Nebulosa planetária

A nebulosa planetária não é muito brilhante. Nenhuma delas é suficientemente brilhante para ser vista sem um telescópio. A primeira descoberta foi a nebulosaDumbbell. Os astrônomos não sabiam o que eram estes objetos até que as primeiras experiências espectroscópicas foram feitas nos anos 1800. William Huggins usou um prisma para olhar as galáxias. Ele notou que elas se pareciam muito com estrelas.

Quando ele olhou para a nebulosa do Olho do Gato, ela não parecia a mesma coisa. Ele viu uma linha de emissão em um lugar que ninguém havia visto antes. Isto significava que parecia um elemento que ninguém jamais havia visto antes. Os cientistas pensaram que poderia ser um elemento novo. Eles decidiram chamá-lo de nebulium.

Mais tarde, os físicos mostraram que é possível que os gases com uma densidade muito baixa se pareçam com outra coisa. Descobriu-se que o gás que eles estavam olhando era oxigênio, e não nebulium.

As estrelas nas nebulosas planetárias são muito quentes. No entanto, não são muito brilhantes. Isto significa que elas devem ser muito pequenas. A única vez que as estrelas ficam tão pequenas é quando elas estão morrendo. Isso significa que elas são um dos últimos passos na morte de uma estrela. Os astrônomos viram que todas as nebulosas planetárias estão se expandindo. Isto significa que elas foram causadas pelas camadas externas de uma estrela sendo jogadas no espaço no final de sua vida.

Estrelas que pesam mais de oito massas solares se tornarão supernovas. Estrelas de menor massa formarão nebulosas planetárias. Após bilhões de anos de evolução estelar, uma estrela não terá mais hidrogênio. Isto torna a superfície da estrela mais fria, e torna o núcleo menor. O núcleo do sol está a cerca de 15 milhões de graus Kelvin. Quando ficar sem hidrogênio, o núcleo menor fará com que ele se eleve a cerca de 100 milhões de graus Kelvin.

As camadas externas da estrela se tornam muito maiores por causa do calor do núcleo, e se tornam muito mais frias. A estrela se torna uma gigante vermelha. O núcleo fica ainda menor e mais quente. Quando atinge 100 milhões de K, o hélio começa a se fundir em carbono e oxigênio. Quando isto acontece, o núcleo deixa de encolher. A queima do hélio logo forma um núcleo de carbono e oxigênio, com um hélio e uma casca de hidrogênio ao seu redor.

Como o hélio nas reações de fusão não é muito estável, o núcleo começa a crescer e a encolher muito rapidamente. Fortes ventos estelares sopram o gás e o plasma na camada externa da estrela para fora. Estes gases formam uma nuvem ao redor do núcleo da estrela. À medida que mais e mais gás se afasta da estrela, camadas cada vez mais profundas a temperaturas cada vez mais altas são enviadas para fora. Quando o gás aquece até cerca de 30.000 graus kelvin, o gás começa a brilhar. A nuvem se tornou então uma nebulosa planetária.

Conhecemos cerca de 3.000 dessas nebulosas em nossa galáxia, em comparação com 200 bilhões de estrelas. Sua vida muito curta em comparação com uma estrela é a razão pela qual não há tantas em comparação com as estrelas. Elas são encontradas principalmente no plano da Via Láctea, e há cada vez mais quanto mais se chega mais perto do centro da Via Láctea.

Apenas cerca de 20% das nebulosas planetárias são esferas (como Abell 39). As demais têm diversas formas. A razão para estas formas não é compreendida. Pode ser devido à atração gravitacional das estrelas secundárias (por exemplo, se for um sistema estelar binário). Uma segunda teoria é que os planetas próximos à estrela podem mudar como a nebulosa se forma. Uma terceira teoria é que os campos magnéticos causam as formas. [1].

Um problema no estudo das nebulosas planetárias é que os astrônomos nem sempre conseguem descobrir a que distância estão. Quando estão perto, os astrônomos usam algo chamado paralaxe de expansão para estimar a que distância estão, mas isso leva muito tempo. Se eles não estiverem perto, ainda não há uma boa maneira de descobrir quão distantes eles estão.

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