Una nebulosa planetaria es un hermoso objeto creado durante las etapas finales de la vida de una estrella cuya masa de nacimiento estaba entre 1 y 8 masas solares. El halo de gas tenue y colorido que compone la nebulosa y rodea a la estrella moribunda es en realidad material que originalmente era parte de la estrella misma, pero que ha sido desechado y se está expandiendo hacia el espacio interestelar. Brilla como resultado de ser calentado por la radiación ultravioleta producida por la estrella moribunda. La palabra planetario es realmente engañosa, ya que estos objetos no tienen nada que ver con los planetas de nuestro sistema solar. Más bien, adquirieron el nombre porque cuando fueron observados por primera vez en el siglo XIX, su apariencia extendida (en comparación con la imagen de punta de una estrella normal) recordó a los astrónomos la forma en que aparecen planetas como Urano y Neptuno en un telescopio. En una galaxia como nuestra propia Vía Láctea se estima que hay varios miles de nebulosas planetarias al mismo tiempo. La mayoría de ellos están concentrados hacia el plano del disco de la Vía Láctea, pero también se sabe que algunos existen en el halo y un número se ha identificado en el bulbo de la galaxia también.

¿Qué es tan interesante de las nebulosas planetarias? Los astrónomos se sienten atraídos por estudiar estos objetos porque brindan oportunidades para analizar material que una vez fue parte de una estrella brillante. Por ejemplo, al estudiar la composición química de la nebulosa, podemos comprender el material con el que se formó originalmente la estrella. Además, las abundancias de ciertos elementos como el carbono y el nitrógeno en la nebulosa revelan detalles sobre los procesos físicos que ocurrieron dentro de la estrella durante su vida de fusión nuclear. Estudiar las nebulosas planetarias nos ayuda a entender cómo cambia o evoluciona una estrella durante su vida.

Pero, ¿por qué y cómo se forma una nebulosa planetaria en primer lugar? Curiosamente, está relacionado con la batalla de toda la vida de la estrella contra la implacable fuerza de la gravedad. Para evitar colapsar sobre sí misma, una estrella mantiene una alta presión interna de gas al crear su propia energía a través de la fusión nuclear. Durante la mayor parte de la vida de la estrella, el combustible principal para la fusión es el hidrógeno, pero a medida que la estrella agota su suministro de este elemento, dependerá cada vez más de elementos más pesados y complejos. En última instancia, sin embargo, los combustibles disponibles se agotan, la estrella se vuelve inestable y expulsa sus capas gaseosas externas que se expanden hacia afuera y forman la nebulosa. Aquí se proporcionan dos fuentes principales de datos para más de 160 nebulosas planetarias: un espectro y una imagen digital. Las líneas de cada espectro se pueden analizar para determinar las propiedades nebulares, como la composición química, la temperatura y la densidad. Las imágenes, a su vez, brindan la oportunidad de estudiar la morfología de cada nebulosa y, idealmente, poder correlacionarla en el futuro con la composición.

Hemos escrito tres ejercicios de folletos haciendo uso de esta base de datos. El primero es una breve introducción a las líneas de emisión en nebulosas planetarias; el ejercicio utiliza los niveles máximos de ionización en tres nebulosas como un «termómetro» para indicar las temperaturas relativas de la estrella central. El segundo ejercicio explica el decremento de Balmer y su variación observada causada por el enrojecimiento interestelar, para permitir inferencias sobre la distribución del polvo en la Vía Láctea. El tercer ejercicio explora el uso de las líneas S + para determinar la densidad de las nebulosas.

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