Nebulosa planetária: diferenças entre revisões

 

 

[[Ficheiro:Zoom into Dumbbell Nebula 2003.ogv|thumb|250px|right|A [[Nebulosa do Haltere]]. <small>''Crédito: NASA e L. Barranger (STScI/AVL)''.</small>]]

No geral, as nebulosas planetárias são objetos ténues que não podem ser observados a primeira vista. A primeira nebulosa planetária em ser descoberta foi a [[Nebulosa do Haltere]], na constelação de [[Vulpecula]], que foi observada a [[12 de julho]] de [[1764]] por [[Charles Messier]], e incluída no seu [[Catálogo Messier|catálogo]] de nebulosas como M27.<ref name="Kwok_p1">Kwok 2000, p. 1.</ref> O nome foi dado posteriormente por [[John Herschel]] devido ao seu parecido com um [[haltere]].<ref>{{Ref-livro |autor=Lardner, D. |título=Popular astronomy |data=1856|editorial=Walton and Maberly |página=35|capítulo=The Stellar Universe. Chapter VI|urlcapítulo=http://books.google.com/books?id=g51tRfPNwmkC&dq=John%20Herschel%20describes%20it%20dumbbell&pg=RA7-PA35#v=onepage&q=&f=false| cita=''Sir John Herschel describes it as a nebula shaped like a dumb-bell''.}}</ref>

Por volta de finais do [[século XX]], as melhoras tecnológicas ajudaram no estudo e compreensão das nebulosas plantárias.<ref name="Kwok2005" /> Os [[telescópio espacial|telescópios espaciais]] permitiram os astrônomos estudarem a luz emitida para além do [[espectro visível]], a qual não pode ser detectada desde os [[observatório]]s situados na Terra, pois apenas as [[ondas de rádio]] e a luz do espectro visível atravessam a atmosfera sem sofrer perturbações. Os estudos realizados no [[infravermelho]] e o [[ultravioleta]] revelam muita mais informação das nebulosas planetárias, como a sua [[temperatura]] e [[densidade]], bem como as abundâncias dos diferentes [[elemento químico|elementos]].<ref>{{Citar periódico |autor=Hora, Joseph L., ''al.'' |ano=2004|título=Infrared Array Camera (IRAC) Observations of Planetary Nebulae |publicação=The Astrophysical Journal Supplement Series |volume=154|número=1|páginas=296-301|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ApJS..154..296H |doi=10.1086/422820|dataaccesso=8 de dezembro de 2009}}</ref><ref>{{Citar periódico |autor=Kwok, S. '' al. '' |ano=2006|título=Planetary nebulae in the GLIMPSE survey |publicação=Proceedings of the International Astronomical Union |volume=2|páginas=445-446|doi=10.1017/S1743921306003668|dataaccesso=8 de dezembro de 2009}}</ref> A tecnologia [[CCD]] permitiu medir mais precisamente as linhas espectrais mais déveis. O [[telescópio espacial Hubble]] mostrou que, embora muitas nebulosas parecem, vistas desde os observatórios terrestres, possuir uma estrutura muito básica, a grande resolução óptica dos telescópios situados sobre a [[atmosfera terrestre]] revela morfologias que podem chegar a ser extremamente complexas.<ref name="Reed1999">{{Citar periódico |autor=Reed, Darren S. '' al. '' |ano=1999|título=Hubble Space Telescope Measurements of the Expansion of NGC 6543 : Parallax Distance and Nebular |publicação=The Astronomical Journal |volume=118|páginas=2430-2441|doi=10.1086/301091|dataaccesso=8 de dezembro de 2009}}</ref><ref name="Aller2001">{{Citar periódico |autor=Aller, L. H.; Hyung, S. |ano=2001|editor=Kwok, Sum; Dopita, Michael; Sutherland, Ralph|título=Historical Remarks on the Spectroscopic Analysis of Planetary Nebulae (invited review) |publicação=Proceedings of the 209th Symposium of the International Astronomical Union |id=Planetary Nebulae: Their Evolution and Role in the Universe (Astronomical Society of the Pacific)|volume=209|página=15|doi=10.1086/301091|dataaccesso=8 de dezembro de 2009}}</ref>

 

[[Ficheiro:HRDiagram-es.png|thumb|250px|[[Diagrama de Hertzsprung-Russell]]. As estrelas estão na [[sequência principal]] a maior parte da sua existência. Finalmente, quando o [[hidrogênio]] começa a escassear, tornam-se [[gigantes vermelhas]] (em cima-direita). Finalmente, se a estrela se encontra entre 1 e 8 [[massa solar|massas solares]] aproximadamente, torna-se [[anã branca]] (embaixo), com um raio muito pequeno, e gera uma nebulosa planetária.]]

As nebulosas planetárias são formadas quando uma [[estrela]] que possui entre 0,8 e 8 [[massa solar|massas solares]] (M_⊙) esgota o seu combustível nuclear. Acima do limite de 8 M_⊙ a estrela explodiria, originando uma [[supernova]].<ref name="Macel2009">{{Citar periódico |autor=Maciel, W.J.; Costa, R.D.D.; Idiart, T.E.P. |ano=2009|título=Planetary nebulae and the chemical evolution of the Magellanic Clouds |publicação=Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica |volume=45|número=|páginas=127-137|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2009RMxAA..45..127M |dataaccesso=28 de novembro de 2009}}</ref>

Os [[gás|gases]] ejetados formam uma nuvem de material em torno do núcleo da estrela, agora exposto. À medida que a atmosfera se despraza afastando-se da estrela, cada vez camadas mais profundas e quentes do núcleo ficam expostas. Quando a superfície exposta atinge uma temperatura de 35 000 [[kelvin|K]], são emitidos suficientes [[fotão|fotões]] [[ultravioleta]]s como para [[ionização|ionizar]] a atmosfera ejetada, fazendo-a brilhar. A nuvem torna-se então numa nebulosa planetária.<ref>Harpaz 1994, p. 113.</ref>

 

[[Ficheiro:NGC7293 (2004).jpg|thumb|250px|A [[Nebulosa de Hélix]]. <small>''Crédito: NASA, ESA, e C.R. O'Dell''.</small>]]

Uma vez começada a [[evolução estelar|fase]] de nebulosa planetária, os gases expulsos viajam a velocidades de vários quilômetros por segundo respeito da estrela central. Esta converte-se na [[estrela compacta]] ([[anã branca]]) da estrela [[gigante vermelha]] anterior, e é formada por [[carbono]] e [[oxigênio]] com os seus [[elétron|electrões]] [[matéria degenerada|degenerados]], com escasso [[hidrogênio]], pois a maior parte foi expulso na fase anterior de [[ramo gigante assimptótico]].

A fase de nebulosa planetária finaliza quando a nuvem de gás se recombina, abandonando o [[plasma|estado de plasma]] e tornando-se invisível. Para uma nebulosa planetária típica, a duração desta fase é de aproximadamente 10 mil anos.<ref name="Kwok2000_p2" /> O remanente estelar, uma [[anã branca]], permanecerá sem sofrer apenas mudanças na sua evolução, esfriando muito devagar.<ref name="Kwok2005" />

 

[[Ficheiro:The Formation of Planetary Nebulae.ogv|thumb|250px|Simulação da formação de uma [[nebulosa bipolar|nebulosa planetária bipolar]] num [[sistema estelar binário|sistema binário]]. <small>''Crédito: STScI''.</small>]]

As nebulosas planetárias apresentam formas muito díspares, desde irregulares e de aparência complexa até quase perfeitamente [[esfera|esféricas]]. Contudo, estas últimas apenas representam 20% do total.<ref name="Jacoby2001">{{Citar periódico |autor=Jacoby, George. H.; Ferland, Gary. J.; Korista, Kirk T. |ano=2001|título=The Planetary Nebula A39 : An Observational Benchmark for Numerical Modeling of Photoionized Plasmas |publicação=The Astrophysical Journal |volume=560|número=1|páginas=272-286|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001ApJ...560..272J |doi=10.1086/322489|dataaccesso=28 de novembro de 2009}}</ref>

</gallery></center>

 

[[Ficheiro:Ngc2392.jpg|thumb|200px|[[NGC 2392]], também conhecida como a "Nebulosa Esquimó". <small>''Crédito: NASA, ESA, Andrew Fruchter (STScI), e ERO team (STScI + ST-ECF)''.</small>]]

Uma nebulosa planetária típica tem aproximadamente um diâmetro de um [[ano luz]], e é formada por gás altamente enrarecido, com uma [[densidade]] de entre 100 e 10 000 [[partícula]]s por [[centímetro cúbico]]. Em comparação, a [[atmosfera terrestre]] contém 2,5 × 10¹⁹ partículas por cm³. As nebulosas mais novas possuem densidades mais altas, ocasionalmente da ordem do milhão (10⁶) de partículas por cm³. À medida que a nebulosa envelhece, a densidade decrece devido à sua expansão no espaço, que sucede a uma velocidade que ronda os 25 [[km]]/[[s]], que equivale a cerca de 70 vezes a [[velocidade do som]] no [[ar]]. A sua [[massa]] pode ter um valor de entre 0,1 e 1 [[massa solar]].<ref name="Oster_p10">Osterbrock 2006, p. 10.</ref>

As nebulosas planetárias podem ser diferenciadas segundo o seu constituinte limitante, que pode ser [[matéria]] ou [[radiação]]. No primeiro caso, não há suficiente matéria na nebulosa para absorver todos os [[fotão|fotões]] [[radiação ultravioleta|ultravioletas]] emitidos pela estrela, e a nebulosa visível encontra-se completamente [[Ionização|ionizada]]. No último, a estrela não emite fotões ultravioletas suficientes para ionizar todo o gás circundante, propagando-se desde a estrela para fora uma frente de ionização e deixando [[neutro|neutras]] as regiões mais exteriores, pelo qual não se observa todo o gás existente nas cercanias, pois este gás se encontra tão frio que emite radiação no [[infravermelho]]).<ref>Osterbrock 2006, p. 207.</ref>

 

As nebulosas planetárias desempenham um papel fundamental na evolução galáctica. O [[universo]] primitivo consistia apenas em [[hidrogênio]] e [[hélio]], mas, com o passar do tempo, as [[estrela]]s foram criando no seu núcleo elementos mais pesados através da [[fusão nuclear]]. Assim, os gases que moldam a nebulosa planetária contêm uma importante proporção destes elementos mais pesados que o hélio chamados "metais", como o [[carbono]], o [[nitrogênio]], ou o [[oxigênio]], contribuindo para enriquecer o [[meio interestelar]] à medida que a nebulosa planetária se mistura com ele.<ref name="Kwok_p199-207">Kwok 2000, p. 199-207.</ref>

 

 

[[Ficheiro:NGC 2818 by the Hubble Space Telescope.jpg|thumb|275px|[[NGC 2818]], uma nebulosa planetária num [[aglomerado estelar aberto]]. <small>''Crédito: NASA, ESA, e Hubble Heritage Team (STScI/AURA)''.</small>]]

São conhecidas ao redor de 3000 nebulosas planetárias na [[Via Láctea]].<ref>{{Citar periódico |autor=Parker, Q.A. '' al. '' |ano=2006|título=The Macquarie/AAO/Strasbourg Hα Planetary Nebula Catalogue : MASH |publicação=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=373|número=1|páginas=79-94|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006MNRAS.373...79P |doi=10.1111/j.1365-2966.2006.10950.x|dataaccesso=28 de novembro de 2009}}</ref> Trata-se de um número pequeno se comparado com o número total de [[estrela]]s; existe aproximadamente uma nebulosa planetária por cada 60 milhões delas. Isto é devido ao seu curto tempo de vida comparado com as estrelas. Estima-se que cada ano surgem por volta de três novas nebulosas planetárias.<ref name="Kwok2000_p2" /><ref name="Abell1966">{{Citar periódico |autor=Abell, G. O.; Goldreich, P. |ano=1966|título=On the Origin of Planetary Nebulae |publicação=Publications of the Astronomical Society of the Pacific |volume=78|número=463|páginas=232|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1966PASP...78..232A |doi=10.1086/128336|dataaccesso=28 de novembro de 2009}}</ref>

O estudo das nebulosas planetárias em [[Aglomerado estelar aberto|aglomerados abertos]] permite determinar com maior precisão o limite de [[massa]] entre as estrelas progenitoras das [[anã branca|anãs brancas]] e as [[Estrela de nêutrons|estrelas de nêutrons]], situado entre 6-8 [[massa solar|massas solares]].<ref>{{Citar periódico |autor=Allakhverdiyev, A. O.; Alpar, M. A.; Guseinov, O. H.; Tuncer, E. |ano=1998|título=Planetary nebulae in open clusters and the mass boundary between the progenitors of white dwarfs and neutron stars |publicação=Astronomical and Astrophysical Transactions |volume=16|número=1|páginas=41-47|url=http://adsabs.harvard.edu//abs/1998A%26AT...16...41A |doi=10.1080/10556799808208142|dataaccesso=29 de novembro de 2009}}</ref>

 

[[Ficheiro:NGC6537.jpg|thumb|300px|A [[Nebulosa da Aranha Vermelha]], uma nebulosa bipolar com uma estrela central muito quente.]]

Um problema no estudo das nebulosas planetárias é que, na maioria dos casos, as suas distâncias estão muito mal determinadas. Somente para as nebulosas planetárias mais próximas é possível determinar a sua distância mediante a medição da [[paralaxe]] da sua expansão, ou seja, observando o seu movimento aparente sobre a abóbada celeste. Esta medida indica a expansão na perpendicular da linha de visão, enquanto com as medidas do [[efeito Doppler]] é obtida a velocidade de expansão na linha de visão. Comparando estas velocidades pode ser determinada a distância à nebulosa.<ref name="Reed1999">{{Citar periódico |autor=Reed, D.S. '' al. '' |ano=1999|título=Hubble Space Telescope Measurements of the Expansion of NGC 6543 : Parallax Distance and Nebular Evolution |publicação=The Astronomical Journal |volume=118|número=5|páginas=2430-2441|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999AJ....118.2430R |doi=10.1086/301091|dataaccesso=29 de novembro de 2009}}</ref>

Quanto à [[metalicidade]] das nebulosas planetárias, há dois modos diferentes de determiná-la mediante [[linhas espectrais]]; com linhas de recombinação e com linhas excitadas por colisão, embora ocasionalmente as discrepâncias entre ambos os métodos sejam bastante significativas. Alguns astrônomos acreditam que isto é devido à existência de pequenas flutuações de temperatura na nebulosa planetária; outros apontam a que as discrepâncias são elevadas demais como para serem explicadas mediante efeitos térmicos, e postulam a existência de regiões frias que contariam muito pouco hidrogênio. Contudo, estas regiões ainda não foram observadas.<ref name="Liu2000">{{Citar periódico |autor=Liu, X.-W.; Storey, P. J.; Barlow, M. J.; Danziger, I. J.; Cohen, M.; Bryce, M. |ano=2000|título=NGC 6153 : a super-metal-rich planetary nebula? |publicação=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=312|número=3|páginas=585-628|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000MNRAS.312..585L |doi=10.1046/j.1365-8711.2000.03167.x|dataaccesso=29 de novembro de 2009}}</ref>

 

* {{Ref-livro |autor=HARPAZ, A. |título=Stellar evolution |data=1994|editorial=A. K. Peters |isbn=978-1-568-81012-6}}

* {{Ref-livro |autor=ILIADIS, Christian |título=Nuclear physics of stars. Physics textbook |data=2007|editorial=Wiley-VCH |isbn=978-3-527-40602-9}}

* {{Ref-livro |autor=ZEILIK, Michael A.; Gregory, Stephan A. |título=Introductory Astronomy and Astrophysics |data=1998|editorial=Saunders College Publishing |isbn=00-30062-28-4}}

 

* {{Ref-livro |autor=TORRES, Silvia; FIERRO, Julieta |título=Nebulosas planetarias : la hermosa muerte de las estrellas |data=2009|editorial=Fondo de Cultura Económica |isbn=978-60-7160-072-1}}

* {{Ref-livro |autor=JIMÉNEZ, N.; Guadalupe, S. |título=Determinación de distancias a nebulosas planetarias |data=2005|editorial=Universidad de La Laguna |isbn=978-84-7756-664-9}}

{{Tradução/ref|es|nebulosa planetaria}}

 

{{commonscat|Planetary nebulae}}