Nebulosa CIENCIA

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Ciencia

Generalidades. La mayor parte de los astrónomos designan en la actualidad con el nombre genérico de n. a todos aquellos objetos celestes difusos localizados dentro de las galaxias y que no pueden resolverse en estrellas. Sin embargo, existe alguna confusión en el sentido de este término, que en otras épocas ha servido para designar incluso galaxias (v.) externas (n. espirales, elípticas, cte.). Como es natural, la mayor parte de las n. catalogadas pertenecen a nuestra Galaxia, pero su existencia no es exclusiva de ésta, puesto que han sido observadas en otras galaxias y de modo especial en las más cercanas (Nubes de Magallanes, Andrómeda, etc.). Con respecto a la estructura de las n. las ideas han ido evolucionando con el tiempo, desde considerarlas resolubles en estrellas en los s. XVII, xvlii y mediados del XIX (Lord Rosse), un fluido luminoso, a principios del XIX (W. Herschell), masas gaseosas, a finales del XIX (Huggins), compuestos de gas y polvo, a principios del XX (Slipher y Hertzprung), formas distintas de objetos extragalácticos (Curtís, 1919), restos de una supernova (Mayall y Oort, 1942), etc.

Ordinariamente, las n. se clasifican en dos grandes grupos: planetarias y difusas, y cada uno de éstos se subdivide en otros grupos como luego veremos. Pero es frecuente reseñar otros tipos de n., tales como ex-supernovas, n. variables, etc., a las que dedicaremos breves referencias.

Catálogos. La primera lista de n. fue dada por Messier, quien llegó a catalogar algo menos de 100 objetos. A continuación se citan algunas de ellas, p. ej., la M 1 (n. del Cangrejo), M 17 (Omega), M 42 (Orión), M 57 Anillo), M 97 (Búho), etc. El New General Catalogue (NGC), dado por Dreyer (1888), con sus dos índices (1895 y 1908) es mucho más complejo y su designación perdura en la actualidad. Así, las n. citadas se denotan, respectivamente, por NGC 1952, NGC 6618, NGC 1976, NGC 6720, NGC 3587. No obstante, algunas n. muy conocidas aún siguen denotándose de acuerdo con la lista de Messier.

Posteriormente se han recopilado y clasificado las n. en numerosos católogos y atlas, pudiendo citarse, entre otros, los catálogos de Cederbland (1946), Strohmeier (1950), Sharpless y Osterbrock (1952), etc., sobre n. difusas, los de Vorontsov-Velyaminov (1934), Minkowski (1946-47), Evans, David y Thackeray (1950), Perek y Kohoutek (1967), etc., sobre n. planetarias y atlas como los de Becvac (1959), Norton e Inglis (1943), Barnard (1927), Fe ssenkov-Rozhkovski (1953), Khavtassi (1960), Shain (1952), etc.

Nebulosas planetarias. Se denominan así porque su imagen recuerda la de algunos planetas lejanos (Urano, Neptuno) y se suponen formadas por una masa gaseosa iluminada por la radiación ultravioleta procedente de una o varias estrellas centrales, muy cálidas, aunque solamente una pequeña fracción de su energía sea emitida en la región visual. Estas estrellas centrales, cuya existencia se considera axiomática, son visibles en gran parte de las n. planetarias, mientras en otras desaparecen bajo la nebulosidad envolvente. El reciente catálogo de Perek y Kohoutek incluye 1.034 n. planetarias, con numerosos datos: posición para 1950, precesión en ascensión recta y declinación, longitud y latitud galácticas, tipo, descubrimiento y en algunos casos dimensiones, velocidad radial, magnitud, brillo, espectro, emisiones en radio-frecuencia, movimientos internos, isofotas, etc., así como referencias y datos sobre la estrella central. Asimismo, de acuerdo conla clasificación de Vorontsov-Velyaminov, se insertan en el catálogo 505 n. planetarias distribuidas según los siguientes tipos:Tipo Número %DescripciónI10220,2 Imagen estelar11177 35,0 DiscoIla204,0" más brillante hacia el centroIIb163,2" de brillo uniformeIII2955,7" con estructura irregularIIIa163,2" con distribución irregular de brilloIIIb275,3"con trazas de anilloIV105 20,8 AnularesV81,6 Forma entre planetaria y difusavi51,0 Forma anómalaEn la estimación del tanto por ciento asignado a cada tipo influyen otras consideraciones de distancia, tamaño, etcétera, no especificadas en el mismo.

Las n. planetarias pertenecen a la población II de Baade (v. GALAXIAS) y presentan una distribución espacial análoga a la de las estrellas RR Lyrae, con pequeña concentración galáctica y dispersión a grandes distancias del plano galáctico, cuyo promedio fue estimado desde 187 pc (Parenago, 1946) hasta 325 pc (Minkowski, 1965). También existe una gran concentración de n. planetarias hacia el centro de la galaxia.

El espectro de las n. planetarias, con espectrógrafo de rendija, presenta rayas de forma irregular y frecuente desdoblamiento debido a la existencia de movimientos internos, que revelan diferentes velocidades de expansión, tanto mayores cuanto menor es el potencial de ionización. Esto revela que las masas gaseosas de las n. planetarias no se encuentran en equilibrio termodinámico y que existen procesos internos que originan la emisión de rayas, entre las que pueden citarse como más importantes algunas de O I, O II, O III, Ne III, Ne V, N II, A IV, C II, Mg 1, etc., siendo además los procesos de excitación de átomos más importantes los siguientes: 1) Fotoionización y recombinación, en el que un átomo es ionizado por la radiación procedente de la estrella central y los electrones libres así producidos son captados por los iones en diferentes estados excitados, dando lugar a las rayas de emisión. 2) Excitación por choques, que juega un importante papel en la formación de rayas prohibidas, pues los electrones tienen suficiente energía para excitar los niveles metastables de iones y átomos, pudiendo pasar los átomos de un estado a otro aunque la transición óptica sea prohibida. Un mecanismo de fluorescencia sumamente curioso ha sido dado por Bowen (1934) y explica algunos fenómenos no sólo cualitativamente, sino cuantitativamente.

Nebulosas difusas. La observación de la esfera celeste revela la existencia de objetos difusos, de formas y tamaños muy variables e irregulares, unas veces iluminados y otras oscuros, que se incluyen bajo el nombre genérico de n. difusas.

Al parecer están compuestas por grandes masas gaseosas y partículas de polvo cósmico de tamaño no bien definido, que en ocasiones aparecen iluminadas por estrellas inmersas en su seno y otras veces como grandes extensiones oscuras del cielo; de ahí su división en n. difusas brillantes y oscuras, respectivamente.

Nebulosas oscuras. En la Vía Láctea (v.) se observan regiones oscuras, como la región de Aquila, que parece dividirse en dos. Esto es debido a la materia absorbente situada entre las estrellas lejanas y nosotros. Barnard las ha observado sistemáticamente y ha reunido sus observaciones en un catálogo que contiene 349 objetos celestes de este tipo y posteriormente en un atlas fotográfico. No obstante, él mismo sugiere que algunas de las n. oscuras reseñadas pueden ser simplemente espacios carentes de estrellas.

Posteriormente se han publicado catálogos como el deLundmark-Mellotte, con 1.550 objetos, Khavtassi (1955), Schoenberg (1964) con 1.456 n. oscuras, Lynds (1962) que contiene 1.802,’ etc., y algunos atlas de Ross-Calvert (1934), Hayden (1952), Khavtassi (1955), etc.

Ordinariamente son de formas variadas e irregulares, que recuerdan pequeñas masas nubosas, circulares u ovales, llamadas blóbulos por Bok y Reilly. En cuanto a su distribución se ha comprobado que casi todas están localizadas en las proximidades de la Vía Láctea, con latitudes galácticas comprendidas entre ± 20°.

Nebulosas brillantes o emisivas. La observación directa descubre grandes n. brillantes, de forma irregular, algunas muy notables, como Rosette en Monoceros, Orión, América del Norte, Pelicano en el Cisne, etc. Su emisión de luz es una consecuencia de la iluminación que reciben de estrellas cálidas, aunque algunas (Dentelle del Cisne) emiten luz sin que haya estrella que las ilumine y otras (N. Cangrejo) son r`adiofuentes intensas (v. RADIOASTRONOMÍA).

Su espectro comprende: un espectro continuo de emisión, rayas espectrales de emisión y luz difusa. De modo especial poseen un intenso espectro de emisión de hidrógeno, donde la raya Ha es particularmente brillante. La fotografía con filtros, cuando se aíslan las radiaciones próximas a la raya Ha, permite evidenciar la existencia de numerosas n. emisivas, que actualmente pasan de 300.

Al lado del espectro de H, también se encuentran rayas de helio neutro y helio ionizado, mientras la intensidad de las rayas de C, O y N difiere de unas a otras. También se han constatado movimientos desordenados (por medida de velocidades radiales), que ha hecho que se les denomine movimientos turbulentos.

De las observaciones se han podido deducir algunas propiedades:1) Algunas n. presentan una concentración periférica de materia (Rosette) y tienen en su centro un grupo de estrellas azules cálidas.

2) La distribución espacial de las n. difusas es análoga a la de las estrellas WOB y especialmente para las estrellas y n. próximas.

3) En ciertas n. (Dentelle del Cisne), se observan estructuras filamentosas muy finas, de gran extensión, y su emisión no está ligada a la presencia de estrellas cálidas, sino que parece debida a una excitación de los átomos por colisiones con electrones.

4) Las n. brillantes no están asociadas a estrellas cálidas, al menos en un caso sobre ocho y probablemente en un caso sobre cuatro.

5) La mitad de las estrellas W, O, y 3/4 de las BO, 09, están asociadas a n. brillantes. En particular, la mitad al menos de las asociaciones OB están ligadas a grandes n. difusas.

6) Las n. difusas brillantes están repartidas a lo largo de los brazos de la galaxia.

Restos de supernova. Es muy conocida la n. del Cangrejo (Taurus A), supernova que explotó en 1054, como relatan antiguas crónicas chinas. Parece constituida por una envoltura filamentosa, observable principalmente en el rojo (en H) y una región central de estructura difusa, en la que también se distinguen filamentos.

Nebulosas variables. Es bien conocida la n. variable de Hubble. Estas n. están generalmente asociadas con estrellas variables anormales y suelen presentar forma en abanico.

R. ALVIRA DOMÍNGUEZ.

BIBL.: L. H. ALLER, Gaseous Nebulae, Nueva York 1956; íD, Astrophysics, II, Nueva York 1954; 1. OUFAY, Galactic Nebulae and Interstellar matter, Nueva York 1957; L. RUDAUX, G. DE VAUCOULEURS, Astronomía, Barcelona 1966.