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Capítulo 3. Fuentes de ondas de radio II: Evolución estelar
Índice Introducción Capítulo 1 Capítulo 2 Capítulo 3 Capítulo 4 Capítulo 5 Capítulo 6

CAPÍTULO 3

Fuentes de ondas de radio II: Evolución estelar

1. La formación de nuevas estrellas

2. La secuencia principal

3. Últimos estados de evolución

3.1. El final de las estrellas masivas

3.2. El final de las estrellas poco masivas: nebulosas planetarias

NCG 6853

Nebulosa planetaria NGC 6853. The Dumbell Nebula
© 1992-2002, Malin/IAC/RGO. Foto tomada de las placas del Telescopio Isaac Newton por David Malin.

1. La formación de nuevas estrellas

Ya hemos mencionado en el capítulo anterior que es en las nubes moleculares donde tiene lugar la formación de nuevas estrellas. Este hecho, así como el proceso general que lleva desde la materia prima (gas molecular) hasta el producto final (una estrella) parecen firmemente establecidos. Lo que no parece tan claro es cuándo ni por qué comienza el proceso de formación estelar.

Volvemos a insistir aquí en que el estudio en radio de estas regiones de formación estelar es fundamental para el conocimiento de los procesos que se producen. El polvo existente en las regiones de nacimiento de estrellas hacen imposible la observación en el óptico de estas zonas.

En principio, las nubes moleculares están en equilibrio de fuerzas. Las fuerzas que compiten son, básicamente:

Fig.3.1. Fuerzas que actúan sobre una nube molecular

 

  • Fuerzas expansivas:

    - Presión hidrostática interna. Debida a la densidad y temperatura de la nube

    - Presión por turbulencia

    - Movimientos sistemáticos. Por ejemplo, fuerza centrífuga por rotación

  • Fuerzas compresoras:

    - Presión externa. Ejercida por el medio interestelar que rodea a la nube

    - Gravedad. Con diferencia, es la fuerza compresora dominante

  • Campos magnéticos.

    Tienden a oponerse a cualquier movimiento de partículas, sean de expansión o contracción. Su efecto es débil, porque sólo ejercen fuerzas sobre partículas con carga eléctrica (iones) y prácticamente todo el gas de una nube molecular está en forma de H2, que no es un ion.

El nacimiento de una estrella tiene lugar cuando en un cierto volumen del gas molecular de la nube se rompe el equilibrio, de modo que la gravedad domine sobre el resto de las fuerzas. Para que esto ocurra, la masa encerrada en ese volumen debe superar un cierto valor crítico, denominado "masa de Jeans": aproximadamente 45 T(3/2)/n(1/2) masas solares, donde T es la temperatura y n es la densidad de moléculas de gas (la masa del Sol es de 1.9891 · 1033 g). Como vemos, la cantidad mínima de materia necesaria para iniciar formación de una protoestrella depende de la densidad y de la temperatura del gas. Cuanto menor sea la masa de Jeans, más fácil será que se inicie la formación de una estrella. La fórmula nos dice que las estrellas tienden a formarse en las zonas más densas y frías de la nube. La forma más sencilla de romper el equilibrio inicial y hacer que se alcance la masa de Jeans es que la densidad del gas aumente localmente. Esta es la pregunta clave: ¿qué proceso consigue "encender la chispa" de la formación estelar, aumentando la densidad del medio?. Una posibilidad es la explosión de una supernova en las inmediaciones de la nube molecular. Tampoco es imposible que se consiga llegar de forma espontánea a la masa crítica: las nubes moleculares pueden estar en equilibrio como un todo, pero producirse pequeños grumos locales en los que ese equilibrio se rompa.

Pocos astrónomos dudan que la formación de estrellas comienza con este colapso gravitatorio, aunque no se puede decir a ciencia cierta que tengamos pruebas directas observacionales. Se han publicado muchas pruebas aparentes de colapso, aunque todas ellas son muy controvertidas. Un ejemplo de estudios de colapso en radio es la observación de los perfiles de líneas espectrales (figura 3.2).

Fig.3.2. Al observar una zona de gas en contracción (arriba), veremos la parte más cercana a nosotros desplazada al rojo (alejándose), mientras que la más lejana aparece desplazada al azul (acercándose). Esto se refleja en los espectros de emisión de líneas moleculares (abajo), en los que se ve emisión a velocidades desplazadas al rojo y al azul respecto de la velocidad general de la nube

La formación de las estrellas no suele producirse de manera aislada, sino en grupos, con lo que al final se obtienen cúmulos de estrellas jóvenes. Un ejemplo de la formación estelar en grupos son los cúmulos abiertos como las Pléyades (Fig. 3.3) o W49A (Fig. 3.4). Podemos entender la formación de cúmulos si volvemos a mirar la fórmula de la masa de Jeans. Cuando se inicia el colapso gravitatorio, la densidad va aumentando, por lo que la masa crítica disminuye. Esto quiere decir que la masa que comenzó a colapsar puede posteriormente fragmentarse en varias partes, cada una con la masa crítica suficiente para seguir el colapso por su cuenta.

Fig.3.4. Imágenes de un cúmulo de estrellas jóvenes en W49A, tomadas en diferentes longitudes de onda de radio. Cortesía de NRAO/AUI

Fig.3.3. Imagen óptica de las Pléyades, un cúmulo de estrellas jóvenes. Pueden apreciarse los restos de la nube molecular de la que se formaron. Imagen de David Malin, cortesía del Anglo-Australian Observatory / Royal Observatory Edinburgh

Un gas que se contrae va aumentando su densidad y su temperatura, a menos que pueda irradiar energía con suficiente rapidez. Esta pérdida de energía sólo se produce en las primeras fases del colapso gravitarorio. En las últimas fases, cuando la densidad de gas y polvo es ya muy elevada, la temperatura aumenta significativamente. Cuando se llega a temperaturas de unos 10 millones de K, comienzan las reacciones nucleares de fusión, que son la fuente de energía propia de las estrellas. Estas reacciones nucleares aumentan aún más la temperatura del gas. Al final del proceso se reestablece el equilibrio: las altas temperaturas hacen que la presión hidrostática del gas (que tiende a expandirlo) compensen la fuerza de la gravedad (que tiende a contraerlo). Comienza así la vida de una estrella.

Fig.3.5.Imagen tomada por el HST de HH30.
Cortesía de NASA, Alan Watson (UNAM, Mexico), Karl Stapelfeldt (JPL), John Krist (STSI) and Chris Burrows (ESA/STSI)

Este proceso que hemos seguido, desde la nube de gas a una estrella joven no es tan directo como puede parecer. La fuerza centrífuga impone ciertas restricciones al final del proceso, que impiden que todo el gas en colapso forme parte de la nueva estrella directamente. El gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momento angular (o cinético), que siempre debe conservarse. Esta conservación de momento angular implica que, al disminuir el tamaño de un cuerpo aumente su velocidad de rotación y, por lo tanto, la fuerza centrífuga que sufre. El gas que va cayendo se encuentra una barrera centrífuga que frena momentáneamente su colapso.

Como consecuencia de la conservación del momento angular, en la primera fase de formación estelar tendremos una protoestrella central rodeada de un disco de gas y polvo, en rotación alrededor de ella. Se cree que estos discos son los precursores de nuevos sistemas planetarios, por lo que se llaman "discos protoplanetarios". Algunos de estos discos se han fotografiado con el Hubble (ver figura 3.5). En radio pueden verse, por ejemplo, en el caso de estrellas jóvenes con máseres de agua. En la figura 3.6 vemos un ejemplo de uno de estos discos con un tamaño aproximado al del sistema solar.

Fig.3.6. Izquierda: Distribución de máseres de agua en un disco protoplanetario en NGC 2071, tomado con el VLA. El disco está centrado en un chorro de radio continuo que procede de la estrella central. Derecha: Dibujo del Sistema Solar con la misma escala que la imagen del disco, para su comparación. Cortesía de José M. Torrelles, et al. y NRAO/AUI.

La protoestrella central sigue creciendo según engulle material de este disco, en un proceso denominado acrecimiento. Pero para que esto ocurra, debe compensarse de alguna forma el momento angular que se perdería en su caída de masa hacia la protoestrella. Una forma de conseguirlo es expulsar materia a gran velocidad de forma simultánea al acrecimiento. Y en efecto, en estrellas jóvenes es muy común encontrar chorros de materia muy energéticos, que parecen expulsarse de manera perpendicular a los discos y en direcciones opuestas (geometría bipolar, fig.3.7). El material expulsado en los chorros es detectable en radio por la radiación de frenado, emitida por el viento ionizado. En la imagen de la figura 3.6., estos chorros están indicados con una flecha. También en la figura 3.5 se puede apreciar un chorro, perpendicular al disco.

El viento expulsado, a su vez, empuja el gas molecular ambiente que rodea a la estrella joven en lo que se llama un flujo molecular. Estos flujos moleculares también pueden detectarse mediante efecto doppler en líneas moleculares como las de CO o HCO+, y en muchos casos se observa un alto grado de colimación (ver fig.3.8).

Fig.3.8. Flujo molecular en la región de Cepheus A. Los contornos representan emisión de la molécula de HCO+ desplazada al rojo y al azul. Esta emisión traza gas impulsado por la estrella joven en sentidos opuestos y a grandes velocidades

Fig.3.7. Esquema de una estrella joven emitiendo chorros de material a grandes velocidades, e impulsando el material que lo rodea en forma de flujos de gas molecular

2.Secuencia principal

La fase de secuencia principal comienza con el inicio de la transformación de hidrógeno en helio mediante fusión en el núcleo de la estrella. Esta es la etapa más larga y más estable dentro de la evolución estelar y por eso es en la que se observa un mayor número de estrellas. En esta fase se encuentra nuestro Sol. Supuestamente, otros sistemas planetarios similares al nuestro deben existir en torno a estrellas de la secuencia principal.

En los estudios de evolución estelar, se suele utilizar como caracterización el diagrama de Hertzsprung-Russell (H-R), en el que se representa la temperatura de la estrella frente a su luminosidad. Este diagrama, que podemos ver en la figura 3.9., permite establecer la etapa evolutiva de la estrella dependiendo de su posición en él.

Las estrellas que inician su andandura por la secuencia principal se colocan en un punto del diagrama H-R que viene determinado por su masa. Cuanto mayor sea su masa, tendrán mayor luminosidad y mayor temperatura, lo que las llevará a situarse, dentro de la secuencia principal, hacia la parte superior izquierda del diagrama, mientras que en la parte inferior derecha se situarán las estrellas de masas menores.

La velocidad de una reacción termonuclear depende de la temperatura del núcleo estelar, acelerándose a medida que ésta aumenta. Por este motivo, las reacciones nucleares en las estrellas más masivas, que son las que tienen temperaturas más altas, transcurren con mayor rapidez, lo que supone una evolución a mayor velocidad y un tiempo menor de permanencia en la secuencia principal para esas estrellas.

Por ejemplo, una estrella cuya masa durante la secuencia principal sea de 10 veces la masa del Sol, tendrá una temperatura de alrededor de 25000 K, y pasará unos diez millones de años (107) en la fase de secuencia principal.

Diagrama H-R

Fig.3.9. Diagrama de Hertzsprung-Russell.

El Sol, sin embargo, tiene una temperatura de unos 6000 K, y pasará unos diez mil millones de años (1010) en la etapa de secuencia principal, que es en la que se encuentra ahora mismo.

3.Últimos estados de evolución

Siguiendo con la evolución de las estrellas, veremos ahora qué ocurre al final de sus vidas. Ya sabemos que durante su etapa en la secuencia principal las estrellas producen su energía mediante la fusión del hidrógeno.

Cuando todo el hidrógeno del núcleo se ha transformado en helio, las reacciones nucleares prosiguen en el límite exterior del núcleo, denominándose a esto "combustión de hidrógeno en capa". Con esta combustión la estrella abandona la secuencia principal e inicia su fase post-secuencia principal, en la que los diferentes caminos evolutivos dependerán en gran medida de la masa estelar. Esta etapa será mucho más rápida que la anterior, pero es a la que están asociados los fenómenos observacionales más espectaculares.

Cuando el hidrógeno comienza su combustión en capa, el núcleo se comprime, incrementando su densidad y temperatura. Este proceso conduce a la expansión de la envoltura estelar, lo que lleva asociado un aumento de la luminosidad y el radio de la estrella, transformándose así en una gigante roja. En esta etapa, su luminosidad puede alcanzar cientos o miles de veces la luminosidad del Sol. El Sol pasará unos 109 años en la etapa de gigante roja, y su radio será unas 100 veces mayor que ahora, lo que supone que Mercurio, Venus y la Tierra habrán sido tragados por nuestra estrella. Afortunadamente todavía queda demasiado tiempo para que llegue ese momento (unos tres mil millones de años).

Fig.3.10.Diagrama H-R donde se muestra el camino de las estrellas después de la secuencia principal (izquierda) y un esquema de su composición en cada etapa (derecha). En este esquema, los colores de las letras se refieren a los colores de las capas. En el diagrama H-R, el eje de temperaturas crece hacia la izquierda.

El siguiente paso en la evolución comienza cuando el helio del núcleo alcanza la temperatura suficiente para iniciar su ignición. Entonces la estrella se desplaza hacia la rama horizontal, que transcurre prácticamente paralela al eje de abscisas, y a mayor temperatura y menor luminosidad que la rama de gigantes rojas.

El helio del núcleo también se agota cuando, mediante reacciones nucleares, ha sido transformado en carbono y oxígeno. Entonces el núcleo estelar tiende a contraerse, calentando los alrededores ricos en helio, de forma que comienza una nueva etapa de combustión de este elemento, esta vez en capa.

En este momento la estrella tiene estructura de supergigante, que consiste en un núcleo de carbono-oxígeno, cuyo radio es aproximadamente similar al de la Tierra, rodeado por una capa de helio, ambos dentro de una capa de hidrógeno. La combustión de hidrógeno y helio se produce de forma alternada en el tiempo. Este núcleo compacto está rodeado por una extensa envoltura rica en hidrógeno.

Durante estas últimas etapas evolutivas, en las capas exteriores que se separan paulatinamente de la estrella central, se dan las condiciones adecuadas para la formación de moléculas, algunas de las cuales, como el OH, el SiO o el H2O producen transiciones máser, que son observadas en radio, y dan información importante sobre la estructura de las envolturas.

Por ejemplo, en la figura 3.11 se ven varias imágenes de los máseres de OH que rodean a OH 127.8 (una estrella de la rama asintótica de gigantes), moviéndose a diferentes velocidades. Como la envoltura se está expandiendo, la primera imagen (esquina superior izquierda), que representa velocidades que se acercan a nosotros, corresponderá a la parte más cercana a nosotros de la envoltura estelar. Las siguientes imágenes representan desde velocidades menores de acercamiento, pasando por la velocidad cero hasta llegar a la zona que se aleja de nosotros (esquina inferior derecha), que correspondería a la parte más lejana de la estrella. (Ver figura 3.2 para una explicación gráfica, aunque en este caso se trataría de expansión, no de contracción). El resultado es como si hiciésemos varios cortes paralelos en la envoltura de la estrella, lo que permite el estudio de las distintas zonas de esta envoltura. En este caso vemos que el OH se distribuye de manera esférica alrededor del núcleo de la estrella, y que su distribución no es uniforme, sino que presenta "grumos".

Fig.3.11.Imágenes de los máseres de OH de la estrella OH 127.8, tomadas con Merlin. Las distintas imágenes corresponden a diferentes velocidades de los máseres, cada una mostrando una capa distinta de la envoltura que rodea a la estrella. Cortesía de MERLIN/VLBI National Facility, University of Manchester, Jodrell Bank Observatory

A partir de este punto, la evolución de una estrella dependerá drásticamente de su masa, como veremos a continuación.

3.1.El final de las estrellas masivas

Cuanto más masiva es una estrella, mayor será la temperatura que podrá adquirir su núcleo por compresión gravitatoria. Por este motivo, solo las estrellas muy masivas (con masa mayor de 9 masas solares) son capaces de alcanzar la temperatura necesaria para comenzar la combustión de elementos más pesados: primero del carbono, después del neón, y posteriormente del oxígeno. Cada uno de estos nuevos elementos que comienzan a ser utilizados en reacciones nucleares, van dejando residuos como silicio, fosforo y magnesio, que experimentarán también reacciones nucleares si la temperatura sigue manteniéndose en valores suficientemente elevados. El único elemento estable que no puede tomar parte en este tipo de reacciones nucleares es el 56Fe, ya que contiene menos energía nuclear que cualquier otro átomo y por lo tanto, no es posible extraer energía de él. Por esta razón, en último caso, la estrella contendrá un núcleo compacto e inerte de hierro rodeado por sucesivas capas en combustión de elementos cada vez más ligeros a medida que nos alejamos del núcleo.

Cuando el núcleo estelar está compuesto por hierro, la única fuente de energía de la estrella es su contracción y calentamiento rápido, de forma que la temperatura del núcleo puede alcanzar valores de más de 1010 K. Los fotones gamma emitidos a esta temperatura producen la desintegración del núcleo de hierro, en partículas alfa (es decir, núcleos de helio). Los electrones, protones y neutrinos liberados en este proceso aumentan enormemente la presión y temperatura del núcleo, llevando a la estrella a un estado crítico en el que se produce una onda de materia que se expande hacia sus límites exteriores, dando lugar a una supernova. Esta onda de materia provoca la expulsión de casi la totalidad de la masa estelar, quedando en ocasiones como residuo únicamente una estrella de neutrones.

Las figuras 3.12 y 3.13 muestran dos remanentes de supernovas. La supernova de Vela estalló hace 10 000 años, y se puede ver en la imagen que se ha ido extendiendo por una gran zona del espacio. La figura 3.13, sin embargo, muestra la supernova 1987A, que todavía se mantiene en una forma bastante compacta debido a lo reciente de su explosión. Esta supernova estalló en 1987 en la galaxia vecina de La Gran Nube de Magallanes, a 168 000 años luz. En la figura 3.13, se ven imágenes en óptico (arriba a la izquierda), radio (arriba a la derecha) y rayos X (las dos imágenes inferiores).

Fig.3.12. Resto de la supernova de Vela. © 1978-2002, Anglo-Australian Observatory/Royal Obs. Edinburgh. Photograph from UK Schmidt plates by David Malin.

Supernova 1987A

Fig.3.13.Imagenes de la supernova 1987A. Óptico: NASA/CfA/P.Challis et al; Radio: MIT/ATN/Gaensler & Manchester; Rayos-X: NASA/PSU/D. Burrows et al.

Los púlsares fueron descubiertos en 1967 por Jocelyn Bell y Antony Hewish. Como en tantas otras ocasiones en la ciencia, el descubrimiento fue fortuito. Jocelyn Bell realizaba su doctorado, bajo la supervisión de Hewish. Durante dos años construyó un radiotelescopio para estudiar el centelleo de fuentes de radio en el medio interplanetario. En el laborioso análisis de los datos, descubrió ciertos objetos que emitían pulsos regularmente, con una periodicidad muy precisa y corta (del orden de un segundo). Cuando se detectó el primer púlsar, al ser una emisión tan regular pensaron que podría tratarse de señales emitidas por una civilización extraterrestre, intentando comunicarse con nosotros. Sin embargo, esta explicación se descartó al irse descubriendo otras fuentes similares, muy alejadas entre sí y comprobar que ninguna de ellas mostraba los desplazamientos doppler que cabría esperar de los movimientos orbitales de un planeta. Se revisaron entonces ciertas teorías que, años antes, predecían que las estrellas de neutrones en rotación podrían emitir radiación debido a su intenso campo magnético. Curiosamente, fue Hewish y no Bell, quien recibió el premio Nobel por este descubrimiento en 1974.

Años después de este descubrimiento, se sabe ya que realmente los púlsares son estrellas de neutrones con un campo magnético muy intenso. Una estrella de neutrones tiene aproximadamente la misma masa que el Sol, pero su radio puede ser de solamente 10 km. Esto supone unas densidades elevadísimas (una "cucharada" de una estrella de neutrones pesaría 1 000 millones de toneladas), lo que conlleva campos magnéticos muy altos. Estos campos magnéticos provocan una intensa emisión de radiación concentrada en un cono que, unida a la rotación de la estrella, hace que veamos esa radiación pulsante.

El comportamiento de un púlsar es similar al de un faro. La luz del faro va girando y un observador sólo la verá encenderse cuando esta luz se dirige a él, dando la impresión de que la luz se enciende y se apaga, aunque en realidad la emisión sea continua. Esto se puede ver en la animación de la figura 3.15.

Los períodos que se observan en los púlsares pueden ir desde varios microsegundos (10-6segundos) hasta varios segundos. El púlsar de la nebulosa del Cangrejo, por ejemplo, tiene un período de 33 milisegundos. (ver fig.3.14)

Fig.3.14.Púlsar en la nebulosa del cangrejo. Cortesía de Credit: J. Hester (ASU), CXC, HST, NRAO, NSF, NASA. La imagen es una composición del centro de la nebulosa del cangrejo. El rojo representa la emisión radio, el verde emisión en visible y el azul la emisión en rayos X. El punto en el centro corresponde al púlsar.

Fig.3.15. Ejemplo de la emisión de un púlsar. Cortesía de MPIfR-Bonn Pulsar Group

Otro posible fin para estrellas de masa muy elevada es el de agujero negro. Para que se forme, la estrella debe poseer unas condiciones iniciales características. Si la masa de un objeto, después de haber expulsado su envoltura, es superior a un determinado límite, denominado límite de Chandrasekar, (alrededor de 1.5 masas solares), la fuerza de la gravedad será superior a cualquiera de las otras fuerzas de la naturaleza (electromagnética o nucleares). Por lo tanto, nada podrá detener al colapso gravitatorio y toda la masa de la estrella quedará espacialmente reducida a un punto.

Los agujeros negros, por sí solos, no emiten radiación que pueda ser detectada. Sin embargo, cuando forman parte de un sistema binario se puede determinar su presencia porque el material de su vecindad va cayendo hacia él. En esta caída, se pierde energía potencial gravitatoria con gran rapidez, por lo que se produce una potente emisión en todas las longitudes de onda. Además, como ya vimos en el caso de las estrellas jóvenes, para que la materia pueda caer hacia el cuerpo central debe liberarse una fracción del momento angular del sistema. Por ello, también debemos esperar que se formen discos de acrecimiento y que se produzcan expulsiones energéticas de chorros de materia, que permitan liberar el momento angular.

Este es el caso de las Binarias de Rayos X, en las que se pueden detectar en radio los chorros emitidos cuando el agujero negro absorbe la masa de la estrella compañera. Ver, por ejemplo, la imagen de GRS1915+105, en el Curso de Binarias de Rayos X.

3.2.El final de las estrellas poco masivas: nebulosas planetarias

La evolución de las estrellas con masas menores que ocho masas solares no es tan espectacular como la evolución de aquéllas con mayor masa, pero es por este otro camino evolutivo por el que pasarán el 90% de los objetos estelares, incluido nuestro Sol.

Si retomamos la evolución estelar en la última fase que tratamos en la sección 3 (ver figura 3.10), nos encontraremos con una estrella en la rama asintótica de gigantes AGB (de las siglas en inglés de Asymptotic Giant Branch). Como hemos visto, la estrella en esta fase contiene un núcleo inerte de carbono y oxígeno, rodeado por una capa de hidrógeno y una de helio, en las que, alternativamente, se producen reacciones nucleares. En esta etapa, la estrella expulsa parte de su material al medio que la rodea, pudiendo llegar a expulsar hasta 10-4 masas solares por año.

El material expulsado es el culpable de que, en ocasiones, estas estrellas sean invisibles en el óptico, ya que la luz de la estrella central es oscurecida por este material circumestelar.

Fig.3.16. Imagen tomada con el Hubble Space Telescope de la nebulosa planetaria M2-9.
Cortesía de Bruce Balick (University of Washington), Vincent Icke (Leiden University, The Netherlands), Garrelt Mellema (Stockholm University), y NASA.

Algunas de las moléculas presentes en esta envoltura, tienen transiciones máser en radio, como el OH, el SiO, o el H2O. Algunos de estos máseres sobreviven a la evolución de la estrella, primero hacia la etapa post-AGB y después a la fase de nebulosa planetaria.

La estrella central, al ir desembarazándose de su envoltura, va dejando al descubierto capas cada vez más internas, que están más calientes, lo que produce un aumento progresivo de su temperatura efectiva, hasta que llega a ser tan elevada (alrededor de 40 000 K) que es capaz de ionizar la envoltura expulsada. Es entonces cuando se dice que la estrella se encuentra en la fase de nebulosa planetaria (ver fig. 3.16)

La primera nebulosa planetaria fue descubierta en 1764 por Charles Messier, pero fue William Herschel, en 1784 quien bautizó a estos objetos como nebulosas planetarias. La imagen de estas estrellas en los telescopios de aquellos tiempos era muy parecida a la de los planetas lejanos (como Urano, descubierto también por Herschel), por lo que, en un principio, se pensó que podrían tener alguna relación. Aunque con los años se colocó a estos objetos en su posición correcta del puzzle de la evolución estelar, el nombre de "nebulosas planetarias" se ha mantenido.

La morfología de este tipo de objetos es muy variada. Hay muchas, como las que aparecen en las figs. 3.16 y 3.18 que son bipolares, otras son redondeadas, y otras presentan simetría axial pero morfologías complejas. Los procesos que llevan a un objeto que es esférico en etapas anteriores, a presentar estas morfologías complejas, no están completamente claros. Hay teorías que postulan que estas morfologías son debidas a fases de vientos intensos y colimados que proceden de la estrella central y son capaces de modificar la forma de la envoltura. Otras teorías proponen la importancia de los campos magnéticos, y otras apuntan a la binariedad de la estrella central como responsable de las morfologías complejas. Pero todavía no se ha llegado a una idea global de cómo se modelan estas impresionantes envolturas.

Las nebulosas planetarias y las estrellas en etapas tardías de evolución tienen una importante emisión en radio. Por una parte, son fuertes emisoras de continuo, generado por la radiación libre-libre de los elementos ionizados (ver fig. 3.17) Además, como hemos visto, en ocasiones se mantiene alguna transición máser, como la de la molécula de OH. Recientemente se ha descubierto que la molécula de H2O también puede presentar transiciones máser en estas estrellas.

 

En la figura 3.18 se puede ver una imagen en radio de la nebulosa planetaria K3-35, tomada con el VLA. Esta imagen, representada en colores según su intensidad, está superpuesta a una imagen en óptico de esa región del cielo. Los puntos rojos que aparecen en los extremos de la emisión, y el pequeño anillo azul que se puede ver en el centro de la planetaria, son los lugares donde se han encontrado máseres de agua. Este descubrimiento fue de gran importancia, ya que hasta el momento se creía que la evolución de las nebulosas planetarias no permitía que las moléculas de agua sobrevivieran en ellas. En este caso, los máseres aparecen en zonas donde se están produciendo choques (en los extremos de los lóbulos - puntos rojos) y en la zona interna donde se supone que existe un toro colimador de los flujos bipolares (anillo azul).

 

Existen moléculas que, aunque no presentan transiciones máser, sí tienen líneas térmicas que se pueden observar en radio, como el CO. También se pueden observar líneas de recombinación de elementos excitados, como el hidrógeno o el helio.

La detección de estas emisiones permite conocer la composición de la envoltura de estas estrellas, y en muchas ocasiones, su morfología.

Fig.3.17. Contornos de intensidad de la nebulosa planetaria Cn 3-1 en 6 cm tomados con el VLA. (Miranda et al. MNRAS, 288, 777 (1997))

Fig.3.18. Imagen tomada con el VLA de la nebulosa planetaria K3-35. La imagen en radio (en colores) está superpuesta sobre la imagen en óptico de esa región del cielo. Cortesía de L.F. Miranda, Y. Gómez, G. Anglada y J.M. Torrelles.