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Isto é devido a que no espectro das nebulosas planetárias predominam as linhas de [[espectro de emissão|emissão]], como nos [[gás|gases]], ao contrário que nas nebulosas formadas por [[estrelas]], que apresentam um espectro contínuo. Huggins identificou uma [[linhas de Balmer|linha de Balmer]] do [[hidrogênio]] (em concreto H<math>\beta</math>, correspondente à cor [[ciano]]), embora também aparecessem outras linhas muito mais brilhantes, como a correspondente a 500,7 [[nanômetro]]s,<ref name="messier">{{Citar web |url=http://messier.obspm.fr/planetar.html |título=Planetary Nebulae |dataaccesso=28 de novembro de 2009|autor= |data=27 de outubro de 2005|editor=The Messier Catalog (SEDS / MAA)|língua=inglês}}</ref> que os astrônomos não conseguiam identificar com nenhum [[elemento químico|elemento]].<ref name="Kwok_p1" /><ref name="Huggins1864"/>
 
Para explicar a emissão destas linhas, a existência de um novo elemento denominado ''nebúlio'' foi sugerida. A verdadeira natureza destas linhas não foi descoberta até mais de sessenta anos depois das observações de Huggins, com a aparição da [[mecânica quântica]]; foi [[Ira Sprague Bowen]],<ref name="Nebulium">{{Citar periódico| autor=Bowen, Ira S. | título=The Origin of the Nebulium Spectrum | ano=1927| publicação=Nature | volume=120| id=p. 473| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1928Natur.121..418S}}</ref><ref name="Bowen1928">{{Citar periódico |autor=Bowen, Ira S. |ano=1928|título=The origin of the nebular lines and the structure of the planetary nebulae |publicação=The Astrophysical Journal |volume=67|número=1|páginas=1-15|url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-data_query?bibcode=1928ApJ....67....1B&link_type=ARTICLE&db_key=AST&high=|doi=10.1086/143091|dataaccesso=28 de novembro de 2009}}</ref> em [[1928]], quem deduziu que estas linhas eram causadas por átomos de [[oxigênio]] e [[nitrogênio]] ionizados, contradizendo assim a teoria do ''nebúlio''.<ref name="messier" /><ref name="Kwok2000_p2">Kwok 2000, p. 2.</ref><ref name="messier" />
 
Bowen demonstrou que, nos [[gás|gases]] de [[densidade]]es extremamente baixas, os [[elétron|electrões]] podem povoar [[nível metaestável|níveis de energia metaestáveis]] excitados que, nos gases de densidades mais elevadas, seriam desexcitados depressa devido às colisões existentes entre [[átomo]]s.<ref name="Bowen1927b">{{Citar periódico |autor=Bowen, Ira S. |ano=1927|título=The Origin of the Chief Nebular Lines |publicação=Publications of the Astronomical Society of the Pacific |volume=39|número=231|páginas=295|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1927PASP...39..295B |dataaccesso=28 de novembro de 2009}}</ref> As transições dos electrões destes níveis a outros de menor energia nos átomos de oxigênio e nitrogênio ionizados, como O<sup>2+</sup>, O<sup>+</sup> ou N<sup>+</sup>, produzem a emissão das linhas que Huggins não soube identificar, incluída a correspondente a 500,7 nanômetros.<ref name="Bowen1928" /> Estas linhas espectrais recebem o nome de [[linhas proibidas]], e apenas aparecem em gases de muito baixa densidade, pelo qual se deduz que as nebulosas planetárias estão formadas de gás altamente enrarecido (baixa densidade).<ref name="Gurz_p32-37">Gurzadyan 1997, pp. 32-37.</ref>
As nebulosas planetárias bipolares encontram-se perto do [[plano galáctico]] (3º máximo), pelo qual foram criadas por estrelas novas muito massivas ([[tipo espectral]] A), ao contrário das esféricas, mais afastadas do plano galáctico (de 5º a 12º), e cujas estrelas progenitoras eram mais antigas e menos massivas, similares ao [[Sol]] (tipo espectral G). As elípticas encontram-se num intervalo intermédio (tipo espectral B, 3º-5º). Isto é indicativo de que a massa da estrela progenitora determina as características morfológicas da nebulosa planetária, influindo pelo general com maior intensidade que outros fatores tais como a [[rotação]] ou o [[campo magnético]].<ref name="Oster_p261">Osterbrock 2006, pp. 261-262.</ref> Para além disso, quanto mais massiva é a estrela mais irregular se torna a nebulosa.<ref>{{Ref-livro |autor=Mennessier, M. O.; Omont, A. |título=From Miras to planetary nebulae : which path for stellar evolution? : Montpellier, France, September 4-7, 1989 |data=1990|editorial=Atlantica Séguier Frontières |isbn=978-2863320778}}</ref>
 
A razão da ampla variedade de formas não é bem compreendida,<ref>Kwok 2000, p. 89.</ref> embora pudesse ser devida a [[gravidade|interações gravitacionais]] causadas por uma estrela companheira em [[sistemas estelares binários]] ([[Estrela dupla|estrelas duplas]]). Outra possibilidade é que os [[planeta]]s perturbem o fluxo de material expelido pela estrela. Em janeiro de [[2005]] foi anunciada a primeira detecção de [[campo magnético|campos magnéticos]] ao redor das estrelas centrais de duas nebulosas planetárias, e foi postulado que estes fossem causadores, totais ou parciais, da forma da nebulosa.<ref>{{Citar web |url=http://www.spacedaily.com/news/stellar-chemistry-05a.html|título= First Detection Of Magnetic Fields In Central Stars Of Four Planetary Nebulae |dataaccesso=29 de novembro de 2009|autor= |data=6 de junho de 2005|editor=Space Daily|língua=inglês}}</ref><ref name="Jordan2005">{{Citar periódico |autor=Jordan, S.; Werner, K.; O'Toole, S.J. |ano=2005|título=Discovery of magnetic fields in central stars of planetary nebulae |publicação=Astronomy and astrophysics |volume=432|número=1|páginas=273-279|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0501040 |doi=10.1051/0004-6361:20041993|dataaccesso=28 de novembro de 2009}}</ref><ref>{{Citar web |url=http://www.spacedaily.com/news/stellar-chemistry-05a.html|título= First Detection Of Magnetic Fields In Central Stars Of Four Planetary Nebulae |dataaccesso=29 de novembro de 2009|autor= |data=6 de junho de 2005|editor=Space Daily|língua=inglês}}</ref>
 
<center><gallery>
A radiação emitida pela estrela central esquenta os [[gás|gases]] até temperaturas de cerca de 10 000 [[kelvin|K]].<ref name="Gurz_p238">Gurzadyan 1997, p. 238.</ref> Pelo general, nas regiões mais próximas à estrela este gás pode atingir uma temperatura muito maior, em torno de 16 000-25 000 K.<ref name="Gurz_p130">Gurzadyan 1997, pp. 130-137.</ref> O volume existente nas proximidades da estrela central é com frequência ocupado por um gás muito quente, próximo a 1000 000 K. Este gás é originado na superfície da estrela em forma de [[vento estelar]] muito veloz.<ref name="Oster_p261" />
 
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|ultravioletasultravioleta]] emitidos pela estrela, e a nebulosa visível encontra-se completamente [[Ionização|ionizada]]. No último, a estrela não emite fotões ultravioletasultravioleta 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>
 
=== Contribuição para a evolução galática ===
== {{Ligações externas}} ==
{{commonscat|Planetary nebulae}}
 
* [http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/askkids/planetaryneb.shtml O que é uma nebulosa planetária?, para crianças] {{es}}
* [http://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/planneb.html Entrada em '' The Internet Encyclopedia of Science '' ]. {{en}}
{{Bom interwiki|cs}}
{{Bom interwiki|de}}
 
{{Link FA|en}}
{{Link FA|es}}
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{{Link FA|sl}}
 
{{Link FA|ca}}
 
[[ar:سديم كوكبي]]
[[az:Planetar dumanlıq]]
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