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== Observações e descoberta ==
[[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 a sua semelhança com um [[haltere]].<ref>{{Citar 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?isbnid=g51tRfPNwmkC&dq=John%20Herschel%20describes%20it%20dumbbell&pg=RA7-PA35#v=onepage&q=&f=false| notascita=''Sir John Herschel describes it as a nebula shaped like a dumb-bell''.}}</ref>
 
Para os primeiros observadores com [[telescópio]]s de baixa [[resolução óptica|resolução]], a aparência destas nebulosas era similar à dos planetas gigantes do [[Sistema Solar]]. O primeiro em aperceber isso foi [[Antoine Darquier]], descobridor da [[Nebulosa do Anel]] em [[1779]].<ref name="Moore2007">{{Citar periódico |autor=Moore, S.L. |ano=2007|título=Observing the Cat's Eye Nebula |publicação=Journal of the British Astronomical Association |volume=117|número=5|páginas=279-280|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007JBAA..117R.279M |doi=|dataaccesso=28 de novembro de 2009}}</ref> Contudo, foi [[William Herschel]], descobridor de [[Urano (planeta)|Urano]] uns anos antes, que em [[1784]] cunhou finalmente o nome de "nebulosa planetária" para denominar estes objetos,<ref name="Kwok_p1" /> embora realmente sejam muito diferentes dos [[planeta]]s e não possuam relação alguma com eles.
A maioria das nebulosas planetárias podem ser classificadas segundo a sua forma em [[esfera|esféricas]], [[elipse|elípticas]], ou [[nebulosa bipolar|bipolares]] (vistas desde a [[Terra]], pois a forma depende do ângulo com o qual sejam observadas). Contudo, com menor intensidade também existem outras formas, como [[anel|anulares]], quadripolares, [[hélice|helicoidais]], irregulares, e de outros tipos.<ref name="Kwok2005b">{{Citar periódico |autor=Kwok, Sun; Su, Kate Y. L. |ano=2005|título=Discovery of Multiple Coaxial Rings in the Quadrupolar Planetary Nebula NGC 6881 |publicação=The Astrophysical Journal |volume=635|número=1|páginas=L49-L52|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...635L..49K |doi=10.1086/499332|dataaccesso=28 de novembro de 2009}}</ref> A nebulosa planetária [[Abell 39]] apresenta forma esférica, e a [[Nebulosa Retina]] (IC 4406) forma [[nebulosa bipolar|bipolar]]. Em muitas ocasiões, a forma dá nome à nebulosa, como é o caso da [[Nebulosa do Anel]], a [[Nebulosa de Hélix]], ou a [[Nebulosa da Formiga]].
 
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>{{Citar 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 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>
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>
 
As gerações posteriores de estrelas terão portanto uma maior [[metalicidade]], ou seja, uma maior concentração destes elementos pesados. Embora a sua proporção com referência ao total da estrela seja ainda muito pequena, tem um efeito muito importante na sua evolução. As estrelas formadas no começo do universo e que possuem uma baixa quantidade destes elementos pesados são englobadas na chamada População II de estrelas, enquanto as estrelas mais novas com alta metalicidade são englobadas na População I.<ref>{{citar livro |autor=Marochnik, L.S.; Shukurov, A.; Yastrzhembsky, I. |título=The Milky Way galaxy |data=1996|editorial=Taylor & Francis |isbn=978-2881249310|edição=2ª}}</ref> Pelo general, as estrelas da População I encontram-se espalhadas pelo [[disco galáctico]], enquanto as da População II estão situadas no [[bulbo galáctico]] e no [[halo galáctico|halo]].<ref>{{Citar Ref-livro |autor=Martínez, V.J.; Miralles, J.A.; Marco, E.; Galadí-Enríquez, D. |título=Astronomía fundamental |data=2005|editorial=Universitat de València |isbn=978-84-370-6104-7|edição=1ª|língua=espanhol|página=225}}</ref>
 
== Distribuição e abundância ==
Geralmente encontram-se situadas no plano da [[Via Láctea]], sendo mais abundantes perto do [[centro galáctico]].<ref name="Majaess2007">{{Citar periódico |autor=Majaess, Daniel J.; Turner, David G.; Lane, David J. |ano=2007|título=In Search of Possible Associations between Planetary Nebulae and Open Clusters |publicação=Publications of the Astronomical Society of the Pacific |volume=119|número=862|páginas=1349-1360|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007PASP..119.1349M |doi=10.1086/524414|dataaccesso=28 de novembro de 2009}}</ref>
 
Regularmente são detectadas nebulosas planetárias nos [[aglomerado globular|aglomerados globulares]], como [[Messier 15]], [[Messier 22]] e [[Palomar 6]]. Contudo, nos [[Aglomerado estelar aberto|Aglomerados estelares abertos]] são muito menos numerosas, pois estes aglomerados possuem muitas menos estrelas que os globulares e, ao estarem pouco ligados gravitacionalmente, os seus membros dispersam-se em um tempo de 100 a 600 milhões de anos,<ref>{{Citar Ref-livro |autor=Allison, Mark |título=Star clusters and how to observe them |data=2006|editorial=Birkhäuser |isbn=978-1846281907|páginas=56-58}}</ref> tempo similar ao necessário para que a fase de nebulosa planetária se leve a cabo.<ref name="Majaess2007" /> São conhecidas algumas nebulosas planetárias situadas em aglomerados abertos, como e.g. [[NGC 2818]].
 
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>
 
== Bibliografia usada ==
* {{Citar Ref-livro |autor=HARPAZ, A. |título=Stellar evolution |data=1994|editorial=A. K. Peters |isbn=978-1-568-81012-6}}
* {{Citar Ref-livro |autor=ILIADIS, Christian |título=Nuclear physics of stars. Physics textbook |data=2007|editorial=Wiley-VCH |isbn=978-3-527-40602-9}}
* {{Citar Ref-livro |autor=GURZADYAN, G.A. |título=The physics and dynamics of planetary nebulae |url=http://books.google.com/books?isbnid=xxVkZBVIZeAC&printsec=frontcover&source=gbs_navlinks_s |dataaccesso=28 de novembro de 2009|data=1997|editorial=Springer |isbn=9783540609650}}
* {{Citar Ref-livro |autor=KWOK, Sun |título=The origin and evolution of planetary nebulae |data=2000|editorial=Cambridge University Press |isbn=978-0521623131| dataaccesso=28 de novembro de 2009}}
* {{Citar Ref-livro |autor=OSTERBROCK, D.E.; Ferland, G.J. |título=Astrophysics of gaseous nebulae and active galactic nuclei |data=2006|editorial=University Science Books |edição=2ª|isbn=978-1-891-38934-4}}
* {{Citar 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}}
 
== Bibliografia adicional ==
* {{Citar 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}}
* {{Citar 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}}
* {{Citar Ref-livro |autor=MANCHADO TORRES, A., '' al. '' |título=The IAC morphological catalog of northern galactic planetary nebulae |data=1996|editorial=Instituto de Astrofísica de Canarias |isbn=978-84-921806-0-8}}
 
{{Referências|col=3}}