Nebulosa

Una nebulosa ( del latín "nube, niebla"; ^[1] pl.: nebulosas , nebulosas o nebulosas [ ^{2] [3] [4] [5]} ) es una parte luminiscente distintiva del medio interestelar , que puede consistir en hidrógeno ionizado, neutro o molecular y también polvo cósmico . Las nebulosas son a menudo regiones de formación de estrellas, como en los Pilares de la Creación en la Nebulosa del Águila . En estas regiones, las formaciones de gas, polvo y otros materiales se "agrupan" para formar regiones más densas, que atraen más materia y eventualmente se vuelven lo suficientemente densas como para formar estrellas . Se cree que el material restante forma planetas y otros objetos del sistema planetario .

La mayoría de las nebulosas son de gran tamaño; algunas tienen cientos de años luz de diámetro. Una nebulosa que es visible para el ojo humano desde la Tierra parecería más grande, pero no más brillante, desde cerca. ^[6] La nebulosa de Orión , la nebulosa más brillante del cielo y que ocupa un área dos veces el diámetro angular de la Luna llena , se puede ver a simple vista, pero los primeros astrónomos no la detectaron. ^[7] Aunque son más densas que el espacio que las rodea, la mayoría de las nebulosas son mucho menos densas que cualquier vacío creado en la Tierra (10 ⁵ a 10 ⁷ moléculas por centímetro cúbico): una nube nebular del tamaño de la Tierra tendría una masa total de solo unos pocos kilogramos . El aire de la Tierra tiene una densidad de aproximadamente 10 ¹⁹ moléculas por centímetro cúbico; por el contrario, las nebulosas más densas pueden tener densidades de 10 ⁴ moléculas por centímetro cúbico. Muchas nebulosas son visibles debido a la fluorescencia causada por estrellas calientes incrustadas, mientras que otras son tan difusas que solo se pueden detectar con exposiciones prolongadas y filtros especiales. Algunas nebulosas están iluminadas de forma variable por estrellas variables T Tauri .

Originalmente, el término "nebulosa" se utilizaba para describir cualquier objeto astronómico difuso , incluidas las galaxias más allá de la Vía Láctea . La galaxia de Andrómeda , por ejemplo, alguna vez fue denominada Nebulosa de Andrómeda (y las galaxias espirales en general como "nebulosas espirales") antes de que la verdadera naturaleza de las galaxias fuera confirmada a principios del siglo XX por Vesto Slipher , Edwin Hubble y otros. Edwin Hubble descubrió que la mayoría de las nebulosas están asociadas con estrellas e iluminadas por la luz de las estrellas. También ayudó a categorizar las nebulosas según el tipo de espectros de luz que producían. ^[8]

Alrededor de 150 d. C., Ptolomeo registró, en los libros VII-VIII de su Almagesto , cinco estrellas que parecían nebulosas. También notó una región de nebulosidad entre las constelaciones de la Osa Mayor y Leo que no estaba asociada con ninguna estrella . ^[9] La primera nebulosa verdadera, distinta de un cúmulo de estrellas , fue mencionada por el astrónomo persa musulmán Abd al-Rahman al-Sufi en su Libro de las estrellas fijas (964). ^[10] Observó "una pequeña nube" donde se encuentra la galaxia de Andrómeda . ^[11] También catalogó el cúmulo de estrellas Ómicron Velorum como una "estrella nebulosa" y otros objetos nebulosos, como el cúmulo de Brocchi . ^[10] Las supernovas que crearon la Nebulosa del Cangrejo , SN 1054 , fueron observadas por astrónomos árabes y chinos en 1054. ^{[12] [13]}

En 1610, Nicolas-Claude Fabri de Peiresc descubrió la Nebulosa de Orión con un telescopio. Esta nebulosa también fue observada por Johann Baptist Cysat en 1618. Sin embargo, el primer estudio detallado de la Nebulosa de Orión no fue realizado hasta 1659 por Christiaan Huygens , quien también se creía la primera persona en descubrir esta nebulosa. ^[11]

En 1715, Edmond Halley publicó una lista de seis nebulosas. ^[14] Este número aumentó de manera constante durante el siglo, y Jean-Philippe de Cheseaux compiló una lista de 20 (incluidas ocho desconocidas previamente) en 1746. De 1751 a 1753, Nicolas-Louis de Lacaille catalogó 42 nebulosas del Cabo de Buena Esperanza , la mayoría de las cuales eran previamente desconocidas. Charles Messier luego compiló un catálogo de 103 "nebulosas" (ahora llamadas objetos Messier , que incluían lo que ahora se sabe que son galaxias) en 1781; su interés era detectar cometas , y estos eran objetos que podrían confundirse con ellos. ^[15]

El número de nebulosas aumentó considerablemente gracias a los esfuerzos de William Herschel y su hermana, Caroline Herschel . Su Catálogo de mil nuevas nebulosas y cúmulos de estrellas ^[16] se publicó en 1786. Un segundo catálogo de mil se publicó en 1789, y el tercero y último catálogo de 510 apareció en 1802. Durante gran parte de su trabajo, William Herschel creía que estas nebulosas eran simplemente cúmulos de estrellas sin resolver. Sin embargo, en 1790 descubrió una estrella rodeada de nebulosidad y concluyó que se trataba de una nebulosidad verdadera en lugar de un cúmulo más distante. ^[15]

A partir de 1864, William Huggins examinó los espectros de unas 70 nebulosas. Descubrió que aproximadamente un tercio de ellas tenían el espectro de emisión de un gas . El resto mostraba un espectro continuo y, por lo tanto, se pensó que consistían en una masa de estrellas. ^{[17] [18]} Una tercera categoría se añadió en 1912 cuando Vesto Slipher demostró que el espectro de la nebulosa que rodeaba a la estrella Merope coincidía con los espectros del cúmulo abierto de las Pléyades . Por lo tanto, la nebulosa irradia luz estelar reflejada. ^[19]

En 1923, tras el Gran Debate , quedó claro que muchas "nebulosas" eran en realidad galaxias alejadas de la Vía Láctea .

Slipher y Edwin Hubble continuaron recopilando los espectros de muchas nebulosas diferentes, encontrando 29 que mostraban espectros de emisión y 33 que tenían los espectros continuos de la luz de las estrellas. ^[18] En 1922, Hubble anunció que casi todas las nebulosas están asociadas con estrellas y que su iluminación proviene de la luz de las estrellas. También descubrió que las nebulosas con espectro de emisión casi siempre están asociadas con estrellas que tienen clasificaciones espectrales de B o más calientes (incluidas todas las estrellas de secuencia principal de tipo O ), mientras que las nebulosas con espectros continuos aparecen con estrellas más frías. ^[20] Tanto Hubble como Henry Norris Russell concluyeron que las nebulosas que rodean a las estrellas más calientes se transforman de alguna manera. ^[18]

Existen diversos mecanismos de formación para los diferentes tipos de nebulosas. Algunas se forman a partir de gas que ya se encuentra en el medio interestelar , mientras que otras son producidas por estrellas. Ejemplos del primer caso son las nubes moleculares gigantes , la fase más fría y densa del gas interestelar, que se pueden formar por el enfriamiento y la condensación de gas más difuso. Ejemplos del segundo caso son las nebulosas planetarias formadas a partir de material desprendido por una estrella en las últimas etapas de su evolución estelar .

Las regiones de formación estelar son una clase de nebulosa de emisión asociada con nubes moleculares gigantes. Estas se forman cuando una nube molecular colapsa bajo su propio peso, produciendo estrellas. Las estrellas masivas pueden formarse en el centro, y su radiación ultravioleta ioniza el gas circundante, haciéndolo visible en longitudes de onda ópticas . La región de hidrógeno ionizado que rodea a las estrellas masivas se conoce como región H II, mientras que las capas de hidrógeno neutro que rodean la región H II se conocen como región de fotodisociación . Ejemplos de regiones de formación estelar son la Nebulosa de Orión , la Nebulosa Roseta y la Nebulosa Omega . La retroalimentación de la formación estelar, en forma de explosiones de supernovas de estrellas masivas, vientos estelares o radiación ultravioleta de estrellas masivas, o eflujos de estrellas de baja masa pueden alterar la nube, destruyendo la nebulosa después de varios millones de años.

Otras nebulosas se forman como resultado de explosiones de supernovas , los estertores de muerte de estrellas masivas de corta vida. Los materiales arrojados por la explosión de la supernova son luego ionizados por la energía y el objeto compacto que produce su núcleo. Uno de los mejores ejemplos de esto es la Nebulosa del Cangrejo , en Tauro . El evento de supernova se registró en el año 1054 y está etiquetado como SN 1054. El objeto compacto que se creó después de la explosión se encuentra en el centro de la Nebulosa del Cangrejo y su núcleo es ahora una estrella de neutrones .

Otras nebulosas se forman como nebulosas planetarias . Esta es la etapa final de la vida de una estrella de baja masa, como el Sol de la Tierra. Las estrellas con una masa de hasta 8-10 masas solares evolucionan hacia gigantes rojas y pierden lentamente sus capas externas durante las pulsaciones en sus atmósferas. Cuando una estrella ha perdido suficiente material, su temperatura aumenta y la radiación ultravioleta que emite puede ionizar la nebulosa circundante que ha expulsado. El Sol producirá una nebulosa planetaria y su núcleo permanecerá en forma de enana blanca .

• 
  Herbig-Haro HH 161 y HH 164. ^[21]
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  La Nebulosa Omega , un ejemplo de nebulosa de emisión
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  La Nebulosa Cabeza de Caballo , un ejemplo de nebulosa oscura .
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  La Nebulosa Ojo de Gato , un ejemplo de nebulosa planetaria .
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  La Nebulosa del Rectángulo Rojo , un ejemplo de nebulosa protoplanetaria .
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  La delicada carcasa del SNR B0509-67.5
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  Restos de la supernova de Tycho en luz de rayos X
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  Nebulosa del Anillo Sur , Nebulosa Planetaria
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  Nebulosa del Anillo en la constelación septentrional de Lira

Los objetos denominados nebulosas pertenecen a cuatro grupos principales. Antes de que se comprendiera su naturaleza, las galaxias ("nebulosas espirales") y los cúmulos estelares demasiado distantes para poder distinguirlos como estrellas también se clasificaban como nebulosas, pero ya no lo son.

• Regiones H II , grandes nebulosas difusas que contienen hidrógeno ionizado
• Nebulosas planetarias
• Restos de supernova (por ejemplo, la Nebulosa del Cangrejo)
• Nebulosas oscuras

No todas las estructuras similares a nubes son nebulosas; los objetos Herbig-Haro son un ejemplo.

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Las nebulosas de flujo integrado son un fenómeno astronómico identificado hace relativamente poco tiempo. A diferencia de las típicas y bien conocidas nebulosas gaseosas que se encuentran en el plano de la Vía Láctea , las IFN se encuentran más allá del cuerpo principal de la galaxia.

El término fue acuñado por Steve Mandel, quien las definió como "nebulosas de alta latitud galáctica que están iluminadas no por una sola estrella (como la mayoría de las nebulosas en el plano de la Galaxia) sino por la energía del flujo integrado de todas las estrellas en la Vía Láctea. Como resultado, estas nebulosas son increíblemente débiles y se necesitan horas de exposición para captarlas. Estas nubes nebulosas, un componente importante del medio interestelar, están compuestas de partículas de polvo, hidrógeno y monóxido de carbono y otros elementos". ^[22] Son particularmente prominentes en la dirección de los polos celestes norte y sur. La vasta nebulosa cercana al polo celeste sur es MW9, comúnmente conocida como la Serpiente Celestial del Sur. ^[23]

La mayoría de las nebulosas pueden describirse como nebulosas difusas, lo que significa que son extendidas y no contienen límites bien definidos. ^[24] Las nebulosas difusas se pueden dividir en nebulosas de emisión , nebulosas de reflexión y nebulosas oscuras .

Las nebulosas de luz visible se pueden dividir en nebulosas de emisión, que emiten radiación de línea espectral a partir de gas excitado o ionizado (principalmente hidrógeno ionizado ); ^[25] a menudo se las llama regiones H II , donde H II se refiere al hidrógeno ionizado), y nebulosas de reflexión, que son visibles principalmente debido a la luz que reflejan.

Las nebulosas de reflexión por sí mismas no emiten cantidades significativas de luz visible, pero están cerca de las estrellas y reflejan la luz de ellas. ^[25] Las nebulosas similares no iluminadas por estrellas no exhiben radiación visible, pero pueden detectarse como nubes opacas que bloquean la luz de los objetos luminosos detrás de ellas; se denominan nebulosas oscuras . ^[25]

Aunque estas nebulosas tienen diferente visibilidad en longitudes de onda ópticas, todas son fuentes brillantes de emisión infrarroja , principalmente de polvo dentro de las nebulosas. ^[25]

Las nebulosas planetarias son los restos de las etapas finales de la evolución estelar de las estrellas de masa media (que varían en tamaño entre 0,5 y ~8 masas solares). Las estrellas gigantes asintóticas evolucionadas expulsan sus capas externas hacia afuera debido a los fuertes vientos estelares, formando así capas gaseosas mientras dejan atrás el núcleo de la estrella en forma de una enana blanca . ^[25] La radiación de la enana blanca caliente excita los gases expulsados, produciendo nebulosas de emisión con espectros similares a los de las nebulosas de emisión que se encuentran en las regiones de formación estelar . ^[25] Son regiones H II , porque la mayor parte del hidrógeno está ionizado, pero las nebulosas planetarias son más densas y compactas que las nebulosas que se encuentran en las regiones de formación estelar. ^[25]

Las nebulosas planetarias recibieron su nombre de los primeros observadores astronómicos, que al principio no eran capaces de distinguirlas de los planetas y tendían a confundirlas con estos últimos, que les interesaban más. Se espera que el Sol genere una nebulosa planetaria unos 12.000 millones de años después de su formación. ^[26]

Una nebulosa protoplanetaria o nebulosa preplanetaria ^[27] (PPN, plural PPNe) es un objeto astronómico que se encuentra en el episodio de corta duración durante la rápida evolución de una estrella entre la fase de la rama asintótica gigante tardía (LAGB) ^[a] y la fase posterior de nebulosa planetaria (PN). Una PPN emite una fuerte radiación infrarroja y es un tipo de nebulosa de reflexión . Es la segunda fase de evolución de alta luminosidad desde la última en el ciclo de vida de las estrellas de masa intermedia (1–8 M _☉ ). ^{[28] : 469}

Una supernova se produce cuando una estrella de gran masa llega al final de su vida. Cuando la fusión nuclear en el núcleo de la estrella se detiene, la estrella colapsa. El gas que cae hacia el interior rebota o se calienta tanto que se expande hacia afuera del núcleo, lo que provoca la explosión de la estrella. ^[25] La capa de gas en expansión forma un remanente de supernova , una nebulosa difusa especial . ^[25] Aunque gran parte de la emisión óptica y de rayos X de los remanentes de supernova se origina en gas ionizado, una gran cantidad de la emisión de radio es una forma de emisión no térmica llamada emisión de sincrotrón . ^{[25] Esta emisión se origina a partir de} electrones de alta velocidad que oscilan dentro de campos magnéticos .

• Catálogo de encías (nebulosas de emisión)
• Catálogo RCW (nebulosas de emisión)
• Catálogo de Sharpless (nebulosas de emisión)
• Catálogo Messier
• Catálogo de Caldwell
• Catálogo Abell de Nebulosas Planetarias
• Catálogo Barnard (nebulosas oscuras)
• Catálogo de nebulosas brillantes de Lynds
• Catálogo de nebulosas oscuras de Lynds

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• Nebulosas, páginas Messier de SEDS
• Sitio web fusionado.pppl.gov
• Imágenes históricas de nebulosas, biblioteca digital del Observatorio de París