La historia de las nebulosas planetarias

Damos hoy la bienvenida a un nuevo colaborador de este Blog, se trata de Santiago Ventura, licenciado en Ciencias Físicas y astrónomo entusiasta. Este es su primer artículo de colaboración que explica con claridad el proceso de formación de las nebulosas planetarias, esas manchas coloridas que salpican la Via Láctea y que todos los astrónomos aficionados perseguimos y queremos fotografiar.

Las Nebulosas Planetarias fueron asi bautizadas por sus primeros observadores por su apariencia pero nada tienen que ver con los planetas. Se forman en los estadios finales de las estrellas entre 0.8 y 8 masas solares. En su centro persiste la enana blanca en la que se ha convertido la estrella original y la nebulosa que la envuelve no es mas que las capas exteriores de esa estrella, expulsadas en violentas convulsiones, que no explosiones. La secuencia de formación tiene las siguientes fases.

1. La estrella vive la mayor parte de su vida estable en la llamada secuencia principal de edad cero, según el diagrama de Hertzsprung-Russell (HR), sin mayores sobresaltos.
2. Cuando comienza a escasear el hidrogeno en la zona central de la estrella, la energía termonuclear resultante de la fision nuclear del hidrógeno es insuficiente para soportar la constante presión gravitatoria de las capas exteriores
3. La gravedad comprimira entonces la estrella hasta que alguna otra fuerza la contrarreste. El aumento de la presión conlleva un aumento de la temperatura.
4. Si la masa es grande, se alcanzara la temperatura de fision del He cuya reacción termonuclear será la que contrarrestara a la gravedad. Si la masa es menor, no se llegara a iniciar la cadena del He.
5. La estrella seguirá comprimiéndose y aumentando su temperatura que a su vez calentara las capas exteriores de la estrella que se expandirán formandose una Gigante Roja que esta formada por una zona central mas compacta y una exterior mas ‘nebulosa’.
6. La zona central seguirá su compresión hasta que aparece una nueva fuerza que detiene la caída. Esta es debido a que los electrones que forman este plasma se encuentran sometidos a tan altas densidades que derivan en materia degenerada; forman una estructura ordenada siguiendo la estadística de Fermi-Dirac que establece que dos fermiones (electrones en este caso) no pueden ocupar dos estados cuánticos iguales. Esto supone una especie de cristalización de la estrella cuya presión continua pero no es suficiente como romper esta estructura.
7. Se produce entonces un rebote de la presión que ejerce la materia al caer sobre un cuerpo rigido. Esta onda de choque es la que al rebotar expulsa violentamente las capas exteriores formando la nebulosa planetaria
8. Las capas exteriores expulsadas se enfrían y la materia que la forma se recombina, formando atomos completos con sus electrones ordenados en sus diversas orbitas
9. La radiación que llega desde la estrella central, ya convertida en enana blanca, ioniza la materia exterior; esto quiere decir que al iluminarla, excita los electrones de sus atomos (en su mayoría de hidrogeno y helio). Estos electrones saltan a orbitas superiores absorbiendo radiación para luego decaer de nuevo a orbitas inferiores, emitiendo radiación. Esa es la razón del brillo de estas nebulosas.
10. Mientras ilumina a su manto multicolor, la enana blanca queda condenada a una lenta muerte termodinámica por toda la eternidad