Nebulosa

De Viquipèdia
Dreceres ràpides: navegació, cerca
Nebulosa Nord-amèrica

Una nebulosa és una regió del medi interestel·lar format per gas i per pols. Estan formades fonamentalment per hidrogen, l'element químic més abundant en l'univers, amb quasi el 10 % d'heli i quantitats molt petites d'altres substàncies. Tenen una importància cosmològica notable perquè són el lloc dels quals neixen les estrelles per fenòmens de condensació i agregació de matèria, encara que en altres ocasions es tracta de les restes d'una estrella que ha mort.

Les nebuloses es localitzen en els discos de les galàxies espirals i a qualsevol zona de les galàxies irregulars, però no s'acostumen a trobar en galàxies el·líptiques car amb prou feines posseeixen fenòmens de formació estel·lar i estan dominades per estrelles molt velles.

Abans de la invenció del telescopi, el terme nebulosa s'aplicava a tots els objectes celestes d'aparença difosa. Per aquesta raó, a vegades les galàxies (conjunt de millers de milions d'estrelles, gas i pols units per la gravetat) són anomenades impròpiament nebuloses; es tracta d'una herències de l'astronomia del segle XIX que ha deixat el seu rastre en el llenguatge astronòmic contemporani.

Tipus de nebulosa[modifica | modifica el codi]

Nebuloses d'emissió[modifica | modifica el codi]

Detall de la Nebulosa Con d'una imatge presa pel Telescopi espacial Hubble.
Article principal: Nebulosa d'emissió

Una nebulosa d'emissió és un núvol de gas ionitzar, és a dir plasma que emet llum de diferents colors. Les fonts més comunes d'ionització són els fotons d'alta energia emesos per una estrella calenta propera. Entre altres tipus de nebuloses d'emissió hi ha regió HII on s'està produint la formació estel·lar i joves estrelles massives són les fonts de fotons ionitzats; i les nebuloses planetàries on el cor calent d'una estrella moribunda ionitza les capes exteriors que ha expulsat.

El color de la nebulosa depèn de la seva composició química i de la quantitat d'ionització. La majoria de les nebuloses d'emissió són vermelles a causa del predomini d'hidrogen en el gas interestel·lar, i la seva relativament baixa necessitat d'energia per la ionització. Si la quantitat d'energia és més gran, altres elements poden ionitzar fent possible nebuloses verdes i blaves. Examinant l'espectre electromagnètic de les nebuloses, els astrònoms dedueixen el contingut químic. La majoria de les nebuloses d'emissió tenen el 90% d'hidrogen, i la resta heli, oxigen, nitrogen, i altres elements.

Algunes de les nebuloses d'emissió visibles més importants de l'hemisferi nord són: NGC 7000 i NGC 6960/6992 a la constel·lació del Cigne. Ben visibles són a l'hemisferi sud: la nebulosa de la Llacuna M8 / NGC 6523 a la constel·lació del Sagitari i la nebulosa Orió M42.[1] Més lluny a l'hemisferi sud està la brillant nebulosa Carina NGC 3372.

Nebuloses planetàries[modifica | modifica el codi]

Aquesta animació accelerada mostra el col·lapse d'una gegant vermella amb l'ejecció de material formant l'embolcall de la nebulosa planetària i la formació d'una nana blanca.
Article principal: Nebulosa planetària

Una nebulosa planetària és una nebulosa d'emissió formada per gas incandescent i plasma ionitzat en expansió expulsat durant la fase de branca asimptòtica de les gegants, és a dir, un objecte astronòmic gasós format a partir de l'expulsió de les capes externes d'una estrella de massa baixa o intermèdia durant l'etapa final de la seva vida.[2] Aquest nom es va originar amb el seu primer descobriment en el segle XVIII[3][4] a causa del fet que, observades amb petits telescopis òptics, semblaven similars als planetes gegants del sistema solar.[5] L'estrella inicial, que queda a la part central de la nebulosa, es converteix en una nana blanca que al final s'acaba refredant fins a perdre la seva energia tèrmica residual. El límit superior en massa per a passar per aquesta etapa de l'evolució estel·lar és de 8 masses solars. Les estrelles de major massa tenen una evolució totalment diferent: exploten com una supernova de tipus II i es col·lapsen, el que forma una estrella de neutrons o un forat negre. Són un fenomen de vida relativament curta ja que només duren unes poques desenes de milers d'anys en comparació a la vida típica de les estrelles, de diversos milers de milions d'anys.[6]

Nebuloses de reflexió[modifica | modifica el codi]

Nebulosa de reflexió dins les Plèiades (M45)
Article principal: Nebulosa de reflexió

Les nebuloses de reflexió són núvols de pols que simplement reflecteixen la llum d'una o diverses estrelles veïnes.

Aquestes estrelles no són prou calentes per provocar la ionització dels gasos, com en el cas de les nebuloses d'emissió, però són prou lluminoses per permetre la dispersió suficient per fer la pols visible.

Edwin Hubble el 1922 va fer la distinció entre aquests dos tipus de nebuloses.

Les nebuloses de reflexió són normalment blaves perquè la dispersió és més eficaç per la llum blava que per la vermella (és el mateix procediment de dispersió que ens dóna els cels blaus i de les postes de sol vermelles.

Les nebuloses de reflexió i les nebuloses d'emissió són molt sovint vistes juntes, com per exemple la nebulosa d'Orió i poden ser ajuntades en un sol tipus: les nebuloses difuses.

Referències[modifica | modifica el codi]

  1. "Messier 42"; Messier Object 42. McArthur,Frommert and Kronberg. 12 April 2006. 17 July 2007.
  2. Frankowski & Soker 2009, pàg. 654–8
  3. Kwok 2005, pàg. 271–8
  4. Kwok, Sun. «Planetary Nebulae: New Challenges in the 21st Century». Journal of the Korean Astronomical Society, 38, núm. 2, 2005, pàg. 271-278 [Consulta: 28 de novembre].
  5. Hubblesite.org 1997
  6. Kwok, Sun. Cambridge University Press. The origin and evolution of planetary nebulae, 2000. ISBN 0521623138. 
A Wikimedia Commons hi ha contingut multimèdia relatiu a: Nebulosa Modifica l'enllaç a Wikidata