Nebulosas Planetárias

Nebulosa de Órion

Uma nebulosa planetária é um objecto astronômico que consiste numa concha brilhante de gás formada por certos tipos de estrelas no fim das suas vidas. Não têm relação nenhuma com os planetas; o nome deriva de uma suposta semelhança em relação à aparência dos gigantes gasosos. São fenômenos de curta duração (apenas alguns milhares de anos) quando comparados com o tempo de vida estelar típico (alguns milhares de milhões de anos). Conhecem-se cerca de 1,500 nebulosas planetárias na nossa Galáxia.As nebulosas planetárias são objetos importantes para a Astronomia porque desempenham um papel crucial na evolução química de uma galáxia, enviando material para o meio interestelar, enriquecendo-o em elementos mais pesados através da nucleossíntese. Nas outras galáxias, as nebulosas planetárias podem ser os únicos objectos observáveis capazes de fornecer informações acerca de abundâncias químicas.

Nebulosa da Ampulheta 

Nos últimos anos, o Telescópio Espacial Hubble tem revelado a extrema complexidade e variação morfológica das nebulosas planetárias. Cerca de um quinto são mais ou menos esféricas, mas a maioria não é simetricamente esférica. Os mecanismos que produzem tais variedades de formas e características não são ainda bem compreendidos.

As nebulosas planetárias são geralmente objectos ténues, e nenhum é visível a olho nu. A primeira a ser descoberta foi a Nebulosa de Dumbbell na constelação de Raposa, observada por Charles Messier em 1764 e listada como M27 no seu catálogo de objectos nebulosos. Para os observadores da altura, que possuiam telescópios com uma baixa resolução, M27 e as nebulosas planetárias posteriormente descobertas eram bastante parecidas com os gigantes gasosos. William Herschel, que descobriu Urano, eventualmente atribuiu-lhes o termo "nebulosa planetária" embora, como actualmente se sabe, sejam muito diferentes dos planetas.

A natureza das nebulosas planetárias era desconhecida até serem feitas as primeiras observações espectroscópicas em meados do século XIX. William Huggins foi um dos primeiros astrónomos a estudar o espectro óptico dos objectos astronómicos, usando um prisma para dispersar a sua luz. As suas observações de estrelas mostraram que o espectro era contínuo com muitas linhas escuras sobrepostas. Mais tarde descobriu que muitos objectos nebulosos, tal como a "Nebulosa" de Andrómeda, tinham espectros muito parecidos a este - mais tarde veio a saber-se que estas "nebulosas" eram na realidade galáxias.No entanto, quando observou a Nebulosa Olho de Gato (NGC 6543), encontrou um espectro muito diferente. Em vez ser um forte espectro contínuo com linhas de absorção, a Nebulosa Olho de Gato e outros objectos parecidos mostravam apenas um pequeno número de linhas de emissão. A mais brilhante encontrava-se num comprimento de onda de 500.7 nanómetros, o que não correspondia com nenhuma linha de qualquer outro elemento conhecido. Foi então proposto que a linha seria de um elemento desconhecido, que na altura recebeu nome "nebulium" - uma ideia semelhante que levou à descoberta do hélio pela análise do espectro do Sol em 1868.

Enquanto que o hélio foi isolado na Terra pouco depois da sua descoberta no espectro do Sol, o mesmo não ocorreu para o "nebulium". No princípio do século XX, Henry Norris Russell propôs que, ao invés de ser um novo elemento, a existência da linha dos 500.7 nm era provocada por um elemento familiar em condições pouco conhecidas.

Nebulosa Roseta

Nos anos 20, os físicos mostraram que em gases a densidades extremamente baixas, os electrões podem popular níveis de energia metastaticamente excitados em átomos e iões que a densidades mais altas são rapidamente acalmados por colisões. As transições de electrões destes níveis no oxigénio origina a linha dos 500.7 nm. Estas linhas espectrais, que podem apenas ser vistas em gases com densidades muito baixas, são conhecidas como linhas proibidas. As observações espectroscópicas posteriores mostraram que as nebulosas são feitas de gás extremamente rarefeito.Tal como será discutido mais abaixo, as estrelas centrais das nebulosas planetárias são muito quentes. A sua luminosidade, no entanto, é muito baixa, o que implica que também devem ser muito pequenas. Apenas depois de uma estrela ter gasto todo o seu combustível nuclear é que pode colapsar para um tamanho tão pequeno, daí as nebulosas planetárias terem sido associadas ao estágio final da evolução estelar. As observações espectroscópicas mostram que todas as nebulosas planetárias estão em expansão, daí nascendo a ideia que estas são causadas pela libertação para o espaço das camadas exteriores de uma estrela no fim da sua vida.

Já para o fim do século XX, os avanços tecnológicos ajudaram a estudar com mais detalhe as nebulosas planetárias. Os telescópios espaciais permitiram aos astrónomos estudar a luz emitida para lá do espectro visível que não é observável a partir de observatórios terrestres. O estudo das nebulosas planetárias no infravermelho e no ultravioleta forneceu determinações muito mais concretas das temperaturas, densidades e abundâncias nebulares. Através da tecnologia CCD consegue-se observar linhas espectrais muito mais ténues do que era anteriormente possível. O Telescópio Espacial Hubble também mostrou que embora muitas nebulosas pareçam ter estruturas simples e regulares quando vistas da Terra, a altíssima resolução óptica alcançada por um telescópio em órbita revela morfologias extremamente complexas.

As nebulosas planetárias são a fase final da vida de uma estrela. O nosso Sol é uma estrela média, e apenas um pequeno número de estrelas pesa muito mais que esta. Estrelas com mais de umas quantas massas solares acabam a sua vida numa dramática explosão de supernova, mas nas estrelas de massa média ou baixa, o fim envolve a criação de uma nebulosa planetária.Uma estrela típica com menos de metade da massa do Sol passa a maioria da sua vida a brilhar como resultado da fusão nuclear que converte o hidrogénio em hélio no seu núcleo. A energia libertada pelas reacções nucleares previnem a estrela de colapsar sob a sua própria gravidade, o que torna a estrela estável.

Nebulosa Queda da Água

Ao fim de alguns milhares de milhões de anos, a estrela gasta o seu hidrogénio, não existindo mais energia suficiente no núcleo para suportar as camadas exteriores da estrela. O núcleo então contrai-se e aquece. Actualmente, o núcleo do Sol tem uma temperatura de aproximadamente 15 milhões K, mas quando acabar o seu hidrogénio, a contracção do núcleo irá aumentar a temperatura até aos 100 milhões K.

As camadas exteriores da estrela expandem-se enormemente devido à altíssima temperatura do núcleo, e tornam-se muito mais frias. A estrela transforma-se numa gigante vermelha. O núcleo continua a contrair-se e a aquecer, e quando a temperatura alcança os 100 milhões K, o hélio do núcleo começa a converter-se em carbono e oxigénio. A reactivação das reacções de fusão pára a contracção do núcleo. Em pouco tempo o hélio forma um núcleo inerte de carbono e oxigénio, com uma concha de hélio em torno da mesma.
As reacções de fusão do hélio são extremamente sensíveis à temperatura, sendo as velocidades de reacção proporcionais a T⁴⁰. Isto significa que apenas um aumento de 2% na temperatura mais que duplica a velocidade da reacção. Ora, isto torna a estrela muito instável - um pequeno aumento na temperatura leva a um eleva rapidamente a velocidade das reacções, o que liberta uma grande quantidade de energia, aumentando ainda mais a temperatura. A camada de hélio expande-se rapidamente e depois arrefece, o que reduz outra vez a velocidade da reacção. A estrela sofre várias contracções, que eventualmente se tornam grandes o suficiente para libertar para o espaço toda a atmosfera estelar.Os gases ejectados formam uma nuvem de material à volta do agora exposto núcleo da estrela. À medida que mais e mais quantidades da atmosfera se afastam, camadas cada vez mais profundas a temperaturas cada vez mais altas são expostas. Quando a superfície exposta alcança uma temperatura de cerca de 30,000 K, existem suficientes fotões ultravioleta a serem emitidos para ionisar a atmosfera libertada, o que a faz brilhar.

A nuvem torna-se então numa nebulosa planetária.

Os gases da nebulosa planetária afastam-se da estrela central a velocidades de alguns quilómetros por segundo. À mesma altura que os gases se expandem, a estrela central arrefece à medida que irradia a sua energia - as reacções de fusão cessam, dado que a estrela já não tem massa suficiente para gerar as temperaturas nucleares necessárias para a fusão do carbono e do oxigénio. Eventualmente arrefecerá até um ponto em que não liberta suficiente radiação ultravioleta para ionisar a nuvem gasosa cada vez mais distante. A estrela torna-se numa anã branca e a nuvem recombina-se, ficando invisível. Para uma nebulosa planetária comum, cerca de 10,000 anos irão passar entre a sua formação e a recombinação.

Nebulosa Gaivota

As nebulosas planetárias têm um papel muito importante na evolução galáctica. O Universo jovem consistia quase inteiramente de hidrogénio e hélio, mas as estrelas criam elementos mais pesados via fusão nuclear. Os gases da nebulosa planetária contêm por isso uma grande proporção de elementos como o carbono, nitrogénio e oxigénio, e à medida que se expandem e fundem com o meio interestelar, enriquecem-no com estes elementos pesados, conhecidos pelos astrónomos como «metais».As gerações posteriores de estrelas irão assim ter um maior conteúdo inicial de elementos pesados. Embora estes possam ainda ser uma componente muito pequena da estrela, deixam um efeito delineado na sua evolução. As estrelas que se formaram muito cedo no Universo e que têm pequenas quantidades de elementos pesados são conhecidas como estrelas de População II, enquanto estrelas mais jovens com uma maior quantidade de elementos pesados são conhecidas como estrelas de População I.

Uma típica nebulosa planetária tem aproximadamente 1 ano-luz de diâmetro, e consiste de gás extremamente rarefeito, com uma densidade de geralmente mais ou menos 1,000 partículas por cada centímetro cúbico - cerca de 10^-24 vezes menos densa que a atmosfera da Terra. As jovens nebulosas planetárias têm as densidades mais altas, por vezes chegando a 10⁶partículas por cada centímetro cúbico. À medida que a nebulosa envelhece, a sua expansão fazdiminuir a sua densidade.

A radiação da estrela central aquece o gás a temperaturas próximas dos 10,000 K. Contrariamente ao que se possa pensar, a temperatura do gás normalmente aumenta com a distância da anã branca. Isto acontece porque quanto mais energético for um fotão, menor será a probabilidade de ser absorvido, e por isso os fotões menos energéticos tendem a ser os primeiros a ser absorvidos. Nas regiões exteriores da nebulosa, os fotões menos energéticos foram já absorvidos, e os restantes fotões altamente energéticos fazem aumentar a temperatura.As nebulosas podem ser descritas como limitadas por radiação ou limitadas por matéria. No primeiro caso, existe tanta matéria em torno da estrela que todos os fotões ultra-violetas emitidos são absorvidos, e a nebulosa visível fica rodeada por uma concha de gás não-ionizado - daí a radiação ser limitada pela matéria. No último caso existem suficientes fotões ultravioletas a serem emitidos pela estrela central para ionisar o gás dos arredores.

Conhecem-se cerca de 1,500 nebulosas planetárias na Via Láctea, por entre as 200 mil milhões de estrelas. A sua curta vida comparada com a das estrelas explica a sua raridade. Situam-se na sua maioria perto do plano da Galáxia, e a maior concentração no centro galáctico. Encontram-se muito raramente em enxames estelares, só se conhecendo um ou dois casos.

Embora as CCDs tenham já quase ultrapassado o rolo fotográfico na astronomia moderna, um estudo recente aumentou largamente o número de nebulosas planetárias conhecidas usando um rolo da Kodak (Technical Pan) em conjunto com um filtro de alta qualidade que isolava as mais brilhantes linhas de emissão do hidrogénio, que é fortemente emitido por todas as nebulosas planetárias.

As nebulosas planetárias são regularmente caracterizadas de acordo com a sua aparência, usando o esquema Vorontsov-Velyaminov:

1.     Imagem estelar

2.     Disco macio (a, mais brilhante para o centro; b, brilho uniforme; c, vestígios de uma estrutura anular)

3.     Disco irregular (a, distribuição de brilho muito irregular; b, vestígios de uma estrutura anular)

4.     Estrutura anular

5.     Forma irregular, parecida a uma nebulosa difusa

6.     Forma anómala

Estruturas mais complexas podem resultar de combinações, tais como "4+2" (anel e disco), ou "4+4" (dois anéis).

Um problema que ainda afecta o estudo das nebulosas planetárias, é que na maioria dos casos as suas distâncias não são bem conhecidas. Para algumas nebulosas planetárias próximas, é possível determinar as distâncias ao medir a sua paralaxe de expansão: observações de alta-resolução registadas com um intervalo de vários anos mostram a expansão da nebulosa perpendicularmente à linha de mira, enquanto observações espectroscópicas do efeito Doppler revelam a velocidade de expansão. Ao comparar a expansão angular com a velocidade derivada da expansão, temos a distância à nebulosa.

Porque é que esta formiga não é uma grande esfera? A nebulosa planetária Mz3 é libertada a partir de uma estrela semelhante ao nosso Sol que é certamente redonda. Porque é que então o gás expelido cria uma nebulosa em forma de formiga que é obviamente não redonda? As pistas indicam uma grande velocidade de 1,000 km/s, a estrutura com 1 ano-luz de tamanho, e o magnetismo da estrela vísivel no centro da nebulosa. Uma resposta possível é que Mz3 esconde uma segunda mais ténue estrela que orbita muito próxima da principal. Dado que a estrela central parece ser muito semelhante com o Sol, os astrónomos esperam que o conhecimento mais aprofundado da história desta gigante formiga espacial possa providenciar bastantes informações acerca do futuro do Sol e da Terra. Crédito: R. Sahai (JPL) et al., Hubble Heritage Team, ESA, NASA

Esta imagem do Hubble mostra uma distinta forma de X e uma espécie de degraus de uma escada na Nebulosa do Rectângulo Vermelho. Esta nuvem cósmica foi inicialmente identificada como uma forte fonte de radiação infravermelha e agora acredita-se que contenha grãos de poeira gelados e hidrocarbonetos formados na corrente expelida pela estrela central. Porque se parece então com um X? Uma possível explicação é que a estrela central - na realidade um par de estrelas - está rodeada por denso toro de poeira que altera o noutro caso fluxo esférico em formas de cones. Dado que vemos este toro de frente, os limites dos cones parecem formar um X. A cerca de 2,300 anos-luz de distância na direcção da constelação do Unicórnio, a Nebulosa do Rectângulo Vermelho deverá tornar-se numa gloriosa nebulosa planetária à medida que a sua estrela central se torna numa anã branca. Crédito: H. Van Winckel (KU Leuven), M. Cohen (UC Berkeley), H. Bond (STScI), T. Gull (GSFC), ESA, NASA