Formas

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Prácticamente ahí al lado, a unos 200 pc, NGC 7293, la popular Helix Nebula, nos observa. Se trata de una nebulosa planetaria y puede que esté un poco confundida ante lo que ve; ella, que en su explosión desparrama futura vida, mira como unos seres que presumen de inteligentes y especiales, se dedican a destruir su propio sustento, la naturaleza que les rodea cuando no a sus propios congéneres. Mientras, aquí a lo nuestro, sustituyendo árboles por aerogeneradores, estrellas por satélites o pájaros por drones.

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Si la queremos localizar, se podrían tomar como referencia las estrellas del triángulo formado por el triplete ψ Aqr, Deneb Algedi (la cola de la cabra) y Fomalhaut, que es otro ojo que nos mira como comparando planetas

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Muchas cosas me llaman la atención de esta nebulosa, pero lo más chocante al verla es leer que no es esférica, sino cilíndrica: ¡no es un ojo, es un catalejo!

¿Es eso cierto?

La importancia de ser nebulosa planetaria

Me despista un poco eso de las poblaciones estelares por aquello de numerarse I, II y III en orden cronológico inverso. De manera que, la población III, de la que todavía falta suficiente evidencia, sería la más distante en el tiempo y tendría muy escasa metalicidad. La más joven y, por tanto, la más rica en metales (elementos distintos al hidrógeno y al helio), sería la población I.

Regla mnemotécnica tipo Epi/Blas: un paso te aleja, tres te alejan más.

También el tema de la metalicidad me resulta poco intuitivo (ya se sabe que la intuición es personal). Si la presencia de distintos metales va ligada a la longevidad de una estrella, entonces, cuántos más años vivan, más metales tendrán … ¡error!; bueno, no del todo.

Interesa más no centrarse en la vida particular de una estrella … longevidad, metalicidad y población irían íntimamente relacionados con el concepto homínido equivalente de ‘generación’.

Las estrellas no vienen de París como nosotros, se forman en nubes moleculares y su composición depende de la composición química de esas nubes.

Y ¿qué hace que varíe la composición química? … pues el proceso se denomina nucleosíntesis y consiste, grosso modo (muy grosso), en que un átomo se junta con otro para formar un elemento distinto y, cada vez, más complicado. Así, una primera generación, la más lejana (población III) sería de composición mucho más simple que las más recientes.

Pero, las nubes moleculares ¿no son gaseosas? ¿no estarían mezcladas siendo más o menos homogéneas? ¿no serían todas las generaciones de estrellas de similar composición con independencia de su edad?

Pues no … están esos elementos dispersadores y dispensadores de elementos químicos que son las supernovas y las nebulosas planetarias que aseguran el traspaso intergeneracional, van enriqueciendo el medio interestelar que las rodea con sus chorros y explosiones. Sus elementos ‘particulares’, al expandirse, se mezclan con las nubes de gas y polvo proporcionándoles nuevas composiciones químicas. Además, la enorme energía liberada en la explosión propicia la fusión entre esos elementos pudiéndose crear otros nuevos que formarán parte de la composición de la nube … y así sucesivamente.

…inspirar … espirar … (10 veces mínimo)

La estrella central

En la línea del tiempo, en un espacio también representado por una línea, si parásemos en un punto y analizáramos la estrella que lo ocupa, ésta tendría una composición con elementos heredados de sus progenitoras, seguiría creando nuevos elementos durante su vida y, a su muerte, enriquecería la nube molecular de la que nacerían sus hijas. Así que ‘su generación’ le va a proporcionar elementos comunes pero su masa y composición individual le harán evolucionar hacia un final distinto, bien en estrella de neutrones, agujero negro o enana blanca (más precisamente una clase de enana blanca)

Lo que queda de una estrella de mediana masa como nuestro Sol, después de producir una nebulosa planetaria como Helix, será una enana blanca.

En las dBs del CDS los objetos ‘nebulosa planetaria’ no están diferenciados de sus enanas blancas (al menos en las que he comprobado), se les otorga, eso sí, clasificación espectral. En el caso de NGC 7293, la enana blanca responsable es WD 2226-210, de tipo DAO.5.

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Curiosidad: Cuando fue catalogada (McCook y Sion, 1999) se registró con un error de signo, tal como se indica en su registro en Simbad.

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De lo complicado que resulta reducir a unas comunes características cualquier objeto, sirve el ejemplo de WD 2226-210. Chandra y HST habían descartado la presencia de una compañera, sin embargo su análisis espectral presentaba líneas de emisión que podrían encajar con una enana de tipo M. Además presentaba un exceso en infrarrojo. Se pensó que podría tratarse de un cinturón de escombros planetario puesto que, en la evolución hacia enana blanca, sólo podría explicarse su espectro si hubiera acreción (o caída) de material externo (Su, K. Y. L. et al., 2007).

Otra explicación podría ser que, como nuestro Sol, también la enana blanca podría contar con un cinturón de asteroides que posibilitara la caída de cometas (Caiazzo y Heyl, 2017).

¿Lo último?

Parece que la evidencia se inclina por la intensa actividad cometaria sobre WD 2226-210 que, en el final de su fase en la secuencia principal, habría provocado una dispersión (ruptura) de su cinturón planetario (Marshall, J. P. et al., 2023).

Nebulosa

Las nebulosas planetarias, después de vidas discretas, florecen al final de sus vidas. Con los primeros síntomas de vejez se sueltan el pelo y empiezan a gastar todas sus reservas de energías lanzando parte de sí mismas a diestro y siniestro. Una recurrente explicación a las formas tan peculiares y distintas que presentan es la dinámica de vientos de la propia estrella que, intermitentemente crearían halos cuyos remanentes observamos.

Ya vimos varios ejemplos de su etapa protoplanetaria (post-AGB). Y ya nos hicimos una idea de las numerosas formas que podían presentar, se podría decir que una para cada estrella. Pero lo terrícola es agrupar y clasificar para entender, así que, en cuanto los instrumentos ópticos lo permitieron, aparecieron los estudios morfológicos.

El primero de ellos, ya nos hemos topado en otras ocasiones con su autor (ver Paz), fue realizado por Heber Doust Curtis y publicado en 1918. En él se señala que “parece consistir en dos vueltas de una hélice”. La calidad de las imágenes deja mucho que desear en la copia del artículo, pero siempre impresionan esos trabajos pioneros (siempre recomendable consultarlo).

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Al decir dos vueltas de hélice, podría intrepretarse como dos círculos independientes o como una espiral y me recuerda una de las últimas imágenes del JWST: la de NGC 346, porque unos meses antes aparecía una noticia sobre su forma espiral.

Y mientras escribo esto, seleccionan la misma imagen como APOD/NASA. ¿Qué decir? Pues que hay que disfrutar todas las opciones sugeridas, of course.

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Otro amplio estudio de Bruce Balick ya señalaba una posible clasificación: redondas, elípticas y de tipo mariposa (Balick, 1989)

El mismo autor ya había dedicado una serie de tres artículos a la evolución de estos objetos (se citan en referencias). De NGC 7293 solo un decepcionante ‘no clasificada’ (Balick, 1987)

Por el momento, me quedo sin saber la forma de la Helix.

Con datos de 20 nebulosas, un equipo investigador japonés se planteaba en 2012 si se podía pensar en un desarrollo similar para todas las nebulosas planetarias. Partían de la premisa de que se trataba de objetos multipolares cuyos lóbulos podían estar producidos por la estrella moribunda en rotación que dispersaba sus haces a través del toroide central (hay que recordar que este toroide ya estaba presente en las estrellas post-AGB). Considerando que las nebulosas tuvieran tres lóbulos, se podría explicar la mayoría de las características que se han encontrado en ellas de forma independiente. Estas serían las morfologías resultantes (Chong et al., 2012):

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Como una variación de Andy Warhol

En todas estas morfologías juega un papel importante el polvo que rodea a la estrella y que tantos quebraderos da, como hemos visto, y también contra el que choca la capa expulsada de la estrella.

Un exhaustivo análisis combinando multitud de datos procedentes de diferentes misiones analiza la naturaleza de dicho polvo (por cierto con participación del reciente premio nacional de investigación, José Cernicharo). Aquí una imagen de los distintos datos y la combinación de ellos (Van de Steene et al., 2015)

En este mismo artículo se calculan las temperaturas del polvo. Su resultado, una temperatura media de 30,8 K ± 1,4 (entre 22 y 42 K). Frente a este polvo frío, contrasta la temperatura de la enana blanca: 110.000 K (Dickinson et al., 2012).

Vale, pero ¿es un catalejo o no?

Ha habido tantas noticias interesantes y me he entretenido tanto por el camino que todavía no puedo saberlo con certeza.

Será en la próxima entrada.

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A propósito

Nuestra futura nebulosa planetaria

Me refiero al Sol.

Se estudian las estrellas que podemos ver, pero tenemos la nuestra que la podemos vivir. Hablábamos de formas de las nebulosas producidas por los vientos estelares.

Esta semana se publicaba una noticia sobre la misión Parker Solar Probe de la NASA en la que se investiga la presencia de chorros de gas que podrían ayudar a interpretar el viento solar. Y me he imaginado que podríamos estar viviendo desde dentro los balbuceos de esa emanación de vientos y chorros que después, en fases más avanzadas, darán lugar a estas preciosas nebulosas planetarias. Así que, por una vez, sería nuestra estrella la que nos podría explicar lo que pasa en las otras … ¡imaginación al poder!

Me falta neón

No le vendría mal algo de luz a mi neurona. En la entrada anterior se comentaba la posibilidad de un nuevo camino hacia la formación de un púlsar a partir de una nova de neón en sistemas binarios. De nuevo ese azar que todo lo puede, me pone delante el siguiente artículo:

Kuncarayakti, H., “Late-time H/He-poor Circumstellar Interaction in the Type Ic Supernova SN 2021ocs: An Exposed Oxygen-Magnesium Layer and Extreme Stripping of the Progenitor”, The Astrophysical Journal, vol. 941, no. 2, 2022. doi:10.3847/2041-8213/aca672.

En el artículo se define un tipo especial (y raro) de espectro, resultado de una explosión de supernova que mostraba un exceso de oxígeno y de magnesio. Me pareció que estaba de suerte y que se podría tratar precisamente de una nova de neón.

No quedaba claro si el resultado se debía a la expansión sobre el medio interestelar o a un viento de púlsar. El caso es que a mí todo me encajaba, sin embargo no aparecía emisión de neón por ninguna parte.

El análisis espectral se había hecho una vez habían pasado 148 días desde el pico de luz, aunque habían contado con curvas de luz de entre una y dos semanas después del pico ¿podría ser esa tardanza el motivo por el que no aparecía en neón? o es que se les había olvidado señalarlo en el espectro (lo sé, im-presionante, es por echar las culpas a alguien) … bueno, como lo que no sé es lo que duraría el neón en esas condiciones o si desaparecería, pues puedo novelar un poco.

Otra cosa a la que seguir la pista ¿un nuevo tipo de supernova?

Mi neurona en el taller.

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Organismos

Centre de Données astronomiques de Strasbourg [https://cds.u-strasbg.fr/]

ESA [https://cosmos.esa.int/]

NASA [https://www.nasa.gov/]

Bases de datos

Aladin Sky Atlas [https://aladin.cds.unistra.fr/AladinLite/]

Cornell University- ArXiv [https://arxiv.org/]

ESASky: [https://sky.esa.int]

IRSA https://irsa.ipac.caltech.edu/

SAO/NASA Astrophysics Data System (ADS) [https://ui.adsabs.harvard.edu/]

SIMBAD Astronomic Database [http://simbad.cds.unistra.fr/simbad/]

NED (NASA/IPAC Extragalactic Database) [http://ned.ipac.caltech.edu/]

Otros recursos

IATE-European Union terminology [https://iate.europa.eu/]

SEA- Sociedad Española de Astronomía [https://www.sea-astronomia.es/glosario]

Wikipedia [https://es.wikipedia.org/]

Referencias

Balick, B., “The Evolution of Planetary Nebulae. I. Structures, Ionizations, and Morphological Sequences”, The Astronomical Journal, vol. 94, p. 671, 1987. doi:10.1086/114504.

Balick, B., Preston, H. L., and Icke, V., “The Evolution of Planetary Nebulae. II. Dynamical Evolution of Elliptical PNs and Collimated Outflows”, The Astronomical Journal, vol. 94, p. 1641, 1987. doi:10.1086/114595.

Balick, B., “The shapes and shaping of planetary nebulae.”, in Planetary Nebulae, 1989, vol. 131, pp. 83–92.

Caiazzo, I. and Heyl, J. S., “Polluting white dwarfs with perturbed exo-comets”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 469, no. 3, pp. 2750–2759, 2017. doi:10.1093/mnras/stx1036.

Chong, S.-N., Kwok, S., Imai, H., Tafoya, D., and Chibueze, J., “Multipolar Planetary Nebulae: Not as Geometrically Diversified as Thought”, The Astrophysical Journal, vol. 760, no. 2, 2012. doi:10.1088/0004-637X/760/2/115.

Curtis, H. D., “The Planetary Nebulae”, Publications of Lick Observatory, vol. 13, pp. 55–74, 1918.

Dickinson, N. J. et al., “The origin of hot white dwarf circumstellar features”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 423, no. 2, pp. 1397–1410, 2012. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.20964.x.

Icke, V., Preston, H. L., and Balick, B., “The Evolution of Planetary Nebulae. III. Position-Velocity Images of Butterfly-Type Nebulae”, The Astronomical Journal, vol. 97, p. 462, 1989. doi:10.1086/114995.

Marshall, J. P. et al., “Evidence for the Disruption of a Planetary System During the Formation of the Helix Nebula”, The Astronomical Journal, vol. 165, no. 1, 2023. doi:10.3847/1538-3881/ac9d90.

McCook, G. P. and Sion, E. M., “A Catalog of Spectroscopically Identified White Dwarfs”, The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 121, no. 1, pp. 1–130, 1999. doi:10.1086/313186.

Su, K. Y. L. et al., “A Debris Disk around the Central Star of the Helix Nebula?”, The Astrophysical Journal, vol. 657, no. 1, pp. L41–L45, 2007. doi:10.1086/513018.

Van de Steene, G. C. et al., “Herschel imaging of the dust in the Helix nebula (NGC 7293)”, Astronomy and Astrophysics, vol. 574, 2015. doi:10.1051/0004-6361/201424189.