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[[Ficheiro:NGC6543.jpg|thumb|225px|A [[Nebulosa Olho de gato|Nebulosa Olho de Gato]]. Imagem em falsa cor ([[espectro eletromagnético|visível e raios X]]) tomada pelo [[Telescópio espacial Hubble]].]]
[[Ficheiro:Ngc2392.jpg|thumb|NGC 2392, [[Nebulosa do Esquimó]]]]
Uma '''nebulosa planetária''' é um objecto astronómico (nomeadamente, uma [[nebulosa de emissão]]) que é constituído por um invólucro brilhante em expansão de [[plasma]] e [[gás]] [[ionização|ionizado]], expulsa durante a fase de [[ramo gigante assimptótico]] que atravessam as estrelas [[gigante vermelha|gigantes vermelhas]] nos últimos momentos das suas vidas.<ref name="Frankowski2009">{{Citar periódico |autor=Frankowski, Adam; Soker, Noam |ano=2009|título=Very late thermal pulses influenced by accretion in planetary nebulae |publicação=New Astronomy |volume=14|número=8|páginas=654-658|url=http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/0903/0903.3364v1.pdf |doi=10.1016/j.newast.2009.03.006|dataaccesso=28 de novembro| cita= ''A planetary nebula (PN) is an expanding ionized circumstellar cloud that was ejected during the asymptotic giant branch (AGB) phase of the stellar progenitor. The nebula is ionized by the hot central star''.}}</ref>
 
O nome é devido a que os seus descobridores, no [[século XVIII]],<ref name="Kwok2005">{{Citar periódico |autor=Kwok, Sun |ano=2005|título=Planetary Nebulae : New Challenges in the 21<sup>st</sup> Century |publicação=Journal of the Korean Astronomical Society |volume=38|número=2|páginas=271-278|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005JKAS...38..271K |dataaccesso=28 de novembro}}</ref> observaram que a sua aparência era similar aos [[gigantes gasosos|planetas gigantes]] vistos através dos [[telescópio]]s ópticos da época, embora realmente não tenham relação alguma com os [[planeta]]s.<ref name="Hubblesite1997">{{Citar web |url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1997/38/background/ |título=Hubble Witnesses the Final Blaze of Glory of Sun-Like Stars |dataaccesso=28 de novembro de 2009|data=17 de dezembro de 1997|editor=Hubblesite|língua=inglês}}</ref> Trata-se de um fenômeno relativamente breve em termos astronômicos, que dura por volta de dezenas de milhares de anos (o tempo de vida de uma estrela comum ronda os dez bilhões de anos).<ref name="Kwok2000_p2" />
[[Ficheiro:M57 The Ring Nebula.JPG|thumb|250px|left|A [[Nebulosa do Anel]]. <small>''Crédito: The Hubble Heritage Team (AURA/STScI/NASA)''.</small>]]
 
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="Kwok2000_p2">Kwok 2000, p. 2.</ref><ref name="messier" />
[[Ficheiro:NGC7293 (2004).jpg|thumb|250px|direita|A [[Nebulosa de Hélix]]. <small>''Crédito: NASA, ESA, e C.R. O'Dell''.</small>]]
[[Image:Crab Nebula.jpg|thumb|200px|esquerda|A [[nebulosa do Caranguejo]], um remanescente de supernova. <small>''Crédito: NASA, ESA.</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]].
 
À medida que o gás se expande, a estrela central experimenta uma evolução em duas etapas: primeiro, contraindo-se ao mesmo tempo em que se esquenta, queimando-se o hidrogênio da camada exterior ao núcleo. Nesta etapa, a estrela central mantém uma [[luminosidade]] constante, atingindo finalmente temperaturas por volta de 100 000 K. Em segundo lugar, a estrela sofre um processo de arrefecimento quando a camada de hidrogênio exterior se consumiu, perdendo ademais um pouco de massa. O remanente irradia a sua [[energia]], mas as reações de [[fusão nuclear|fusão]] deixam de ocorrer, pois perdeu muita massa e a que lhe resta não chega para atingir as [[temperatura]]s necessárias para desencadear este tipo de processos. A estrela esfria-se de tal modo que a intensidade da luz ultravioleta irradiada não chega para ionizar o gás distante.
=== Morfologia ===
[[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>
 
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]].
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>
 
== {{Ver também}} ==
*[[Protonebulosa planetária]]
*[[Anã branca]]
* {{Citar 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}}
{{Tradução/ref|es|nebulosa planetaria}}
 
== {{Ligações externas}} ==
{{commonscat|Planetary nebulae}}
* [http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/askkids/planetaryneb.shtml O que é uma nebulosa planetária?, para crianças] {{es}}
210 093

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