Remanentes de estrellas agonizantes. Se conocen alrededor de 3000 en nuestra galaxia.
Por lo general, las nebulosas planetarias son objetos tenues que no pueden ser observados a simple vista. La primera en ser descubierta fue la nebulosa Dumbbell, observada en 1764 por Charles Messier, e incluida en su catálogo de nebulosas como M27
El primero astrónomo que formuló hipótesis sobre estos cuerpos fue William Herschel. En 1780 inició un estudio detallado de algunos cuerpos celestes que varios años mas tarde describiría como «discos planetarios con un color verdoso. Vago recuerdo de Urano (planeta que Herschel descubrió en 1781)».
De ahí el nombre de Nebulosa Planetaria.
Herschel supuso que tales nebulosas eran nubes de gas interestelar en vísperas de condensarse en estrellas. Pero a principios del siglo XX, investigaciones revelaron que las rayas de emisión observadas se desdoblaban en dos líneas simétricas respecto a la longitud de onda prevista. Esto se debía a un efecto bien conocido: El efecto Doppler. La conclusión era que las nebulosas planetarias se estaban expandiendo.
Las primeras observaciones espectroscópicas en 1866 mostraban rayas de emisión especialmente intensas. Pero algunas de ellas no correspondían a ningún elemento conocido en la Tierra. Esto hizo pensar al astrónomo inglés William Huggins que había descubierto un nuevo elemento al que bautizó «Nebulio». 50 años más tarde, Ira Bowen demostró que las rayas eran en realidad emitidas por átomos de oxígeno ionizados dos veces.
A mitad del siglo XX, el astrofísico soviético Iósif Shklovski hipotetizó que las nebulosas planetarias se formaban con chorros de gases expulsados por estrellas viejas durante las últimas etapas de su evolución.
Formación
Se crean, efectivamente como dijo Shklovski , en las etapas finales de estrellas de poca masa.
Después de la etapa de gigante roja, las regiones centrales de la estrella empiezan a contraerse lentamente hasta constituir una enana blanca. Este núcleo se calienta por la elevada atracción gravitatoria (pero sin llegar a provocar nuevas reacciones nucleares) y es éste calor que empuja hacia el exterior la capa de gas que lo recubre: Un viento estelar que «sopla» durante miles de años.
Es, también, la enana blanca la que proporciona la luminosidad de la nebulosa ya que son una fuente intensa de radiación ultravioleta. Los gases circundantes primero absorben esa radiación para luego re-emitirla en las longitudes de ondas características de los átomos que las componen.
Vida y muerte
Su tiempo se consume relativamente rápido (considerando el tiempo que vive una estrella): Sólo son observables entre 25.000 y 50.000 años hasta que el gas que la compone se dispersa completamente en el espacio.
Con el tiempo la enana blanca sufre un proceso de enfriamiento y la radiación ultravioleta irradiada no es lo suficientemente intensa como para ionizar el gas distante.
La fase de nebulosa planetaria finaliza cuando la nube de gas se recombina, abandonando el estado de plasma y volviéndose invisible. La enana blanca permanece sin sufrir apenas cambios en su evolución, solo enfriándose muy lentamente.
Hipótesis de Némesis 👾 