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NEBULOSAS PLANETÁRIAS
Uma nebulosa planetária é um objecto astronómico 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 fenómenos 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 objectos 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.

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.


Figura 1 - Esta nebulosa planetária tem o n.º 27 do catálogo de Messier, ou como é mais conhecida, Nebulosa Haltere ou Dumbbell. Foi a primeira nebulosa planetária a ser descoberta. Situa-se a mais ou menos 1,200 anos-luz de distância na direcção da constelação de Raposa.
Crédito: Equipa FORS, telescópio VLT de 8.2m, ESO
 

Figura 2 - À excepção dos anéis de Saturno, a Nebulosa do Anel (M57) é provavelmente a banda celeste mais famosa. Esta nebulosa planetária mede cerca de um ano-luz em diâmetro e situa-se a mais ou menos 2,000 anos-luz na direcção da constelação de Lira.
Crédito: H. Bond et al., Hubble Heritage Team (STScI / AURA), NASA
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.

 
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.


Figura 3 - M76, situada na constelação de Perseu, também conhecida como Nebulosa Pequeno Haltere.
Crédito: N.A.Sharp, NOAO/AURA/NSF
 

Figura 4 - Na imagem temos a nebulosa planetária M97, ou Nebulosa do Mocho. Com magnitude 11, é um dos mais ténues objectos do catálogo de Messier. Situa-se a mais ou menos 2,600 anos-luz de distância, na direcção da constelação de Ursa Maior.
Crédito: Robert Gendler
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.

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.


Figura 5 - NGC 1514 é uma nebulosa planetária muito ténue na constelação de Touro.
Crédito: Adam Block/NOAO/AURA/NSF
 

Figura 6 - NGC 1535, a 1,500 anos-luz de distância.
Crédito: Adam Block/NOAO/AURA/NSF
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.


Figura 7 - Pode parecer uma borboleta, mas é maior que o Sistema Solar. NGC 2346 é uma nebulosa planetária feita de gás e poeira. No coração desta nebulosa bipolar estão um par de estrelas que se orbitam a cada 16 dias.Talvez seja esta a razão para a forma da nebulosa. NGC 2346 situa-se na constelação do Unicórnio.
Crédito: Massimo Stiavelli (STScI), Inge Heyer (STScI) et al., & Hubble Heritage Team (AURA/ STScI/ NASA)
 
Falando no geral, as nebulosas planetárias são simétricas e aproximadamente esféricas, mas também existem grandes variedades de formas, por vezes muito complexas. Aproximadamente 10% das nebulosas planetárias são fortemente bipolares, e um pequeno número são asimétricas. Uma é até rectangular. A razão para esta variedade de formas não é ainda bem conhecida, mas pode ser causada pelas interacções gravitacionais com estrelas vizinhas se estas forem sistemas binários. Outra possibilidade é a de que os planetas possam criar distúrbios no material à medida que a nebulosa se forma. Em Janeiro de 2005, os astrónomos anunciaram a primeira detecção de campos magnéticos em torno de estrelas centrais de duas nebulosas planetárias, e teorizaram que os campos possam ser parcialmente ou totalmente responsáveis pelas suas estranhas formas.
 

Figura 8 - Em 1787, o astrónomo William Herschel descobriu a Nebulosa Esquimó (ou Nebulosa Palhaço). Em 2000, o Telescópio Espacial Hubble registou esta espectacular imagem. Situa-se a 2,500 anos-luz de distância, na direcção da constelação de Gémeos.
Crédito: Andrew Fruchter (STScI) et al., WFPC2, HST, NASA

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.

 
A questão de como podem aparecer tão variadas formas nebulares é um tópico controverso. Geralmente, acredita-se que as interacções entre o material em expansão e a estrela a diferentes velocidades podem formar estes tipos de nebulosas. No entanto, alguns astrónomos acreditam que estrelas centrais duplas podem ser responsáveis pelo menos pelas mais complexas e radicais nebulosas planetárias. Um estudo recente descobriu que algumas nebulosas planetárias contêm fortes campos magnéticos, algo que é há muito tempo teorizado. As interacções magnéticas com o gás ionisado podem ser responsáveis pelas formas de algumas nebulosas planetárias.
 
GALERIA DE NEBULOSAS PLANETÁRIAS
     
 
Figura 9 - A nebulosa planetária NGC 2438, embora se encontre no enxame aberto M46, está superimposto e não é um membro do mesmo. Descoberta em 1786 por William Herschel. A estrela central de NGC 2438 tem uma magnitude de 17.5 e exibe um espectro contínuo. Situa-se a 2,900 anos-luz de distância.
Crédito: Nicole Bies e Esidro Hernandez/Adam Block/NOAO/AURA/NSF
 
 
Figura 10 - Foi a estrela ténue, não a brilhante, perto do centro de NGC 3132, que criou esta estranha mas linda nebulosa planetária com o nome de Nebulosa Eight-Burst ou Nebulosa do Anel do Sul. O brilhante gás veio das camadas exteriores de uma estrela tipo-Sol. Nesta imagem a cores, a azul e quente área vista rodeando este sistema binário recebe energia da quente superfície da ténue estrela. Embora fotografada para explorar simetrias irregulares, são as assimetrias que tornam esta nebulosa planetária tão intrigante. Nem a sua forma, nem a concha mais fria em redor, nem a sua estrutura ou posições dos frios filamentos de poeira de NGC 3132 são ainda bem compreendidos.
Crédito: Hubble Heritage Team (AURA/STScI /NASA)
 
 
Figura 11 - Aqui temos NGC 3242, também conhecida como Nebulosa Fantasma de Jupiter. Depois de uma estrela como o nosso Sol ter completado a fusão no seu núcleo, liberta as suas camadas exteriores, formando um objecto chamado nebulosa planetária. NGC 3242 é um exemplo de tal formação, com o resto estelar (uma anã branca) visível no centro. A sua alcunha "Fantasma de Júpiter" deriva de se parecer com o planeta. NGC 3242, no entanto, está muito mais longe que os meros 40 minutos-luz até Júpiter. De facto, ao comparar a velocidade de expansão aparente com a velocidade actual determinada por estudos do efeito Doppler, os astrónomos estimaram que a distância até NGC 3242 situa-se pelos 1,400 anos-luz. As zonas vermelhas perto dos limites da nebulosa são ainda um mistério.
Crédito: B. Balick (U. Washington) et al., WFPC2, HST, NASA
 
 
Figura 12 - Os brilhantes enxames e nebulosas do céu nocturno do planeta Terra têm muitas vezes nomes de flores, insectos, e NGC 6302 não é excepção. Com uma temperatura à superfície estimada de aproximadamente 250,000 graus centígrados, a estrela central desta nebulosa planetária em particular é excepcionalmente quente - brilhando no ultravioleta mas escondida no visível por uma nuvem densa de poeira. A imagem do lado mostra uma ampliação dramaticamente detalhada da nebulosa, registada pelo Telescópio Espacial Hubble. Escavando uma brilhante cavidade de gás ionizado, o toro de poeira em redor da estrela central situa-se no canto superior direito. Surpreendentemente, foram detectadas complexas moléculas de hidrocarbonetos e minerais incluindo água gelada neste manto gasoso. NGC 6302 situa-se a cerca de 4,000 anos-luz na direcção da constelação de Escorpião.
Crédito: A. Zijlstra (UMIST) et al., ESA, NASA
 
 
Figura 13 - Esta bonita nebulosa planetária, catalogada como NGC 6369, foi descoberta no século XVIII pelo astrónomo William Herschel, enquanto usava um telescópio para explorar a constelação de Ofíuco. Com uma forma arredondada, esta nebulosa é também relativamente ténue e recebeu a alcunha popular de Nebulosa do Pequeno Fantasma. As nebulosas planetárias em geral não têm nenhuma relação com planetas, mas são criadas no fim da vida de uma estrela do tipo do Sol, à medida que liberta as suas camadas exteriores para o espaço enquanto o núcleo encolhe para se tornar uma anã branca. Esta, vista perto do centro, irradia fortemente no ultravioleta e faz brilhar a nebulosa em expansão. Detalhes bastante complexos e estruturas em NGC 6369 são aqui reveladas nesta imagem a cores do Hubble. O anel principal da nebulosa mede cerca de um ano-luz de diâmetro e o brilho dos átomos ionizados de oxigénio, hidrogénio e nitrogénio têm as cores azul, verde e vermelho respectivamente. A mais de 2,000 anos-luz de distância, a Nebulosa do Pequeno Fantasma oferece um olhar para o futuro do nosso Sol, que produzirá a sua própria nebulosa planetária daqui a apenas 5 mil milhões de anos.
Crédito: Hubble Heritage Team, NASA
 
 
Figura 14 - Que teia emaranhada pode uma nebulosa planetária produzir! A Nebulosa da Aranha Vermelha mostra uma complexa estrutura que resulta da ejecção das camadas exteriores de uma estrela normal no fim da sua vida. Com o número de catálogo NGC 6537, esta nebulosa planetária é lar de uma das mais quentes anãs brancas já observadas, provavelmente parte de um sistema binário. Os ventos internos, emanados das estrelas centrais, visíveis no centro, têm uma velocidade aproximada de 1,000 km/s. Estes fazem a nebulosa crescer, e provocam colisões entre ondas de gás quente e pó. Os átomos apanhados nestes choques libertam luz. A Nebulosa da Aranha Vermelha situa-se na constelação de Sagitário. A sua distância não é bem conhecida mas estima-se que ronde os 4,000 anos-luz.
Crédito: Garrelt Mellema (Leiden University) et al., HST, ESA, NASA
 
 
Figura 15 - Observando-nos através do espaço interestelar, a Nebulosa Olho de Gato situa-se a 3,000 anos-luz da Terra. Uma clássica nebulosa planetária, NGC 6543 representa a fase final, breve mas gloriosa, da vida de uma estrela tipo-Sol. A estrela central da nebulosa produziu o padrão da concha gasosa concêntrica, ao libertar numa série de convulções as suas camadas exteriores. No entanto, a formação de tais complexas estruturas não é ainda bem compreendida. Vista aqui nesta imagem do Telescópio Hubble, o olho verdadeiramente cósmico mede pouco mais que meio ano-luz de diâmetro.
Crédito: NASA, ESA, HEIC, and The Hubble Heritage Team (STScI / (AURA)
 
 
Figura 16 - A fase da nebulosa planetária colorida de uma estrela tipo-Sol é breve. Quase num "piscar de olhos" - cosmicamente falando - as camadas exteriores da estrela são expelidas, formando uma nebulosa de emissão em expansão. Esta nebulosa dura talvez 10 mil anos, quando comparada com a vida de 10 mil milhões de anos de uma estrela. As nebulosas planetárias são objectos familiares para astrónomos amadores e profissionais, mas que contêm ainda umas quantas surpresas. Por exemplo, a bonita NGC 6826, também conhecida como Nebulosa Olho que Pisca, tem misteriosas zonas vermelhas, vistas aqui numa imagem do Hubble.
Crédito: B. Balick, J. Alexander (University of Washington), et al., NASA
 
 
Figura 17 - As camadas da Nebulosa Saturno proporcionam um quadro complexo de como esta nebulosa planetária foi criada. A imagem do lado, tirada em Abril de 1996, permite uma melhor compreensão do misterioso processo que transforma esta estrela de pequena massa numa anã branca. Um modelo computacional indica que a estrela central de NGC 7009 expeliu primeiro o gás verde que parece agora ter uma forma de barril. Este gás verde está agora confinado aos ventos estelares libertados pela estrela central, criando um jacto que forma as zonas vermelhas nas pontas. Ainda temos muito para aprender, incluindo o porquê do gás não se tornar turbulento.
Crédito: B. Balick (U. Washington) et al., WFPC2, HST, NASA
 
 
Figura 18 - Como é que uma estrela criou a Nebulosa da Hélice? As formas de nebulosas planetárias como esta têm grande importância porque provavelmente contêm pistas de como as estrelas do tipo do Sol terminam as suas vidas. Observações do Hubble e do telescópio Blanco de 4 metros no Chile, no entanto, mostraram que NGC 7293 não é na realidade uma simples hélice. Na realidade, incorpora dois discos quase perpendiculares bem como arcos, ondas de choque e até características ainda não bem compreendidas. Como uma única estrela tipo-Sol criou tal espantosa e complexa geometria é um significante tópico de pesquisa. A Nebulosa da Hélice é a nebulosa planetária mais próxima da Terra, a apenas 700 anos-luz de distância na direcção da constelação de Aquário, medindo aproximadamente 3 anos-luz de diâmetro.
Crédito: C. R. O'Dell, (Vanderbilt) et al. ESA, NASA
 
 
Figura 19 - O que está criando a estranha textura de IC 418? Com o nome de Nebulosa do Espirógrafo devido à sua semelhança com desenhos de uma ferramenta de desenho cíclico, esta nebulosa planetária mostra padrões ainda não bem compreendidos. Talvez estejam relacionados com os ventos caóticos oriundos da estrela variável central, que muda o seu brilho em apenas poucas horas. Em contraste, os estudos indicam que há apenas alguns milhões de anos atrás, IC 418 era provavelmente uma estrela parecida com o Sol. Há apenas uns milhares de anos, IC 418 tornou-se provavelmente numa gigante vermelha comum. Ao gastar todo o seu combustível nuclear, as camadas exteriores começaram a expandir-se deixando para trás o núcleo quente, destinado a tornar-se numa anã branca, visível no centro da imagem. A luz do núcleo central excita os átomos na nebulosa, o que a faz brilhar. IC 418 situa-se a cerca de 2,000 anos-luz de distância e mede 0.3 anos-luz de diâmetro. Esta imagem em cores falsas foi tirada pelo Telescópio Espacial Hubble.
Crédito: R. Sahai (JPL) et al., Hubble Heritage Team (STScI/AURA), NASA
 
 
Figura 20 - Como é que uma estrela redonda faz uma nebulosa quadrada? É esta uma das perguntas que os astrónomos se questionam ao estudar a nebulosa planetária IC 4406. Observações indicam que IC 4406 é provavelmente um cilindro oco, a sua forma quadrada resultando do nosso ponto de vista ao ver este objecto de lado. Se IC 4406 fosse visto do topo, teria uma forma semelhante à nebulosa do Anel, M57. Esta imagem a cores é um compósito de imagens tiradas pelo Hubble. A estrela principalmente responsável por esta escultura interestelar pode ser encontrada no centro da nebulosa. Daqui a uns milhões de anos, a única coisa visível em IC 4406 será uma pequena e ténue anã branca.
Crédito: C. R. O'Dell (Vanderbilt U.) et al., Hubble Heritage Team, NASA
 
 
Figura 21 - Uma das maiores esferas da Via Láctea está a proporcionar valiosas pistas sobre a composição química das estrelas devido à sua própria forma. A nebulosa planetária Abell 39, agora com seis anos-luz de diâmetro, já foi uma estrela parecida com o Sol, que expeliu as suas camadas exteriores há milhares de anos atrás. A natureza perfeitamente esférica de Abell 39 permite aos astrónomos estimar com precisão quanto material relativo está actualmente a ser absorvido e a emitir luz. Observações indicam que Abell 39 contém apenas metade do oxigénio encontrado no Sol, uma confirmação intrigante mas não surpreendente das diferenças químicas entre estrelas. A razão pela qual a estrela central está afastada do centro por 0.1 anos-luz é ainda desconhecida. Abell 39 situa-se a 7,000 anos-luz de distância, embora algumas galáxias a milhões de anos-luz possam ser observadas através e nos lados da nebulosa.
Crédito: George Jacoby (WIYN Obs.) et al., WIYN, AURA, NOAO, NSF
 
 
Figura 22 - Esta imagem do Telescópio Espacial Hubble mostra Hen-1357, a mais jovem nebulosa planetária conhecida. Observações feitas nos anos 70 não detectaram material nebular, mas esta imagem de Março de 1996 mostra claramente bolhas e anéis de gás ionizado. O gás é aquecido pela quente estrela central à medida que se transforma numa anã branca. A imagem também mostra uma estrela companheira dentro da nebulosa. Os astrónomos suspeitam que tais companheiras possam explicar as formas complexas desta e de outras nebulosas planetárias. Este jovem cósmico tem cerca de 130 vezes o tamanho do nosso Sistema Solar e continua a crescer. Situa-se a 18,000 anos-luz de distância, na constelação do Altar.
Crédito: M. Bobrowsky, NASA
 
 
Figura 23 - As areias do tempo estão a esgotar-se para a estrela central nesta nebulosa planetária de nome MyCn18, ou como é mais conhecida, Nebulosa da Ampulheta. Com o seu combustível nuclear exausto, este breve, espectacular, fase final da vida de uma estrela tipo-Sol ocorre à medida que as camadas exteriores são ejectadas - o seu núcleo torna-se numa anã branca. Os astrónomos usaram recentemente o Telescópio Hubble para fazer uma série de imagens de nebulosas planetárias, incluindo a do lado. Aqui, delicados anéis de gás brilhante e colorido (nitrogénio - vermelho, hidrogénio - verde e oxigénio - azul), delimitam as ténues muralhas da "ampulheta".
Crédito: R. Sahai and J. Trauger (JPL), WFPC2, HST NASA
 
 
Figura 24 - Será que damos mais valor às estrelas depois de morrerem? Na realidade, as estrelas geralmente criam as imagens mais artísticas «ao» morrer. No caso de estrelas de baixa massa como o nosso Sol e M2-9 na imagem do lado, a estrelas transformam-se em anãs brancas ao expelir as suas camadas exteriores. O gás frequentemente forma uma nebulosa planetária. M2-9 é uma nebulosa planetária em forma de borboleta a 2,100 anos-luz de distância. No centro, duas estrelas orbitam o disco gasoso com dez vezes o tamanho da órbita de Plutão. Muito ainda permanece desconhecido acerca dos processos físicos que criam as nebulosas planetárias.
Crédito: B. Balick (U. Washington) et al., WFPC2, HST, NASA
 
 
Figura 25 - 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
 
 
Figura 26 - 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
 
Última actualização: 2012-07-06
 
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