Por Esteban J. AndradaLas nebulosas son regiones del espacio interestelar compuestas principalmente por gases, fundamentalmente hidrógeno y helio, y una considerable cantidad de polvo cósmico, término astronómico que engloba una diversidad de elementos químicos en estado sólido.
La física de las nebulosas es crucial para la astrofísica, ya que en su interior se gestan las nuevas estrellas. Estos densos cúmulos de materia proporcionan el material necesario y las condiciones físicas para que se inicie el colapso gravitacional que dará origen a una estrella.
Nebulosas oscuras
Las nebulosas oscuras, también denominadas nebulosas de absorción, son densas nubes de gas y polvo interestelar que no están asociadas directamente con estrellas que las iluminen. Su presencia se revela por contraste con el fondo estelar: oscurecen o incluso bloquean la luz de las estrellas que se encuentran detrás, creando zonas aparentemente vacías o con menor densidad de estrellas en el campo visual. La detección de una nebulosa oscura se basa en la interpretación de imágenes astronómicas, analizando el contraste, el fondo estelar, los contornos oscuros y la notable ausencia de estrellas en la región que ocupa.
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| El Saco de Carbón, suele ser el ejemplo clásico para describir e ilustrar una nebulosa de absorción. Foto: Eduardo Horacek. |
Un ejemplo recurrente para ejemplificar una nebulosa oscura es el Saco de Carbón, situado a aproximadamente 555 años luz de la Tierra, en la constelación de la Cruz del Sur. En cielos nocturnos con baja contaminación lumínica (cielos rurales), se presenta como una notable ausencia de estrellas sobre el fondo estelar, visible incluso a simple vista. Su observación con binoculares de 7x50 o 10x50 revela una imagen hipnotizante, realzando el contraste con las estrellas circundantes.
Nebulosas de reflexión
Las nebulosas de reflexión, como su nombre indica, reflejan la luz de estrellas cercanas. Estas estrellas no poseen la masa ni la temperatura superficial suficientes para emitir una cantidad significativa de radiación ultravioleta capaz de ionizar el gas circundante y producir emisión propia.
Estas nebulosas suelen estar compuestas por los restos del material primordial que dio origen a las estrellas cercanas, es decir, la materia prima sobrante del proceso de formación estelar.
Un ejemplo destacado son las Pléyades, un cúmulo abierto de estrellas que comparten un origen común, habiendo nacido del mismo material y bajo condiciones similares. La luz de estas estrellas ilumina el gas circundante, haciéndolo brillar por reflexión.
Nebulosas de emisión
Las nebulosas de emisión son un tipo común de nebulosa cuyo brillo se debe a la ionización del gas que las compone por la intensa radiación ultravioleta emitida por estrellas jóvenes, masivas y calientes cercanas, generalmente de tipo espectral O y B. Esta radiación energética excita los átomos del gas, principalmente hidrógeno, que al volver a su estado fundamental emiten luz en longitudes de onda específicas, creando un espectro de emisión característico.
En astrofísica, estas regiones de gas ionizado se denominan regiones HII (H dos), donde el "II" en números romanos indica hidrógeno ionizado. Su estudio se realiza mediante el análisis del espectro electromagnético, que revela la composición química, la temperatura, la densidad y otros parámetros físicos del gas.
El análisis espectroscópico de las nebulosas (y de las galaxias que las contienen) es fundamental para determinar su composición química y sus propiedades físicas. El espectro resultante está compuesto por multitud de líneas de emisión correspondientes a los diferentes elementos químicos presentes en el gas ionizado.
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| La Nebulosa de Orión es una nebulosa de emisión |
La línea de emisión más intensa en el espectro de las nebulosas de emisión es la línea H-alfa (Hα), ubicada en la región roja del espectro electromagnético, con una longitud de onda de 6562,82 Ångströms (o 656,282 nanómetros). Esta línea es la principal responsable del característico color rojizo que se observa en las imágenes de nebulosas como la Nebulosa de Carina, especialmente en las pantallas LCD de las cámaras utilizadas en astrofotografía de larga exposición.
Además de la emisión de hidrógeno, en los espectros de las nebulosas de emisión se detectan líneas correspondientes a otros elementos, como helio, oxígeno, nitrógeno, azufre, neón y hierro, entre otros. La presencia e intensidad relativa de estas líneas varían según la composición química y las condiciones físicas específicas de cada nebulosa.
Casos especiales dentro de las nebulosas de emisión: nebulosas planetarias
Dentro de la categoría de nebulosas de emisión, encontramos un caso especial ligado a la evolución estelar: las nebulosas planetarias. Estas no son "morgues galácticas" en el sentido estricto, sino las etapas finales en la vida de estrellas de masa baja e intermedia, como nuestro Sol.
Una nebulosa planetaria se forma cuando una estrella, agotado su combustible nuclear, expulsa sus capas exteriores al espacio, creando una envoltura de gas ionizado. El núcleo remanente de la estrella, una enana blanca extremadamente caliente, es la fuente de la radiación ultravioleta que excita e ioniza el gas expulsado, haciéndolo brillar.
M57 es una nebulosa planetaria
Aunque comparten el mecanismo de emisión de luz con otras nebulosas de emisión (la ionización del gas por radiación ultravioleta), las nebulosas planetarias tienen un origen y características distintas, lo que justifica su denominación específica.
Los remanentes de supernova y su confusa definición en libros antiguos
Las nebulosas producidas por explosiones de supernova se denominan "remanentes de supernova". Estos corresponden a los restos del material estelar (gas y polvo) expulsado durante la violenta explosión, que adquiere gran energía cinética. En el centro de estos remanentes, frecuentemente se encuentra una estrella de neutrones o, en algunos casos, un púlsar, resultado del colapso del núcleo de la estrella masiva original.
La Nebulosa del Cangrejo (M1) es un ejemplo histórico de confusión en la clasificación de objetos astronómicos. Inicialmente, su apariencia llevó a algunos observadores, incluso profesionales, a clasificarla erróneamente.
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| M1 es un remanente de supernova |
El estudio de los remanentes de supernova nos proporciona información valiosa sobre la evolución estelar y la dinámica del universo. El material expulsado en estas explosiones enriquece el medio interestelar, convirtiéndose, a lo largo de millones de años, en la materia prima para la formación de nuevas estrellas y sistemas planetarios.
Notas
(1) El saco de Carbón, NO es observable desde las ciudades, y en zonas suburbanas requiere adaptación a la oscuridad y que el objeto este alto en el cielo.
(2) Hace 200 años, William Herschel llamó a estas nubes esféricas nebulosas planetarias porque eran redondas como los planetas.
(3)La representación es aproximada. La imagen es ilustrativa y no es una fotografía de Eta Carina. Fotos: NASA | Editado por Esteban J. Andrada