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Una nebulosa planetaria

 

Una nebulosa planetaria

Para una estrella poco masiva como el Sol, los fenómenos que se desarrollan después de la combustión del helio recuerdan a los que siguen el final de la combustión del hidrógeno. En el centro de la estrella, las reacciones nucleares transforman poco a poco el helio y lo reemplazan por oxígeno, carbono y algunos otros elementos. Llega un momento en que la cantidad de helio no es ya suficiente para mantener las reacciones nucleares.

 

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La nebulosa planetaria NGC 6543, observada en 2004 por el telescopio espacial, presenta al menos 11 capas concéntricas de materia expulsada. Crédito: NASA/ESA/HEIC/STScI/AURA

Las reacciones nucleares al centro se apagan, y privan así a la estrella de su fuente de energía principal. El núcleo va, por consiguiente, a contraerse, lo que provoca la compresión de la parte interna de la envoltura, rica en helio. Se reúnen las condiciones necesarias para el desencadenamiento de la fusión de este último y aparece una nueva capa en combustión.

La estrella ve su estructura volverse más compleja. En el centro, encontramos un núcleo de carbono y oxígeno apagado, rodeado de una capa de helio en fusión, así mismo dentro de una capa de hidrógeno en fusión. Todo ello se oculta en una envoltura enorme de hidrógeno que no está afectada por las reacciones nucleares porque es demasiado fría. Esta envoltura va a continuar dilatándose bajo el efecto del flujo de energía procedente de la capa de helio.

Eyecciones de masa

Esta fase de la vida de la estrella va a revelarse muy agitada. Aparecen inestabilidades en la capa de helio que provocan pulsaciones de la estrella. En cada una de estas oscilaciones, una parte de la envoltura se desprende y es eyectada a lo lejos. La estrella va así a perder poco a poco una cantidad de materia impresionante, en algunos casos una gran fracción de su masa total.

 

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La nebulosa planetaria IC 418. La estrella en el centro se transformó en nebulosa planetaria hace algunos millares de años. El diámetro de la nebulosa alcanza ahora 0,2 años-luz. Crédito: NASA/STScI

Las eyecciones sucesivas dejan el núcleo prácticamente desnudo. Puesto que este último está muy caliente, emite fotones ultravioletas muy energéticos que van a ionizar el gas de la envoltura suelta. Este reemite la energía recibida en forma de fotones de longitudes de onda más largas, en particular en el campo visible.

El conjunto de la estrella se pone así a brillar y aparece como un núcleo brillante rodeado de una enorme envoltura luminosa. Esta fase va a durar alrededor de 50.000 años, hasta que el gas se disperse y se vuelva finalmente demasiado tenue para para ser visible.

Al hacerse la eyección de manera simétrica alrededor de la estrella, el astro aparece esférico y puede ser confundido con un planeta en un pequeño instrumento de observación. Es la razón por la cual los astrónomos han dado a esta fase el nombre de nebulosa planetaria. Más de un millar de estos cuerpos han sido observados, pero su número total en nuestra Galaxia está estimado en varias decenas de millares.

 

 

ASTRONOMÍA Y ASTROFÍSICA - ANTONIO HERAS - SON FERRER (CALVIÁ)

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