Nebuloses Imprimeix Correu electrònic

No tot el gas i la pols existent en l'Univers ha servit per formar estrelles, tal i com vam veure en la secció La vida d'una estrella. De fet, n'hi ha grans quantitats que naveguen a la deriva per la nostra i per altres galàxies, i que prenen forma de núvols: aquestes extensions difuses de gas i pols s'anomenen nebuloses. A continuació s'explica breument els tipus més corrents de nebuloses i es mostren uns quants exemples coneguts.


Nebuloses fosques

Les nebuloses fosques són immenses extensions de pols que no emeten ni reflecteixen llum, sinó que "tapen" un fons amb grans concentracions d'estrelles i altres objectes brillants. Un dels exemples més coneguts és la nebulosa del cavall (Fig. 1), anomenada així en virtut de la forma de cap de cavall que pren una part de la nebulosa. Aquesta es troba a la constel·lació d'Orió i se la designa com IC 434 en l'Index Catalogue (fixeu-vos que el cap del cavall tapa el fons il·luminat). Un altre exemple és la nebulosa del sac de carbó, només visible a l'hemisferi sud. A simple vista es pot veure com una taca negra que s'extén pel cel estrellat (Fig. 2).


Fig. 1

Fig. 2



Nebuloses de reflexió

Quan una nebulosa es troba en les proximitats d'una estrella, la llum que emet aquesta última pot veure's reflectida per la pols de la nebulosa. Podem trobar gran part de les nebuloses de reflexió a les regions que envolten les Plèiades (a la constel·lació de Taure) i també al voltant de l'estrella més brillant de la constel·lació d'Escorpí, Antares. Com que Antares és una gegant vermella, emet llum vermella, la qual dóna el mateix color a la nebulosa que l'envolta (Fig. 3). Una altra nebulosa de reflexió coneguda és la NGC2068 (o també, M78), que es troba prop del cinturó d'Orió (Fig. 4).



Fig.3


Fig. 4


L'astrònom Edwin Hubble va observar que el diàmetre angular d'una nebulosa de reflexió era més gran com més brillant fos l'estrella que il·luminava la nebulosa. En particular, la relació establerta entre el diàmetre angular de la nebulosa, R, i la magnitud de l'estrella il·luminadora, m, és:

5·logR = -m + constant


Nebuloses d'emissió

Hi ha regions de l'espai on els núvols de gas no contenen hidrogen en el seu estat d'àtom neutre, sinó que aquest es troba ionitzat. Aquestes regions acostumen a estar en les proximitats d'estrelles molt calentes i que radien intensos raigs ultraviolats. Quan aquests raigs impacten contra un núvol d'hidrogen, aquest s'ionitza i, si és suficientment gran, la llum que emet pot arribar a nosaltres; en aquest cas, doncs, veurem una nebulosa d'emissió. Les regions on hi ha nebuloses d'aquest tipus s'anomenen regions HII.

Un exemple de nebulosa d'emissió és la M42, en la constel·lació d'Orió, i es pot arribar a veure inclús a simple vista. Aquesta nebulosa s'ionitza gràcies a quatre estrelles molt calentes que es troben en el seu centre. Aquestes estrelles formen part del conegut com Cúmul del Trapezi. En la següent imatge es mostra la M42. Fixeu-vos en el centre brillant on es troba el cúmul:



Nebuloses planetàries

Hem vist que les nebuloses d'emissió es produeixen per la ionització de l'hidrogen present en els núvols que envolten estrelles molt calentes. No obstant l'hidrogen ionitzat també apareix en l'etapa final de la vida d'una estrella. Les nebuloses planetàries són acumulacions de gas al voltant d'una estrella en fase d'extinció. Tal i com vam veure en la secció La vida d'una estrella, quan una estrella esgota l'hidrogen del seu nucli i comença a fusionar heli, aquesta es torna inestable. Algunes d'aquestes estrelles ejecten violentament les capes més exteriors de gas. Aquestes capes esfèriques de gas poden arribar a assolir velocitats d'expansió de fins a 30 Km/s, i en el seu centre roman el nucli de l'estrella original, que pot trobar-se a temperatures d'entre 50.000 i 100.000 K. Aquestes altes temperatures fan que el gas que envolta el nucli central s'ionitzi i emeti llum.

Tot i que el principi d'emissió és el mateix per a les nebuloses planetàries com per a les d'emissió, les primeres presenten formes molt més simètriques i s'expandeixen molt més depressa. Un exemple ben conegut de nebulosa planetària és la M57, en la constel·lació de Lira, i que és coneguda com la nebulosa de l'anell (Fig. 5). Aquesta nebulosa ha estat fotografiada diverses vegades i s'ha observat que s'expandeix. Es calcula que d'aquí uns quants milers d'anys desaparegui completament. En la Fig. 6 podeu observar la NGC6543, un altre exemple de nebulosa planetària coneguda amb el nom de la nebulosa de l'ull de gat.


Fig. 5

Fig. 6


Restes de Supernova


Fig. 7


Fig. 8

Ja vam veure en la secció La vida d'una estrella que quan una estrella massiva mor, pot acabar explotant en una supernova, en què les capes externes de gas són violentament ejectades cap a l'exterior, formant un núvol de gas que s'expandeix. Algunes de les 120 restes de supernova que avui dia es coneixen són visibles òpticament com a nebuloses en forma d'anell o irregulars (veieu la nebulosa del Cranc, Fig. 7), però la majoria només es detecten pels senyals de ràdio que també emeten.

Les restes de supernova que hi ha a la Via Làctia es poden classificar en dos grups:
  • Restes irregulars amb el centre brillant. En el centre d'aquestes nebuloses sempre hi ha un pulsar (veieu la secció Estrelles compactes). Aquest pulsar proporciona l'energia a les restes de la supernova que fa que brillin. Un exemple d'aquest tipus és, com hem comentat més amunt, la nebulosa del Cranc (Fig. 7)
  • Restes amb forma d'anell. En aquestes restes, el gas es distribueix al voltant del centre on es trobava l'estrella. Les restes amb forma d'anell no tenen un pulsar energètic al centre (com en les restes irregulars). En aquest cas, l'energia que fa brillar les restes prové de la pròpia explosió de la supernova. Després de l'explosió, el núvol s'expandeix a velocitats que arriben als 20.000 Km/s. A mesura que passa el temps, l'expansió es va alentint fins que, després d'uns 100.000 anys, s'esvaeix en el medi interestel·lar. Un exemple d'aquestes restes és Cassiopea A (Fig. 8)