Una nebulosa planetaria ye una nebulosa d'emisión consistente nuna envoltura brillosa n'espansión de plasma y gas ionizado, espulsada mientres la fase de caña asintótica xigante que traviesen les estrelles xigantes coloraes nos últimos momentos de les sos vides.
El nome deber a que los sos descubridores, nel sieglu XVIII, repararon que la so apariencia yera similar a los planetes xigantes vistos al traviés de los telescopios ópticos de la dómina, anque realmente nun tienen nenguna rellación colos planetes. Trátase d'un fenómenu relativamente curtiu en términos astronómicos, que dura del orde de les decenes de miles d'años (el tiempu de vida d'una estrella común ronda los diez mil millones d'años).
A la fin de la vida de les estrelles qu'algamen la fase de xigante colorada, les capes esteriores de la estrella son expelidas por cuenta de pulsaciones y a intensos vientos estelares. Tres la espulsión d'estes capes, subsiste un pequeñu nucleu de la estrella, que s'atopa a una gran temperatura y relluma de manera intensa. La radiación ultravioleta emitida por esti nucleu ioniza les capes esternes que la estrella espulsara.
Les nebuloses planetaries son oxetos de gran importancia en astronomía, por cuenta de que desempeñen un papel crucial na evolución química de les galaxes, devolviendo al mediu interestelar metales pesaos y otros productos de la nucleosíntesis de les estrelles (como carbonu, nitróxenu, oxíxenu y calciu). En galaxes alloñaes, les nebuloses planetaries son los únicos oxetos de los que puede llograse información útil alrodiu de la so composición química.
Les imáxenes tomaes pol telescopiu espacial Hubble revelaron que munches nebuloses planetaries presenten morfoloxíes desaxeradamente complexes. Solamente alredor de un quintu d'elles amuesen formes más o menos esfériques. El mecanismu que produz esta amplia gama de formes nun s'entiende inda perbién, anque se cree que les estrelles binaries centrales, los vientos estelares y los campos magnéticos podríen exercer un papel importante.
Observaciones y descubrimientos thumb|250px|right|La nebulosa Dumbbell. Creitu: NASA y L. Barranger (STScI/AVL). Polo xeneral, les nebuloses planetaries son oxetos tenues que nun pueden ser reparaos a simple vista. La primer nebulosa planetaria en ser afayada foi la nebulosa Dumbbell, na constelación de Vulpecula, que foi reparada'l 12 de xunetu de 1764 por Charles Messier, ya incluyida nel so catálogu de nebuloses como M27.Kwok 2000, p. 1. El nome foi-y dau darréu por John Herschel por cuenta de la so paecencia con una mancuerna (n'inglés dumb-bell).
Pa los primeros observadores con telescopios de baxa resolución, l'apariencia d'estes nebuloses yera similar a los planetes xigantes del sistema solar. El primeru en decatase d'ello foi Antoine Darquier, descubridor de la nebulosa del Aniellu en 1779. Sicasí, foi William Herschel, descubridor d'Uranu unos años antes, quien en 1784 acuñó finalmente'l nome de "nebulosa planetaria" pa denominar a estos oxetos, anque realmente son bien distintos a los planetes y nun tener nenguna rellación.
La naturaleza de les nebuloses planetaries permaneció desconocida hasta que se realizaron les primeres observaciones espectroscópicas. El 29 d'agostu de 1864, William Huggins tomó'l primera espectru d'una nebulosa planetaria, la nebulosa Ojo de Gatu, por aciu l'usu d'un prisma qu'esvalixaba la so lluz. Al analizar el so espectru, Huggins esperaba atopase con un espectru d'emisión continuu, como yá reparara enantes n'otres nebuloses como la galaxa d'Andrómeda. Sicasí, lo que reparó foi un pequeñu númberu de llinies d'emisión. En pallabres del propiu Huggins:
thumb|250px|left|La nebulosa del Aniellu. Creitu: The Hubble Heritage Team (AURA/STScI/NASA).
Esto debe a que nel espectru de les nebuloses planetaries predominen les llinies d'emisión, como nos gases, al contrariu que nes nebuloses formaes por estrelles, que presenten un espectru continuu. Huggins identificó una llinia de Balmer del hidróxenu (en concretu H, correspondiente al color cian), anque tamién apaecíen otres llinies muncho más brilloses, como la correspondiente a 500,7 nanómetros, que los astrónomos nun llograben identificar con nengún elementu.
Pa esplicar la emisión d'estes llinies, suxirióse la esistencia d'un nuevu elementu denomináu nebulio. La verdadera naturaleza d'estes llinies nun s'afayó hasta pasaos más de sesenta años dende les observaciones de Huggins, cola apaición de la mecánica cuántica; foi Ira Sprague Bowen, en 1928, quien dedució qu'estes llinies yeren causaes por átomos d'oxíxenu y nitróxenu ionizado, refutando asina la teoría del nebulio.Kwok 2000, p. 2.
Bowen demostró qu'en gases de densidáes desaxeradamente baxes los electrones pueden poblar niveles d'enerxía metaestables escitaos, qu'en gases de densidaes más elevaes se desexcitarían rápido por cuenta de los choques esistentes ente átomos. Les transiciones de los electrones dende estos niveles a otros de menor enerxía nos átomos d'oxíxenu y nitróxenu ionizado, como O2+, O+ o N+, producen la emisión de les llinies que Huggins nun supo identificar, incluyida la correspondiente a 500,7 nanómetros. Estes llinies espectrales reciben el nome de llinies prohibíes, y solamente apaecen en gases de bien baxa densidá, polo que se deduz que les nebuloses planetaries tán formaes de gas altamente enrarecido (baxa densidá).Gurzadyan 1997, páxs. 32-37.
Los espectros na banda de lluz visible de les nebuloses planetaries son de fechu tan distintes de los d'otros oxetos celestes que s'usen pa determinar la esistencia d'una nebulosa planetaria anque'l so tamañu aparente sía tan pequeñu que nun dexe la so identificación por aciu fotometría. En concretu, les llinies del oxíxenu doblemente ionizado, O2+, a 500,7 y a 495,9 nanómetros y la llinia de Balmer H, entá cuando tán presentes n'espectros d'otros oxetos como noves y supernoves, en nengún casu tienen tanta intensidá como nos espectros de les nebuloses planetaries.Gurzadyan 1997, páxs. 6-7.
Escontra finales del sieglu XX, les meyores teunolóxiques ayudaron nel estudiu y comprensión de les nebuloses planetaries. Los telescopios espaciales dexaron a los astrónomos estudiar la lluz emitida más allá del espectru visible, que nun puede ser detectada dende los observatorios asitiaos en tierra, yá que namái les ondes de radio y la lluz del espectru visible traviesen l'atmósfera ensin sufrir perturbaciones. Los estudios realizaos nel infrarroxu y el ultravioleta revelen muncha más información de les nebuloses planetaries, como la so temperatura, la so densidá o les bayures de los distintos elementos. La teunoloxía CCD dexó midir d'una manera muncho más precisa les llinies espectrales más débiles. El telescopiu espacial Hubble amosó que, anque munches nebuloses paecen a priori tener una estructura bien básica vistes dende los observatorios terrestres, el gran resolución óptica de los telescopios asitiaos sobre l'atmósfera terrestre revela morfoloxíes que pueden aportar a desaxeradamente complexes.
Formación y evolución
Orixe thumb|250px|Diagrama de Hertzsprung-Russell. Les estrelles tán na secuencia principal la mayor parte de la so esistencia. Finalmente, cuando'l hidróxenu empieza a arralecer, convertir en xigantes coloraes (enriba-derecha). A lo último, si la estrella atopar ente 1 y 8 mases solares aproximao, convertir en nana blanca (embaxo), con un radiu bien pequeñu, y xenera una nebulosa planetaria. Les nebuloses planetaries fórmense cuando una estrella que tien ente 0,8 y 8 mases solares (M⊙) escosa'l so combustible nuclear. Percima de la llende de 8 M⊙ la estrella esplotaría aniciando una supernova.
Mientres la mayor parte de les sos vides les estrelles atópense rellumando por cuenta de les reacciones de fusión nuclear que tienen llugar nel nucleu estelar. Esto dexa que la estrella atópase en equilibriu hidrostáticu, pos la fuercia que la gravedá exerz escontra'l centru de la estrella intentando estruyila ye compensada pola suma de les presiones hidrostática y de radiación, qu'actúen intentando espandir el sistema.Harpaz 1994, páxs. 22-24. Les estrelles que cumplen esto tán asitiaes na zona de secuencia principal nel diagrama Hertzsprung-Russell, onde s'atopen la mayor parte de les mesmes.
Les estrelles de mases medies y baxes, como les que formen nebuloses planetaries, permanecen na secuencia principal mientres dellos miles de millones d'años, consumiendo hidróxenu y produciendo heliu que se va atropando nel so nucleu, que nun tien abonda temperatura pa provocar la fusión del heliu, quedando ésti inerte. Progresivamente va atropándose heliu hasta que la presión de radiación nel nucleu nun ye abondu pa compensar la fuercia gravitatoria xenerada pola masa de la estrella, polo qu'aquél s'estrúi. Esta compresión xenera calor que provoca una aceleración de la fusión del hidróxenu de les capes esteriores, que s'espanden. Como la superficie de la mesma aumenta, la enerxía que produz la estrella espublízase sobre un área más amplia, resultando nun enfriamientu de la temperatura superficial y por tanto nun encarnizamientu de la estrella. Dizse entós que la estrella entra na fase de xigante colorada.Zeilik 1998, páxs. 321-322.
thumb|300px|left|Simulación de la formación d'una nebulosa planetaria. Creitu: NASA, ESA, y J. Gitlin (STScI). El nucleu, compuestu totalmente por heliu, sigue estruyéndose y calecer n'ausencia de reacciones nucleares, hasta s'algamar la temperatura que fai posible la fusión del heliu en carbonu y oxíxenu (unos 80-90 millones de kelvin), volviendo de nuevu al equilibriu hidrostáticu.Harpaz 1994, p. 21. Llueu se va formar un nucleu inerte de carbonu y oxíxenu arrodiao por una capa d'heliu y otra d'hidróxenu, dambes en combustión. Esti estadiu de les xigantes coloraes denominar caña asintótica xigante.Harpaz 1994, p. 111.
Les reacciones de fusión del heliu son desaxeradamente sensibles a la temperatura, siendo la so proporcionalidad del orde de T40, en temperatures relativamente baxes.Iliadis 2007, páxs. 439-442. La estrella entós vuélvese bien inestable por cuenta de la influencia que pueden llegar a tener les variaciones de temperatura; un aumentu de solo'l 2 % na temperatura de la estrella doblaría'l ritmu al que se producen estes reacciones, lliberar una gran cantidá d'enerxía qu'aumentaría la temperatura de la estrella, polo que provocaría que la capa d'heliu en combustión espandir pa esfrecese rápido. Esto da llugar a violentes pulsaciones, que finalmente adquieren la intensidá abonda como pa espulsar por completu l'atmósfera estelar al espaciu.
Los gases eyectados formen una nube de material alredor del agora espuestu nucleu de la estrella. A midida que l'atmósfera muévese alloñar de la estrella, espónense cada vez capes más fondes y calientes del nucleu. Cuando la superficie espuesta algama una temperatura de 35 000 K, emítense abondos fotones ultravioletes como para ionizar l'atmósfera eyectada, faciéndola rellumar. La nube convirtióse nuna nebulosa planetaria.Harpaz 1994, p. 113.
Fase de nebulosa planetaria thumb|250px|La nebulosa de la Héliz. Creitu: NASA, ESA, y C. R. O'Dell. Una vegada empezada la fase de nebulosa planetaria, los gases espulsaos viaxen a velocidaes de dellos quilómetros per segundu respectu de la estrella central. Ésta conviértese nel remanente (nana blanca) de la estrella xigante colorada anterior, y ta formada por carbonu y oxíxenu colos sos electrones dexeneraos, con escasu hidróxenu, una y bones la mayor parte foi espulsáu na fase anterior de caña asintótica xigante.