de la gravedad, se empiecen a juntar para formar una nueva estrella. Las siguientes fotografías son ejemplos de remanentes de supernova.

M1 Nebulosa del “Cangrejo”, cortesía de: http://www.seds.org/messier/Pics/More/m1vlt.jpg

Nebulosa “Anillo del Cisne”, cortesía de: http://csep10.phys.utk.edu/guidry/violence/cygnusloop.html

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Cassiopea A, cortesía de: http://www.astro.psu.edu/xray/snr/casa.html

SN1987A, cortesía de: http://th.nao.ac.jp/openhouse/1998/vrml/scene4/sn1987a.jpg

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Nebulosa oscura Conocida también como nebulosa de absorción, es una región en el espacio cuya densidad es muy elevada que no permite el paso de la luz visible a través de ella. Esta constituida en su mayor parte por polvo y, en menor cantidad, por gases. La única diferencia con las nebulosas de reflexión es que estas últimas reflejan la luz de las estrellas que se encuentran a un lado o en frente, mientras que si la estrella se encuentra en la parte de atrás de la nube, no la vemos, pero vemos el contorno muy brillante. Su densidad es muy elevada y puede contener hasta 10 mil partículas por cm cúbico, puede extenderse cientos de años luz. Hasta hace poco se creía que eran regiones del espacio sin estrellas, pero gracias a los telescopios infrarrojos y espaciales, se ha podido ver lo que esta detrás de la nube. Normalmente su temperatura es muy baja. Las siguientes fotografías son ejemplos de nebulosas oscuras.

NGC2264 “Cabeza de Caballo”, cortesía de: http://home.cwru.edu/~sjr16/advanced/archive_hst_2001.html

Nebulosa “Saco de Carbón”, cortesía de: http://www.obspm.fr/messier/Pics/Ngc/cen_crux_car.jpg

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Nebulosa B68, cortesía de: http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2001/phot-02a-01-normal.jpg

Nebulosa de la “Pipa”, cortesía de: http://www.anzwers.org/free/universe/darknebs.html

Nubes Moleculares Son grandes nubes de hidrógeno molecular (H2) (90%) y helio, además contienen una gran variedad de diferentes moléculas complejas, incluyendo agua, de allí viene precisamente su nombre. Su densidad es muy elevada pueden contener hasta 10 millones de moléculas por cm cúbico. Se extienden por cientos de años luz y su temperatura es muy baja, entre 10 y 20 grados Kelvin. Debido a su gran densidad y extensión, pueden contener la masa de 100 millones de estrellas como el Sol. Los campos magnéticos en su interior previenen el colapso gravitacional, manteniendo la nube estable. Cuando alguna estrella pasa cerca o atraviesa una de estas nubes, o, una supernova cercana explota, se crean perturbaciones que provocan el inicio de un proceso de acumulación, llamado acreción, el cual dará vida a una nueva estrella. Contrariamente a las nubes oscuras, están formadas principalmente por gases moleculares. Solamente en el interior de las nubes moleculares es donde se pueden dar el nacimiento de las estrellas y de los sistemas planetarios, precisamente por su elevada 10

densidad. Solo una pequeña cantidad de estrellas pueden formarse dentro de estas nubes, porque una vez que la estrella empieza a quemar el hidrógeno, la fuerte radiación que emite rompe las moléculas de la nube y la dispersa por el espacio. Debido a que la molécula de hidrógeno es muy difícil de detectar se utiliza la molécula del monóxido de carbono (CO) que esta presente dentro de la nube. Las siguientes fotografías son ejemplos de nubes moleculares.

Nube Molecular en la Nebulosa de Orión, cortesía de: http://archive.ncsa.uiuc.edu/Cyberia/Bima/Images/Orion.HST_lg.jpg

Nube Molecular en Carina, cortesía de: http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap030630.html

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Detalle de la Nube Molecular en la nebulosa M16, cortesía de: http://www.solarviews.com/cap/ds/m16a.htm

Nube Molecular en la Nebulosa M16, cortesía de: http://store1.yimg.com/I/skyimage_1844_11694354

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