Astronomia da nebulosa planetária

Nebulosa planetária, qualquer uma de uma classe de nebulosas brilhantes que estão expandindo conchas de gás luminoso expelidas por estrelas que estão morrendo. Observadas telescopicamente, elas têm uma aparência compacta relativamente redonda, em vez das formas caóticas irregulares de outras nebulosas - daí o nome, que foi dado por causa de sua semelhança com discos planetários quando vistos com os instrumentos do final da década de 1700, quando as primeiras nebulosas planetárias eram descoberto.

Acredita-se que existam cerca de 20.000 objetos chamados nebulosas planetárias na Galáxia da Via Láctea, cada um representando gás expelido relativamente recentemente de uma estrela central muito tarde em sua evolução. Devido à obscuridade da poeira na galáxia, apenas cerca de 1.800 nebulosas planetárias foram catalogadas. Nebulosas planetárias são importantes fontes de gás no meio interestelar.

Formas e estrutura

Comparadas às nebulosas difusas (ver região H II), as nebulosas planetárias são objetos pequenos, com um raio tipicamente de 1 ano-luz e contendo uma massa de gás de cerca de 0,3 massa solar. Uma das maiores nebulosas planetárias conhecidas, a Nebulosa Helix (NGC 7293) na constelação de Aquário, subtende um ângulo de cerca de 20 minutos de arco - dois terços do tamanho angular da Lua. As nebulosas planetárias são consideravelmente mais densas do que a maioria das regiões H II, normalmente contendo de 1.000 a 10.000 átomos por cm cúbico em suas regiões densas e com um brilho de superfície 1.000 vezes maior. Muitos estão tão distantes que parecem estelares quando fotografados diretamente, mas os exemplos conspícuos têm um tamanho angular de até 20 minutos de arco, com 10 a 30 segundos de arco sendo comum. Aqueles que mostram um disco brilhante têm formas muito mais regulares do que as regiões caóticas H II, mas ainda existem geralmente algumas flutuações de brilho no disco. Os planetários geralmente têm limites exteriores regulares e agudos; freqüentemente eles também têm um limite interno relativamente regular, dando-lhes a aparência de um anel. Muitos têm dois lóbulos de material brilhante, lembrando arcos de um círculo, conectados por uma ponte, um pouco parecidos com a letra Z.

A maioria dos planetários mostra uma estrela central, chamada núcleo, que fornece a radiação ultravioleta necessária para ionizar o gás no anel ou na concha que o cerca. Essas estrelas estão entre as mais quentes conhecidas e estão em um estado de evolução relativamente rápida.

Assim como nas regiões H II, a regularidade estrutural geral oculta flutuações em larga escala na densidade, temperatura e composição química. Imagens de alta resolução de uma nebulosa planetária geralmente revelam pequenos nós e filamentos até o limite de resolução. O espectro da nebulosa planetária é basicamente o mesmo que o da região H II; contém linhas brilhantes das recombinações de hidrogênio e hélio e as linhas proibidas brilhantes e excitadas colisionalmente e linhas de recombinação fracas de outros íons. (Recombinação é o processo no qual um átomo em um estágio alto de excitação captura um elétron de energia mais baixa e depois cai em um estágio inferior de excitação.) As estrelas centrais mostram uma faixa de temperaturas muito maior do que aquelas nas regiões H II, variando de relativamente frio (25.000 K) para alguns dos mais quentes conhecidos (200.000 K). Nas nebulosas com estrelas quentes, a maior parte do hélio é duplamente ionizada e existem quantidades apreciáveis ​​de oxigênio e argônio cinco vezes ionizados e néon quatro vezes ionizado. Nas regiões H II, o hélio é principalmente uma vez ionizado e o néon e o argônio apenas uma ou duas vezes. Essa diferença nos estados dos átomos resulta da temperatura do núcleo planetário (até cerca de 150.000 K), que é muito maior do que a da emocionante estrela das regiões H II (menos de 60.000 K para uma estrela O, a mais quente). Altos estágios de ionização são encontrados próximos à estrela central. Os raros íons pesados, em vez do hidrogênio, absorvem os fótons de várias centenas de energias de voltagem de elétrons. Além de uma certa distância da estrela central, todos os fótons de energia suficientes para ionizar uma dada espécie de íon foram absorvidos e, portanto, essas espécies não podem existir mais além. Cálculos teóricos detalhados previram com sucesso os espectros das nebulosas mais bem observadas.

Os espectros das nebulosas planetárias revelam outro fato interessante: eles estão se expandindo da estrela central a 24–56 km (15–35 milhas) por segundo. A atração gravitacional da estrela é bem pequena à distância da concha da estrela, de modo que a concha continuará sua expansão até finalmente se fundir com o gás interestelar ao seu redor. A expansão é proporcional à distância da estrela central, consistente com toda a massa de gás ter sido ejetada em um breve período da estrela em algum tipo de instabilidade.

As distâncias das nebulosas planetárias

Estimar a distância de qualquer nebulosa planetária em particular é desafiador devido à variedade de formas e massas do gás ionizado. Há incerteza sobre a quantidade de radiação ionizante da estrela central que escapa da nebulosa e a quantidade de material quente de baixa densidade que preenche parte do volume, mas não emite radiação apreciável. Assim, as nebulosas planetárias não são uma classe homogênea de objetos.

As distâncias são estimadas através da obtenção de medidas para cerca de 40 objetos que possuem propriedades especialmente favoráveis. As propriedades favoráveis ​​envolvem associação com outros objetos cuja distância pode ser estimada independentemente, como associação a um cluster estelar ou associação com uma estrela de propriedades conhecidas. Os métodos estatísticos, calibrados por esses objetos, fornecem estimativas aproximadas (cerca de 30% de erros) das distâncias para todos os outros. O método estatístico envolve assumir que todas as conchas têm massas semelhantes quando toda a concha é ionizada e corrige a fração que é neutra para o resto.

A partir da melhor determinação da distância disponível, o tamanho real de qualquer nebulosa pode ser encontrado a partir do seu tamanho angular. Normalmente, as nebulosas planetárias têm alguns décimos de ano-luz de raio. Se essa distância é dividida pela velocidade de expansão, é obtida a idade da nebulosa desde a ejeção. Os valores variam de aproximadamente 30.000 anos, após os quais a nebulosa é tão tênue que não pode ser distinguida do gás interestelar circundante. Esse tempo de vida é muito menor do que o tempo de vida das estrelas-mãe; portanto, a fase nebular é relativamente breve.