Nebulosa Planetarias N Ps Acodea Juan Jose Pineda

NEBULOSAS PLANETARIAS (NPs)

Juan José Pineda LizanoUniversidad de Costa RicaAgosto 2008

ACODEAACODEA

Introducción e historia

Fase de la evolución estelar

Evolución dinámica

Morfología de las NPs

Enriquecimiento químico del ISM

NPs como investigación galáctica

Modelos y simulaciones

Espectros de NPs

SUBTEMAS DE INVESTIGACIÓNSUBTEMAS DE INVESTIGACIÓN

1764Charles Messier

M 27

Dumbbell Nebula

1784William Herschel

Asigna → nombre alas nebulosas por suparecido verdoso aun planeta.

INTRODUCCIÓNINTRODUCCIÓN

NEBULOSAS

•Asociada con una estrella central•Estructura definida

1790William Herschel

No se reconocían bien los distintos tipos de nebulosas.


Espectroscopía

NGC 6543

La primera línea identificada fue la H a 4861 Å de la serie de Balmer.

1864William Huggins

Toma el primer espectro de una

NP.

Hiltner600 NGC 7048INTRODUCCIÓNINTRODUCCIÓN

• Hubble encuentra una correlación entre la magnitud de la estrella central y el tamaño de la nebulosa.

1922Edwin Hubble

1926Menzel

• Sugiere que toda la energía de salida de la estrella, superior al límite de Lyman debería utilizarse para ionizar el hidrógeno.

1927Zanstra

Desarrolla en forma cuantitativa el mecanismo por medio del cual las líneas de H y He se emiten como resultado de la recombinación entre el núcleo y el electrón, después de la ionización.


A pesar de la identificación exitosa de algunas líneas espectrales, existían algunas que no podían ser identificadas.

= 4959,5007 Å Nebulium

Líneas prohibidas → [O III]

Identificó 8 de las líneas más fuertes debido a estados meta estables de N [ II ], O [ II ] y O [ III ].

1928Bowen


Espectros de mejor resolución Líneas de emisión de las NPs son anchas

Interpreta como expansión en lugar de rotación de la nebulosa.

1929Perrine

NGC 3587 (el Búho)Blanco, M. W. 2006, Tesis de Licenciatura, Universidad

Autónoma de Baja California, Ensenada: México.


•A inicios del siglo XIX se creía que las estrellas evolucionaban de calientes a frías

•Se creía que las NPs eras estrellas muy jóvenes debido a sus altas temperaturas.

Utilizando el análisis espectroscópico encontró que eran más parecidas a estrellas de tipo tardío que a objetos jóvenes.

1918Curtis

NPs – Fase de la Evolución EstelarNPs – Fase de la Evolución Estelar

Las sitúa en el contexto de la evolución estelar.

Progenitoras eran Estrellas Gigantes Rojas.

1956Shklovsky

• Calcula las velocidades de expansión de las NPs (5-55 km/s).

• La parte eyectada debía tener una velocidad mayor que la

velocidad de escape de la superficie de la estrella.

• La velocidad de escape es proporcional a R1/2.

• Calcula que las velocidades observadas requerían radios

estelares superiores a 200 R.


Abell y Goldreich:1966:

Las NPs son las atmósferas eyectadas de las Gigantes Rojas.

• Utilizando la velocidad y el tamaño de las NPs, su vida dinámica se calculó en ~ 10 000 – 20 000 años.

• Con este tiempo y su estimado de NPs en la galaxia ~ 6x104 debían formarse aproximadamente 3 NPs por año.

• Este número es del mismo orden de la cantidad de estrellas que dejan la secuencia principal.

Prácticamente todas las estrellas de baja masa, pasaron a través del estado de NP.


1. Secuencia principal: la estrella se encuentra quemando hidrógeno en su núcleo.

~ 90% de su vida.

La quema del H ocurre principalmente por dos cadenas:

Cadena protón-protón: 1H + 1H 2H + e+ +

2H + 1H 3He + Para completar el núcleo 4He se pueden seguir tres ramas alternativas: pp1, pp2 y pp3.

Fases en la Evolución de una Nebulosa PlanetariaFases en la Evolución de una Nebulosa Planetaria

Cadenas nucleares pp1, pp2 y pp3.

Fases en la Evolución de una NPFases en la Evolución de una NP

Cuando el hidrógeno del núcleo se agota, la fusión se termina y la estrella abandona la secuencia principal.

Ciclo CNO:


2. Gigante Roja:

• Cuando el núcleo de H se agota, queda únicamente He.

• La quema del H ocurre únicamente en un cascarón alrededor del núcleo, el cuál expande la estrella hasta formar una GR de ~ 1 UA de radio.

Asciende por la red giant branch (RGB).

El núcleo continúa encogiéndose.

La estrella se mueve hacia arriba y hacia la derecha en el diagrama HR.


3. El flash del helio:

• Cuando el núcleo de He se encoge, se va calentando.

• A una T8 1, se empieza a dar la quema del He en el núcleo. Esto puede ocurrir de varias formas:

a) Masa inicial: entre 2-3 M.

El núcleo se enciende gradualmente.

b) Masa inicial: ~ M.

El núcleo se enciende rápidamente.

Flash del helio

La estrella se encuentra en la punta de la RGB.


4. Quema de He en el núcleo:

• Tiempo del proceso: 106 años.

• Cuando el helio del núcleo se agota, quedan C y O.

La estrella se encuentra en la rama horizontal (HB).

• El principal proceso en la quema del He es el proceso triple .

• La estrella se mueve hacia abajo y hacia la izquierda en el diagrama HR.

• El núcleo de He se estabiliza.


La estrella asciende por la asymptotic giant branch (AGB) en el diagrama HR.

5. Quema de cascarón de He:

• El He en el núcleo se agota y por lo tanto, este se encoge.

• La quema del He continúa en un cascarón.

• Este cascarón se quema dentro del cascarón de H.

• Al final de esta fase, se alterna la quema del H con la de He, y la estrella sufre una alta pérdida de masa (viento estelar).


6. Fase AGB:• La quema de H tomará de nuevo el control de la energía

producida en la estrella.• La quema de He será esporádica (pulsaciones térmicas).

• Se pierde gran cantidad de masa en el espacio.

M > 40%


7. Fase NP:

• El núcleo caliente emite radiación ultravioleta, que excita al gas en la atmósfera eyectada.

El cascarón de gas excitado es llamado El cascarón de gas excitado es llamado Nebulosa PlanetariaNebulosa Planetaria

La estrella se mueve rápidamente a la parte izquierda del diagrama HR.


8. Enana Blanca:

• El H y el He residuales son usados y la fusión cesa.• La estrella se enfría tan lentamente que permanece sobre

T > 104 K por un tiempo largo.


Punto de vista moderno:

• Las NPs tienen su origen en la pérdida de masa en la rama

asintótica de las gigantes (AGB).

• Las envolturas circumestelares son creadas en ≈ 106 años.

• Estas son barridas por un nuevo viento estelar rápido que forma

un cascarón.

• La interacción de los dos vientos crea una burbuja de alta

temperatura que ejerce una presión sobre el cascarón y hace

que se expanda.


Son objetos de transición entre las fases AGB y las NPs.

Cuando T ~ 30 000 K

fotones estelares tienen energía suficiente para fotoionizar el material de los alrededores

Inicio de la fase NPsAparición de lineas fuertes de recombinación de H, He y líneas metálicas excitadas colisionalmente.

Al inicio no se creía en estos objetos intermedios.

Proto-Nebulosas Planetarias (PPNs)Proto-Nebulosas Planetarias (PPNs)

Las CS de las PNe duran un tiempo finito para T ↑ para fotoionizar la nebulosa.

Paczynski:1971:

Schonberner:1979-81:

Depende de la masa de la CSModelo ISWModelo ISW

Remanentes de la CSE de la fase AGB deberían permanecer detectables durante la fase de transición.

Las PPNe pueden identificarse.

Son fuentes infrarrojas.

Proto-Nebulosas Planetarias (PPNs)Proto-Nebulosas Planetarias (PPNs)

Del estudio de la fase AGB y de NPs jóvenes

Una alta luminosidad Baja gravedad superficial Temperatura intermedia (3000 - 30 000K) Clase espectral K o B Evidencias de remanente de la envoltura AGB

Propiedades esperadas de las PNPs:

PPNePPNe

Ricas en Oxígeno o en Carbono Relación O/C

Oxígeno: característica 9.7 μm de silicatos

Carbono: bandas de absorción molecular de C2, C3 y CN

Proto-Nebulosas Planetarias (PNPs)Proto-Nebulosas Planetarias (PNPs)

Si la envoltura de la AGB tiene mayor densidad ecuatorial

El flujo rápido será empujado en la dirección polar.

Proto-Nebulosas Planetarias (PNPs)Proto-Nebulosas Planetarias (PNPs)

CRL 2688 Nebulosa del huevo

VIENTOS ESTELARES INTERACTUANTES (ISW)VIENTOS ESTELARES INTERACTUANTES (ISW)(1978 → Sun Kwok, Chris Purton & M. Pim Fitzgerald)

• La envoltura se forma ~ 106 años a causa de un viento

estelar lento.• Si el viento depleta la atmósfera de la RG, el núcleo

caliente queda expuesto.• Un viento estelar rápido emergerá del núcleo y barrera

al viento lento de la fase AGB.• Este viento rápido creará una burbuja de alta

temperatura que hace que el cascarón se expanda.• El incremento de salida de fotones UV ionizará el

cascarón.

Evolución dinámica de las Nebulosas PlanetariasEvolución dinámica de las Nebulosas Planetarias

Modelo ISWModelo ISW

Temperatura en el interior ~ 106-107 K

Temperatura de la envoltura ~ 104 K

Evolución dinámica de las NPsEvolución dinámica de las NPs

Cierto número de NPs se han detectado como fuentes de rayos X.

Mecanismos:

Emisiones extendidas de rayos X pueden originarse de los choques de los vientos estelares.

Las CS de algunas PNe son tan calientes que pueden producir rayos X suaves en la fotosfera.

Las CS pueden tener regiones coronales que producen rayos X de alta energía.

Desde 1978 se han enviado satélites con facilidades de observacíón de PNe en rayos X.

Emisión de rayos X en NPsEmisión de rayos X en NPs

Nombre del satélite

Periodo de observación

Instrumento Resolución angular

Resolución espectral

Einstein 1978 – 1981 IPC / HRI 120" / 5" Baja / Ninguna

EXOSAT 1983 – 1986 LE 30" Ninguna

ROSAT 1990 – 1998 PSPC / HRI 30" / 5" Baja / Ninguna

ASCA 1993 – 2000 SIS 150" Alta

Chandra 1999 – presente ACIS / HRC 1" / 0.5" Alta / Ninguna

XMM-Newton 1999 – presente EPIC 6" Alta

Facilidades de observacion de rayos X.Facilidades de observacion de rayos X.


Propiedades de PNe con emisión extendida de rayos X.Propiedades de PNe con emisión extendida de rayos X.

PNe d Tamaño Te <Ne> NH LX

[kpc] [pc] [106 K] [cm–3] [cm–2] [erg·s–1]

BD +30º3639 1 0.0250.02

2.7 200 11021 1.61032

NGC 7027 0.9 0.040.03 3.0 150 61021 1.31032

NGC 6543 1 0.050.04 1.7 ~50 91021 1.01032

NGC 7009 1.2 0.1450.06

1.8 ~25 81021 31031


Morfología de las Nebulosas PlanetariasMorfología de las Nebulosas Planetarias

El amplio rango de imágenes de NPs con detectores CCD.

Estructura más complicada que una CS y un cascarón.

• 1918 – Curtis: Primera clasificación morfológica con 78

fotografías de objetos.

• 1934 – Vorontsov-Velyaminov: 134 objetos.

• 1967 – Perek-Kohoutek: 1063 objetos.

• 1992 – Acker et al. 1143 verdaderas NPs, 347 posibles NPs y

330 objetos mal clasificados como NPs.

• 1996 – Acker et al. [1er. Suplemento del catálogo de 1992]

+ 243 verdaderas/probables + 142 posibles NPs.

• 1998 – Parker & Phillips: 150 verdaderas/probables NPs.

Catálogos de NPsCatálogos de NPs

Morfología de las Nebulosas PlanetariasMorfología de las Nebulosas Planetarias

El amplio rango de imágenes de NPs con detectores CCD.

Estructura más complicada que una estrella central y un cascarón.

A 39 Kjpn 8

Morfología de las NPsMorfología de las NPs

1987 - Chu: cascarones externosTipo ITipo II

2000 - GuerreroCascarón internoCascarón intermedioHalo

1990 - Frank

Núcleo interno Aro brillanteCascarón CoronaBorde HaloHalo iluminado

Estructuras que el modelo clásico no explica bien, son Estructuras que el modelo clásico no explica bien, son comprendidas cuando se introduce la evolución de la comprendidas cuando se introduce la evolución de la

Estrella Central al modelo ISW.Estrella Central al modelo ISW.


1. Dependencia de la sensitividad.2. Dependencia de especies.3. Efectos de proyección.

Clasificación de las NPsClasificación de las NPs

Problemas de los esquemas de clasificación:

IAC Morphological Catalog of Northern Galactic Planetary NebulaeIAC Morphological Catalog of Northern Galactic Planetary Nebulae

(R) NPs redondeadas(E) NPs elípticas(B) NPs bipolares(Q) NPs cuadrupolares(PS) NPs con simetría puntual o central


Nebulosas Planetarias con simetría Nebulosas Planetarias con simetría RedondaRedonda (R): (R):

A 39

NGC 3587

M2-2

Morfología de las NPs -ClasificaciónMorfología de las NPs -Clasificación

IC 418

NGC 6720

NGC 6853

IC 1295

Nebulosas Planetarias con simetría Nebulosas Planetarias con simetría ElípticaElíptica (E): (E):


He 2-437

He 2-428

Nebulosas Planetarias con simetría Nebulosas Planetarias con simetría BipolarBipolar (B): (B):


M 3-28

M 2-46

Nebulosas Planetarias con simetría Nebulosas Planetarias con simetría CuadrupolarCuadrupolar (Q): (Q):


IC 4934

PC 19

Pe 1-17

Nebulosas Planetarias con simetría Nebulosas Planetarias con simetría PuntualPuntual (PS): (PS):


Se han hecho varios esfuerzos para contar la variedad de morfologías de las NPs por diferentes vistas de una estructura individual, unificada o tridimensional básica

Estructuras 2D Un halo esférico de baja densidad. Un toroide limitado de ionización obscurecido de polvo. Dos lóbulos polares.

Vista cerca del polo aparecerá elíptica.Vista de canto aparecerá bipolar o de mariposa

Estructura intrínseca de las NPsEstructura intrínseca de las NPs

Imágenes de alta resolución. Por ejemplo: (HST)

FLIERs y jets

BRETs

Anillos y arcos

Estructuras de simetría puntual

MicroestructurasMicroestructuras

Microestructuras en Nebulosas PlanetariasMicroestructuras en Nebulosas Planetarias

FLIERs o ANSAEFast, low ionization emission regions

Microestructuras en NPsMicroestructuras en NPs

• Velocidades ~ [ 10 – 103 km/s ].• Velocidades características ~ 102.• Detectados incluso en PNPs.

Jet intermitente de HB 4

JETS


BRETSBipolar Rotating Episodic Jets

Kjpn 8

NGC 4361


IRAS 16594–4656 IRAS 20028 + 3910

Anillos y arcos


Es una característica común relacionada con cualquier clase morfológica

Simetría puntual

NGC 6309Vázquez et al. 2008.

IC 4634 J 320


• Bipolaridad

Límite Ω ↔ Momentum angular (orbital o estelar)

• Elipticidad

Efectos MHD ↔ Microestructuras simétricas

• Simetría puntual

Binarias ↔ Precesión, bamboleos

Causas posibles para las morfologías de las NPsCausas posibles para las morfologías de las NPs


AGB → envoltura simétricamente esférica

PNPs → morfología bipolar

Observación de las PNPs → clave del origen.

Modelos hidrodinámicos

FLIERs y BRETs

Modelos hidrodinámicos

ISW + Δm y velocidad → f(t,θ)

Δθ → interacción binaria o de campos magnéticos.

Origen de la asimetríaOrigen de la asimetría

Modelos MHDFase transición: AGB → PNPs

Modelos numéricos → entender los procesos físicos

Imágenes sintéticas de los modelos

Pérdida de masa

Imágenes sintéticas de los modelos

Precesión e inclinación

Origen de la asimetríaOrigen de la asimetría

Morfología y distribución galácticaMorfología y distribución galáctica

Conexión entre la morfología de las Nps y su distribución galáctica con respecto al plano medio de la

galaxia.

Última década se realizaron dos exploraciones:

Hemisferio sur, The ESO Survey

Hemisferio norte, The IAC Survey

Se midió la distancia en pc sobre el ecuador galáctico

Comparación entre bipolares y elípticas.

Bipolares → escala de altura más pequeña→ estrellas más calientes→ mayores dimensiones físicas→ mayores velocidades de expansión→ progenitores más masivos


Relación entre morfología y distribución galácticaRelación entre morfología y distribución galáctica


Tipo B:

(110 pc) ↔ Progenitores masivos ↔ Rotación estelar ↔ Bipolaridad clásica

Representación


Tipo BPS:

(248 pc) ↔ Progenitores no masivos en sistemas binarios muy cercanos. Forma dada por el Límite Ω + efectos MHD + Precesión/Bamboleo ↔ Bipolaridad con PS (Lóbulos, FLIERS, Jets).


Tipo E:

(308 pc) ↔ Progenitores no masivos ↔ Forma dada por efectos MHD ↔ FLIERS & Jets con axisimetría.

Tipo EPS:

(310 pc) ↔ Progenitores no masivos en sistemas binarios no muy cercanos ↔ Forma dada por efectos MHD + Precesión ↔ FLIERS & Jets con PS.

Tipo R:

(753 pc) ↔ Progenitores de baja masa ↔ No se dan efectos MHD o de rotación.


Descienden de AGB → Enriquecimiento del ISMNPs:

Líneas de emisión laboratorio natural para observaciones de C, N y otros elementos.

Observaciones recientes permiten:

Mayor exactitud en cálculos de abundancias Detección de transiciones rotacionales moleculares La química en la fase gaseosa permanece en marcha en las envolturas moleculares de las NPs. IR → PNPs y NPs → compuestos orgánicos e inorgánicos.

Enriquecimiento químico del ISMEnriquecimiento químico del ISM

Síntesis química en la evolución de las NPs

Carbono → fase AGB → triple-

Carbono → superficie estelar

Estrella de carbono

Envoltura molecular


Estrellas de carbonoEstrellas de carbonoIR → detecta CbS

Ej: → emisión de 11.3 μm de SiC correlaciona con CbS

IRC +10216 → brillo óptico de magnitud 12, Es la estrella más brillante en el cielo en λ = 5m.

Espectro ISO SW201 de la estrella de carbono IRAS 21318+5631, mostrando las características de absorción del acetileno (13.7 m), del

TiC (20.1 m) y la emisión sin identificar (25.5 y 27.2 m). (Kwok, 1987)


Espectro ISO SWS de la NP NGC 7027.

(Kwok, 1987).

Para determinar cuando se forman dichas moléculas →

Objetos en transición entre AGB y NPs.


Tabla Nº1.Cambios en la fortaleza relativa de características de emisión

infrarrojas según una estrella evoluciona de la AGB a NP.

Característica IR (m) Origen Estrella de Carbono

PPNe PNe

Primarias:3.3, 6.2, 7.7, 11.3

modos aromáticos No Si Fuerte

Secundarias:3.4, 6.9

12.1, 12.4, 13.3

C–H alifáticosC–H out-of-plane bend with 2, 3, and 4 adjacent H atoms

No Si Débil

Broad 8, 12 – No Si Débil

Broad 21 TiC Débil Si No

Broad 30 – Si Si Si


Técnica de función de luminosidad → PNFL:

Método para determinar distancias extragalácticas.

Trazadores de distribución de la materia oscura en galaxias elípticas.

Reflejas ambiente químico por los gradientes de abundancia en galaxias, SMC, LMC y otros.

Inferir historia dinámica de un cúmulo.

NPs como investigación galácticaNPs como investigación galáctica

Espectros de NPs - IUEEspectros de NPs - IUE

Grupo de investigación científica en el Área del Grupo de investigación científica en el Área del

Medio Interestelar, especializados en Nebulosas Medio Interestelar, especializados en Nebulosas

Planetarias y Polvo Interestelar del Instituto de Planetarias y Polvo Interestelar del Instituto de

Astronomía de la Universidad Nacional Autónoma Astronomía de la Universidad Nacional Autónoma

de México (IA-UNAM) en Ensenada, B. C.de México (IA-UNAM) en Ensenada, B. C.

Grupo de Investigación - NPsGrupo de Investigación - NPs

Objetivo: Buscar relaciones entre:

Propiedades físicasPropiedades físicas

Te: temperatura electrónicaTe: temperatura electrónica

Ne: densidad electrónicaNe: densidad electrónica

Estructura CinemáticaEstructura Cinemática

+ ExtinciónExtinción

MorfologíaMorfologíaCon la


Sede: Instituto de Astronomía – UNAM – Ensenada – Baja California.


Observatorio: OAN-SPM : Observatorio Astronómico Nacional – San Pedro Mártir

Albergue:


Telescopios: 2.1 m


Espectroscopía de baja y de alta dispersión

Instrumentos

• Boller & Chivens• Mezcal (MES-SPM)


Telescopios: 1.5 m

Imagen directa

Instrumentos

• La Ruca• Danés


Telescopio: 0.84 m


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