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.
INTRODUCCIÓNINTRODUCCIÓN
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.
INTRODUCCIÓNINTRODUCCIÓN
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
INTRODUCCIÓNINTRODUCCIÓN
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.
INTRODUCCIÓNINTRODUCCIÓN
•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.
NPs – Fase de la Evolución EstelarNPs – Fase de la Evolución Estelar
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.
NPs – Fase de la Evolución EstelarNPs – Fase de la Evolución Estelar
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:
Fases en la Evolución de una NPFases en la Evolución de una NP
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.
Fases en la Evolución de una NPFases en la Evolución de una NP
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.
Fases en la Evolución de una NPFases en la Evolución de una NP
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.
Fases en la Evolución de una NPFases en la Evolución de una NP
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).
Fases en la Evolución de una NPFases en la Evolución de una NP
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%
Fases en la Evolución de una NPFases en la Evolución de una NP
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.
Fases en la Evolución de una NPFases en la Evolución de una NP
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.
Fases en la Evolución de una NPFases en la Evolución de una NP
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.
Fases en la Evolución de una NPFases en la Evolución de una NP
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.
Emisión de rayos X en NPsEmisión de rayos X en NPs
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
Emisión de rayos X en NPsEmisión de rayos X en 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 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.
Morfología de las NPsMorfología de las NPs
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
Morfología de las NPsMorfología de las NPs
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):
Morfología de las NPs -ClasificaciónMorfología de las NPs -Clasificación
He 2-437
He 2-428
Nebulosas Planetarias con simetría Nebulosas Planetarias con simetría BipolarBipolar (B): (B):
Morfología de las NPs -ClasificaciónMorfología de las NPs -Clasificación
M 3-28
M 2-46
Nebulosas Planetarias con simetría Nebulosas Planetarias con simetría CuadrupolarCuadrupolar (Q): (Q):
Morfología de las NPs -ClasificaciónMorfología de las NPs -Clasificación
IC 4934
PC 19
Pe 1-17
Nebulosas Planetarias con simetría Nebulosas Planetarias con simetría PuntualPuntual (PS): (PS):
Morfología de las NPs -ClasificaciónMorfología de las NPs -Clasificación
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
Microestructuras en NPsMicroestructuras en NPs
BRETSBipolar Rotating Episodic Jets
Kjpn 8
NGC 4361
Microestructuras en NPsMicroestructuras en NPs
IRAS 16594–4656 IRAS 20028 + 3910
Anillos y arcos
Microestructuras en NPsMicroestructuras en NPs
Es una característica común relacionada con cualquier clase morfológica
Simetría puntual
NGC 6309Vázquez et al. 2008.
IC 4634 J 320
Microestructuras en NPsMicroestructuras en NPs
• 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
Microestructuras en NPsMicroestructuras en 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
Morfología y distribución galácticaMorfología y distribución galáctica
Relación entre morfología y distribución galácticaRelación entre morfología y distribución galáctica
Morfología y distribución galácticaMorfología y distribución galáctica
Tipo B:
(110 pc) ↔ Progenitores masivos ↔ Rotación estelar ↔ Bipolaridad clásica
Representación
Morfología y distribución galácticaMorfología y distribución galáctica
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).
Morfología y distribución galácticaMorfología y distribución galáctica
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.
Morfología y distribución galácticaMorfología y distribución galáctica
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
Enriquecimiento químico del ISMEnriquecimiento químico del ISM
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)
Enriquecimiento químico del ISMEnriquecimiento químico del ISM
Espectro ISO SWS de la NP NGC 7027.
(Kwok, 1987).
Para determinar cuando se forman dichas moléculas →
Objetos en transición entre AGB y NPs.
Enriquecimiento químico del ISMEnriquecimiento químico del ISM
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
Enriquecimiento químico del ISMEnriquecimiento químico del ISM
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
Grupo de Investigación - NPsGrupo de Investigación - NPs
Sede: Instituto de Astronomía – UNAM – Ensenada – Baja California.
Grupo de Investigación - NPsGrupo de Investigación - NPs
Observatorio: OAN-SPM : Observatorio Astronómico Nacional – San Pedro Mártir
Albergue:
Grupo de Investigación - NPsGrupo de Investigación - NPs
Telescopios: 2.1 m
Grupo de Investigación - NPsGrupo de Investigación - NPs
Espectroscopía de baja y de alta dispersión
Instrumentos
• Boller & Chivens• Mezcal (MES-SPM)
Grupo de Investigación - NPsGrupo de Investigación - NPs
Telescopios: 1.5 m
Imagen directa
Instrumentos
• La Ruca• Danés
Grupo de Investigación - NPsGrupo de Investigación - NPs
Telescopio: 0.84 m
Grupo de Investigación - NPsGrupo de Investigación - NPs
Top Related