Nebulosa planetária

Formas e estrutura

Comparada com nebulosas difusas (ver região H II), as nebulosas planetárias são pequenos objectos, com um raio tipicamente de 1 ano-luz e contendo uma massa de gás de cerca de 0,3 massa solar. Uma das maiores nebulosas planetárias conhecidas, a Nebulosa de Helix (NGC 7293) na constelação Aquarius, subentende um ângulo de cerca de 20 minutos de arco – dois terços do tamanho angular da Lua. As nebulosas planetárias são consideravelmente mais densas do que a maioria das regiões H II, contendo tipicamente 1.000-10.000 átomos por cm cúbicos dentro das suas regiões densas, e têm um brilho de superfície 1.000 vezes maior. Muitas estão tão distantes que parecem estelares quando fotografadas directamente, mas os exemplos conspícuos têm um tamanho angular até 20 minutos de arco, com 10-30 segundos de arco a serem habituais. Aqueles que mostram um disco brilhante têm formas muito mais regulares do que as caóticas regiões H II, mas ainda há normalmente algumas flutuações de brilho sobre o disco. Os planetários têm geralmente limites exteriores regulares e afiados; muitas vezes têm também um limite interior relativamente regular, dando-lhes a aparência de um anel. Muitos têm dois lóbulos de material brilhante, assemelhando-se a arcos de um círculo, ligados por uma ponte, algo parecidos com a letra Z.

Messier 27, a Nebulosa Dumbbell.
Messier 27, a Nebulosa Dumbbell.

© IAC/RGO/Malin. Fotografia de David Malin.

Os mais planetários mostram uma estrela central, chamada núcleo, que fornece a radiação ultravioleta necessária para ionizar o gás no anel ou concha que o rodeia. Estas estrelas estão entre as mais quentes conhecidas e encontram-se num estado de evolução relativamente rápida.

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Como nas regiões H II, a regularidade estrutural global esconde flutuações em grande escala na densidade, temperatura e composição química. As imagens de alta resolução de uma nebulosa planetária revelam geralmente pequenos nós e filamentos até ao limite da resolução. O espectro da nebulosa planetária é basicamente o mesmo que o da região H II; contém linhas brilhantes de recombinações de hidrogénio e hélio e as linhas proibidas de colisões brilhantes e excitadas e linhas de recombinações fracas de outros iões. (Recombinação é o processo em que um átomo numa fase elevada de excitação capta um electrão de menor energia e depois cai para uma fase inferior de excitação). As estrelas centrais mostram uma gama de temperaturas muito maior do que as das regiões H II, variando entre relativamente frescas (25.000 K) e algumas das mais quentes conhecidas (200.000 K). Nas nebulosas com estrelas quentes, a maior parte do hélio é duplamente ionizado, e existem quantidades apreciáveis de oxigénio e árgon cinco vezes ionizado e néon quatro vezes ionizado. Nas regiões H II, o hélio é principalmente uma vez ionizado e o néon e o árgon apenas uma ou duas vezes. Esta diferença nos estados dos átomos resulta da temperatura do núcleo planetário (até cerca de 150.000 K), que é muito superior à da excitante estrela das regiões H II (menos de 60.000 K para uma estrela O, a mais quente). Encontram-se fases elevadas de ionização perto da estrela central. Os raros iões pesados, em vez de hidrogénio, absorvem os fotões de várias centenas de energias de electrões volts. Para além de uma certa distância da estrela central, todos os fotões de energia suficiente para ionizar uma determinada espécie de ião foram absorvidos, e essa espécie não pode portanto existir mais longe. Cálculos teóricos detalhados previram com bastante sucesso os espectros das nebulosas mais bem observadas.

p>Os espectros das nebulosas planetárias revelam outro facto interessante: expandem-se a partir da estrela central a 24-56 km (15-35 milhas) por segundo. A atracção gravitacional da estrela é bastante pequena à distância da concha da estrela, pelo que a concha continuará a sua expansão até finalmente se fundir com o gás interestelar que a rodeia. A expansão é proporcional à distância da estrela central, consistente com toda a massa de gás ter sido ejectada a um breve período da estrela em algum tipo de instabilidade.

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