Formas y estructura
Comparadas con las nebulosas difusas (véase región H II), las nebulosas planetarias son objetos pequeños, con un radio típico de 1 año luz y que contienen una masa de gas de aproximadamente 0,3 masas solares. Una de las mayores nebulosas planetarias conocidas, la nebulosa de la Hélice (NGC 7293), situada en la constelación de Acuario, tiene un ángulo de unos 20 minutos de arco, dos tercios del tamaño angular de la Luna. Las nebulosas planetarias son considerablemente más densas que la mayoría de las regiones H II, ya que suelen contener entre 1.000 y 10.000 átomos por cm cúbico dentro de sus regiones densas, y tienen un brillo superficial 1.000 veces mayor. Muchas están tan alejadas que parecen estelares cuando se fotografían directamente, pero los ejemplos más conspicuos tienen un tamaño angular de hasta 20 minutos de arco de diámetro, siendo lo habitual entre 10 y 30 segundos de arco. Las que muestran un disco brillante tienen formas mucho más regulares que las regiones H II caóticas, pero suele haber algunas fluctuaciones de brillo sobre el disco. Los planetarios suelen tener límites exteriores regulares y nítidos; a menudo tienen también un límite interior relativamente regular, lo que les da la apariencia de un anillo. Muchos tienen dos lóbulos de material brillante, que se asemejan a los arcos de un círculo, conectados por un puente, algo parecido a la letra Z.
© IAC/RGO/Malin. Fotografía de David Malin.
La mayoría de los planetarios muestran una estrella central, llamada núcleo, que proporciona la radiación ultravioleta necesaria para ionizar el gas del anillo o caparazón que lo rodea. Esas estrellas están entre las más calientes conocidas y se encuentran en un estado de evolución comparativamente rápido.
Al igual que con las regiones H II, la regularidad estructural general oculta fluctuaciones a gran escala en la densidad, la temperatura y la composición química. Las imágenes de alta resolución de una nebulosa planetaria suelen revelar pequeños nudos y filamentos hasta el límite de resolución. El espectro de la nebulosa planetaria es básicamente el mismo que el de la región H II; contiene líneas brillantes procedentes de las recombinaciones del hidrógeno y el helio y las líneas brillantes prohibidas excitadas por colisión y las líneas débiles de recombinación de otros iones. (La recombinación es el proceso en el que un átomo en un estado de excitación alto captura un electrón de menor energía y luego cae en un estado de excitación más bajo). Las estrellas centrales muestran un rango de temperaturas mucho mayor que las de las regiones H II, que van desde las relativamente frías (25.000 K) hasta algunas de las más calientes conocidas (200.000 K). En las nebulosas con estrellas calientes, la mayor parte del helio está doblemente ionizado, y existen cantidades apreciables de oxígeno y argón cinco veces ionizados y de neón cuatro veces ionizado. En las regiones H II el helio está principalmente una vez ionizado y el neón y el argón sólo una o dos veces. Esta diferencia en los estados de los átomos se debe a la temperatura del núcleo planetario (hasta unos 150.000 K), que es muy superior a la de la estrella excitante de las regiones H II (menos de 60.000 K para una estrella O, la más caliente). Cerca de la estrella central se encuentran altos niveles de ionización. Los raros iones pesados, más que el hidrógeno, absorben los fotones de varios centenares de electronvoltios de energía. Más allá de una cierta distancia de la estrella central, todos los fotones de energía suficiente para ionizar una determinada especie de iones han sido absorbidos y, por tanto, esa especie no puede existir más allá. Los cálculos teóricos detallados han predicho con bastante éxito los espectros de las nebulosas mejor observadas.
Los espectros de las nebulosas planetarias revelan otro hecho interesante: se están expandiendo desde la estrella central a 24-56 km (15-35 millas) por segundo. La atracción gravitatoria de la estrella es bastante pequeña a la distancia de la cáscara de la estrella, por lo que la cáscara continuará su expansión hasta que finalmente se fusione con el gas interestelar que la rodea. La expansión es proporcional a la distancia de la estrella central, lo que es coherente con que toda la masa de gas haya sido expulsada en un breve periodo de tiempo de la estrella en algún tipo de inestabilidad.