Una nebulosa (en latín significa ‘nube’ o ‘niebla’; Nebulosas, nebulosas o nebulosas es una nube interestelar de polvo, hidrógeno, helio y otros gases ionizados . Originalmente, el término se usó para describir cualquier objeto astronómico difuso, incluidas las galaxias más allá de la Vía Láctea. La galaxia de Andrómeda, por ejemplo, una vez fue conocida como la Nebulosa de Andrómeda (y las galaxias espirales en general como «nebulosas espirales») antes de que Vesto Slipher, Edwin Hubble y otros confirmaran la verdadera naturaleza de las galaxias a principios del siglo XX.

La mayoría de las nebulosas son de gran tamaño; algunos 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. La Nebulosa de Orión, la nebulosa más brillante del cielo y que ocupa un área dos veces mayor que el diámetro de la Luna llena, se puede ver a simple vista, pero los primeros astrónomos la pasaron por alto. Aunque más densa que el espacio que las rodea, la mayoría de las nebulosas son mucho menos densas que cualquier vacío creado en la Tierra: una nube nebular del tamaño de la Tierra tendría una masa total de solo unos pocos kilogramos. Muchas nebulosas son visibles debido a la fluorescencia causada por estrellas calientes incrustadas, mientras que otras están tan difusas que solo pueden detectarse con exposiciones prolongadas y filtros especiales. Algunas nebulosas están iluminadas de forma variable por estrellas variables T Tauri. 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, finalmente, se vuelven lo suficientemente densas para formar estrellas. Se cree que el material restante forma planetas y otros objetos del sistema planetario.

Historia de la observación

Alrededor del 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 Ursa Major y Leo que no estaba asociada con ninguna estrella. La primera nebulosa verdadera, a diferencia de un cúmulo de estrellas, fue mencionada por el astrónomo persa Abd al-Rahman al-Sufi, en su Libro de estrellas fijas (964). Señaló «una pequeña nube» donde se encuentra la galaxia de Andrómeda. [11] También catalogó el cúmulo de estrellas Omicron Velorum como una «estrella nebulosa» y otros objetos nebulosos, como el Cúmulo de Brocchi. La supernova que creó la Nebulosa del Cangrejo, la SN 1054, fue observada por astrónomos árabes y chinos en 1054. 

En 1610, Nicolas-Claude Fabri de Peiresc descubrió la Nebulosa de Orión utilizando 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 se realizó hasta 1659, por Christiaan Huygens, quien también creía que él era la primera persona en descubrir esta nebulosidad. 

En 1715, Edmond Halley publicó una lista de seis nebulosas. Este número aumentó constantemente durante el siglo, con Jean-Philippe de Cheseaux compilando una lista de 20 (incluidas ocho no conocidas anteriormente) en 1746. De 1751 a 1753, Nicolas-Louis de Lacaille catalogó 42 nebulosas del Cabo de Buena Esperanza, la mayoría de los cuales eran previamente desconocidos. 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.

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

A partir de 1864, William Huggins examinó los espectros de unas 70 nebulosas. Descubrió que aproximadamente un tercio de ellos tenían el espectro de emisión de un gas. El resto mostró un espectro continuo y, por lo tanto, se pensó que consistía en una masa de estrellas. Se agregó una tercera categoría en 1912 cuando Vesto Slipher mostró que el espectro de la nebulosa que rodeaba a la estrella Merope coincidía con los espectros del cúmulo abierto de las Pléyades. Así, la nebulosa irradia la luz reflejada de las estrellas.

Aproximadamente en 1923, después del Gran Debate, quedó claro que muchas «nebulosas» eran de hecho galaxias lejos de la nuestra.

Slipher y Edwin Hubble continuaron recolectando los espectros de muchas nebulosas diferentes, encontrando 29 que mostraban espectros de emisión y 33 que tenían espectros continuos de luz estelar. En 1922, Hubble anunció que casi todas las nebulosas están asociadas con estrellas y su iluminación proviene de la luz de las estrellas. También descubrió que las nebulosas del 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. Tanto Hubble como Henry Norris Russell concluyeron que las nebulosas que rodean a las estrellas más calientes se transforman de alguna manera.

Formación

Existe una variedad de mecanismos de formación para los diferentes tipos de nebulosas. Algunas nebulosas 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 puede formarse por el enfriamiento y la condensación de gas más difuso. Ejemplos del último 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 de estrellas son una clase de nebulosa de emisión asociada con nubes moleculares gigantes. Estos se forman cuando una nube molecular colapsa por su propio peso, produciendo estrellas. Se pueden formar estrellas masivas 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 de estrellas son la Nebulosa de Orión, la Nebulosa Roseta y la Nebulosa Omega. La retroalimentación de la formación de estrellas, en forma de explosiones de supernovas de estrellas masivas, vientos estelares o radiación ultravioleta de estrellas masivas, o salidas de estrellas de baja masa, pueden interrumpir la nube y destruir la nebulosa después de varios millones de años.

Otras nebulosas se forman como resultado de explosiones de supernovas; la agonía de estrellas masivas y efímeras. Los materiales arrojados por la explosión de la supernova son 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 arrojado. Nuestro Sol producirá una nebulosa planetaria y su núcleo quedará atrás en forma de enana blanca.

Tipos de nebulosas

Nebulosas de emisión

Las nebulosas de emisión son nubes de gas de alta temperatura. Los átomos de la nube son energizados por la luz ultravioleta de una estrella cercana y emiten radiación cuando decaen a estados de menor energía (las luces de neón brillan de la misma manera). Las nebulosas de emisión suelen ser rojas, debido al hidrógeno, el gas más común en el universo y que comúnmente emite luz roja.

Nebulosas de reflexión

Las nebulosas de reflexión son nubes de polvo que simplemente reflejan la luz de una estrella o estrellas cercanas. Las nebulosas de reflexión suelen ser azules porque la luz azul se dispersa más fácilmente. Las nebulosas de emisión y reflexión generalmente se ven juntas y, a veces, se las llama nebulosas difusas.

Nebulosas oscuras

También hay nebulosas oscuras, son nubes de gas y polvo que impiden casi por completo que la luz pase a través de ellas, se identifican por el contraste con el cielo que las rodea, que siempre es más estrellado o luminoso. Pueden estar asociados con regiones de formación de estrellas. Algunos ejemplos son la nebulosa de la bolsa de carbón y la nebulosa de la cabeza de caballo.

Nebulosas planetarias

Las nebulosas planetarias recibieron su nombre de William Herschel porque cuando se vieron por primera vez en el telescopio, parecían un planeta, más tarde se descubrió que fueron causadas por material expulsado de una estrella central. Este material está iluminado por la estrella central y brilla, pudiendo observarse un espectro de emisión. La estrella central generalmente termina como una enana blanca.

Tipos clásicos

Los objetos llamados nebulosas pertenecen a 4 grupos principales. Antes de que se entendiera su naturaleza, las galaxias («nebulosas espirales») y los cúmulos de estrellas demasiado distantes para ser resueltos como estrellas también se clasificaron como nebulosas, pero ya no lo son.

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

No todas las estructuras similares a nubes se denominan nebulosas; Los objetos Herbig – Haro son un ejemplo.

Nebulosas difusas

La mayoría de las nebulosas se pueden describir como nebulosas difusas, lo que significa que están extendidas y no contienen fronteras bien definidas. 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 de gas excitado o ionizado (principalmente hidrógeno ionizado); [23] a menudo se las llama regiones H II, H II refiriéndose al hidrógeno ionizado) y nebulosas de reflexión que son visibles principalmente debido a la luz que reflejan.

Las nebulosas de reflexión en sí mismas no emiten cantidades significativas de luz visible, pero están cerca de las estrellas y reflejan la luz de ellas. 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 llaman nebulosas oscuras. 

Aunque estas nebulosas tienen una visibilidad diferente en longitudes de onda ópticas, todas son fuentes brillantes de emisión infrarroja, principalmente del polvo dentro de las nebulosas.

Nebulosas planetarias

Las nebulosas planetarias son los remanentes de las etapas finales de la evolución estelar de las estrellas de menor masa. Las estrellas ramificadas gigantes asintóticas evolucionadas expulsan sus capas externas hacia afuera debido a los fuertes vientos estelares, formando así conchas gaseosas, dejando atrás el núcleo de la estrella en forma de enana blanca. 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 de estrellas. Son regiones H II, porque la mayor parte del hidrógeno está ionizado, pero las planetarias son más densas y compactas que las nebulosas que se encuentran en las regiones de formación estelar.

Las nebulosas planetarias recibieron su nombre de los primeros observadores astronómicos que inicialmente no pudieron distinguirlas de los planetas, y que tendieron a confundirlas con planetas, que eran de mayor interés para ellos. Se espera que nuestro Sol genere una nebulosa planetaria unos 12 mil millones de años después de su formación.

Nebulosa protoplanetaria

Una nebulosa protoplanetaria (PPN) es un objeto astronómico en el episodio de corta duración durante la rápida evolución estelar de una estrella entre la fase tardía de la rama asintótica gigante (LAGB) y la siguiente fase de la nebulosa planetaria (PN). Durante la fase AGB, la estrella sufre una pérdida de masa y emite una capa circunestelar de gas hidrógeno. Cuando esta fase llega a su fin, la estrella entra en la fase PPN.

El PPN es energizado por la estrella central, lo que hace que emita una fuerte radiación infrarroja y se convierta en una nebulosa de reflexión. Los vientos estelares colimados de la forma de estrella central chocan el caparazón en una forma axialmente simétrica, mientras producen un viento molecular de rápido movimiento. El punto exacto en el que un PPN se convierte en una nebulosa planetaria (PN) está definido por la temperatura de la estrella central. La fase PPN continúa hasta que la estrella central alcanza una temperatura de 30.000 K, después de lo cual está lo suficientemente caliente como para ionizar el gas circundante.

Supernova remnants

Una supernova ocurre cuando una estrella de gran masa llega al final de su vida. Cuando se detiene la fusión nuclear en el núcleo de la estrella, la estrella colapsa. El gas que cae hacia adentro rebota o se calienta con tanta fuerza que se expande hacia afuera desde el núcleo, lo que hace que la estrella explote. La capa de gas en expansión forma un remanente de supernova, una nebulosa difusa especial. Aunque gran parte de la emisión óptica y de rayos X de los remanentes de supernova se origina a partir de gas ionizado, una gran cantidad de la emisión de radio es una forma de emisión no térmica llamada emisión sincrotrón. Esta emisión se origina por electrones de alta velocidad que oscilan dentro de campos magnéticos.

Referencias