Forme e struttura
Rispetto alle nebulose diffuse (vedi regione H II), le nebulose planetarie sono piccoli oggetti, con un raggio tipicamente di 1 anno luce e contenenti una massa di gas di circa 0,3 massa solare. Una delle più grandi nebulose planetarie conosciute, la nebulosa Helix (NGC 7293) nella costellazione dell’Acquario, sottende un angolo di circa 20 minuti d’arco – due terzi della dimensione angolare della Luna. Le nebulose planetarie sono considerevolmente più dense della maggior parte delle regioni H II, in genere contengono 1.000-10.000 atomi per cm cubo all’interno delle loro regioni dense, e hanno una luminosità superficiale 1.000 volte maggiore. Molti sono così lontani che appaiono stellari quando vengono fotografati direttamente, ma gli esempi cospicui hanno una dimensione angolare fino a 20 minuti d’arco, mentre 10-30 secondi d’arco sono usuali. Quelli che mostrano un disco luminoso hanno forme molto più regolari rispetto alle regioni caotiche H II, ma di solito ci sono ancora alcune fluttuazioni di luminosità sul disco. Le planetarie hanno generalmente confini esterni regolari e netti; spesso hanno anche un confine interno relativamente regolare, dando loro l’aspetto di un anello. Molti hanno due lobi di materiale luminoso, simili ad archi di cerchio, collegati da un ponte, un po’ simile alla lettera Z.
© IAC/RGO/Malin. Photograph by David Malin.
La maggior parte dei planetari mostra una stella centrale, chiamata nucleo, che fornisce la radiazione ultravioletta necessaria per ionizzare il gas nell’anello o guscio che la circonda. Queste stelle sono tra le più calde conosciute e sono in uno stato di evoluzione relativamente rapida.
Come per le regioni H II, la regolarità strutturale complessiva nasconde fluttuazioni su larga scala nella densità, nella temperatura e nella composizione chimica. Le immagini ad alta risoluzione di una nebulosa planetaria di solito rivelano piccoli nodi e filamenti fino al limite di risoluzione. Lo spettro della nebulosa planetaria è fondamentalmente lo stesso di quello della regione H II; contiene linee luminose di ricombinazione dell’idrogeno e dell’elio e le linee proibite luminose ed eccitate per collisione e le deboli linee di ricombinazione di altri ioni. (La ricombinazione è il processo in cui un atomo in un alto stadio di eccitazione cattura un elettrone di energia inferiore e poi scende in uno stadio di eccitazione inferiore). Le stelle centrali mostrano una gamma di temperature molto più ampia di quelle delle regioni H II, che vanno da relativamente fredde (25.000 K) ad alcune delle più calde conosciute (200.000 K). Nelle nebulose con stelle calde, la maggior parte dell’elio è doppiamente ionizzato, ed esistono quantità apprezzabili di ossigeno e argon cinque volte ionizzati e neon quattro volte ionizzati. Nelle regioni H II l’elio è principalmente ionizzato una volta e neon e argon solo una o due volte. Questa differenza negli stati degli atomi risulta dalla temperatura del nucleo planetario (fino a circa 150.000 K), che è molto più alta di quella della stella eccitante delle regioni H II (meno di 60.000 K per una stella O, la più calda). Alti stadi di ionizzazione si trovano vicino alla stella centrale. I rari ioni pesanti, piuttosto che l’idrogeno, assorbono i fotoni di diverse centinaia di elettronvolt di energia. Oltre una certa distanza dalla stella centrale, tutti i fotoni di energia sufficiente per ionizzare una data specie di ioni sono stati assorbiti, e questa specie non può quindi esistere più lontano. Calcoli teorici dettagliati hanno predetto con successo gli spettri delle nebulose meglio osservate.
Gli spettri delle nebulose planetarie rivelano un altro fatto interessante: si espandono dalla stella centrale a 24-56 km (15-35 miglia) al secondo. L’attrazione gravitazionale della stella è abbastanza piccola alla distanza dell’involucro dalla stella, quindi l’involucro continuerà la sua espansione fino a quando finalmente si fonderà con il gas interstellare che lo circonda. L’espansione è proporzionale alla distanza dalla stella centrale, coerente con l’intera massa di gas che è stata espulsa in un breve periodo dalla stella in una sorta di instabilità.