NEBULOSAS Alberto López Jiménez

En el brazo al que pertenecemos de la galaxia espiral, y más concretamente en la zona en la que se encuentra el Sol, y con él nosotros, hay aproximadamente una estrella cada 10 parsecs cúbicos; así pues, la distancia media entre dos estrellas viene a ser de unos 7 años luz. Esto nos puede parecer, a nivel de mediciones terrestres, una baja, bajísima población en estrellas, pero si intentamos comprender, ya no sólo a escala cósmica las distancias, sino simplemente galáctica, que siguen siendo enormes, podemos comprender que la densidad de estrellas es muy alta. Por eso cuando miramos a través del telescopio otras galaxias, que se encuentran a millones de años luz de nosotros, vemos que las estrellas parecen formar una nube luminosa y compacta.

Sin embargo, en el interior de la galaxia, entre estrella y estrella, no hay un vacío absoluto sino materia muy fina y enrarecida en forma de átomos y moléculas, es decir, gases y pequeñísimas partículas sólidas de polvo. Esta materia interestelar está tan enrarecida que a pequeñas distancias no se aprecia su existencia, solamente se advierte a grandes distancias: decenas o centenares de años luz.

La densidad media de dicha materia es muy baja, tanto que el vacío que existe en el espacio interestelar es muchísimo mayor que el vacío máximo que se puede conseguir por bombeo en el laboratorio; es decir, si en el laboratorio obtenemos la cienbillonésima parte de gramo por centímetro cúbico, en el espacio interestelar existe la ¡cuatrillonésima parte de un gramo por centímetro cúbico!. Este número es invariable siempre que se trabaje a 0º centígrados y a una atmósfera de presión, sea cual sea el gas escogido, por ejemplo, el hidrógeno que es muy ligero o el vapor de aluminio, que es más pesado. El número de moléculas por unidad de volumen cambia solamente si varía la temperatura o la presión. En el vacío creado en un laboratorio mediante bombeo, por centímetro cúbico, hay unos tres millones de moléculas aproximadamente, sin embargo, en un centímetro cúbico de espacio interestelar suele haber una molécula o un átomo. Estamos hablando de gases, pero si consideramos que el espacio interestelar está formado de gases y polvo, hay que decir que la densidad de éste es cien veces menor que la del gas, tanto es así, que un gránulo de polvo de una milésima de milímetro, lo encontraremos en un kilómetro cúbico de espacio.

De vez en cuando un fotón choca con un átomo, entonces, si la longitud de onda es adecuada, se da lo que se denomina el fenómeno de "absorción de la luz". Si no posee una longitud de onda especial, no se producirá la absorción, y el fotón continuará su viaje sin ningún problema. Sabemos que después de la absorción, el electrón salta a una órbita superior, y que volverá a caer al nivel en que se encontraba en una mil millonésima fracción de segundo. También sabemos que el choque provoca la reemisión de un fotón igual al absorbido o varios fotones en cascada, siendo éstos rebotados, por así decirlo, en dirección contraria a la que traían en un principio con lo que se vuelven invisibles a nuestros ojos. Por tanto, las partículas sólidas de polvo en el espacio pueden absorber o desviar en todas direcciones los fotones con los que chocan debilitando la luz de las estrellas muy lejanas, impidiéndonos con ello la observación de las regiones centrales de la Galaxia.

La materia que hay entre las estrellas no está uniformemente distribuida en el espacio, sino que se encuentra principalmente en el plano central del disco de la Galaxia. Estas aglomeraciones de materia llamadas nubes interestelares nos permiten distinguir, en una noche clara de verano, la Vía Láctea entre el Cisne y Sagitario. Estas nubes de polvo, de cientos y miles de años luz, nos impiden ver las lejanas estrellas que se encuentran en el otro extremo de la Galaxia. Dichas nubes por contraposición con otras nubes de gases y polvo, que son luminosas y se denominan nebulosas, recibieron el nombre de "Nebulosas Oscuras".

La luz absorbida por las nebulosas muy densas puede eliminar más del 90 % de la luz de las estrellas. Si miramos en dirección a los polos galácticos, observamos que la absorción de la luz es mínima, al contrario que si dirigimos nuestro objetivo en dirección al plano ecuatorial, donde podemos comprobar que conforme no acercamos a él vemos cada vez más y más objetos galácticos: estrellas, nebulosas, cúmulos estelares, materia enrarecida, etc. Esto nos puede dar una idea de cómo imaginarnos la forma de la Galaxia: plana, alargada y abultada en el centro.

Polo galáctico .........	. Cabellera de Berenice, Leo, etc.
Ecuador galáctico ...	. Sagitario, Ofiuco, etc.

El polvo interestelar no sólo absorbe parcialmente la luz de las estrellas lejanas, sino que la enrojece. Esto se denomina el fenómeno de "difusión de la luz". Este fenómeno nos hace ver el cielo azul celeste, y el Sol rojizo en la puesta.

Las nebulosas son conglomerados de material interestelar -gases y polvo- con densidades superiores de hasta 1.000 veces el espacio circundante, y aunque las podamos observar desde la Tierra, en la nebulosa reina un vacío muy superior al conseguido en un laboratorio terrestre.

En el cúmulo estelar de las Pléyades existe una neblina alrededor de las estrellas, que es originada por el reflejo de la luz de éstas en las partículas de polvo que las circundan. Éste es un ejemplo típico de las "nebulosas de reflexión". Sabemos que es luz estelar difusa porque el espectro de la nebulosa es igual al de las estrellas que la iluminan.

Sin embargo, algunas nebulosas resultan visibles por un fenómeno distinto. En este caso no es el polvo, sino el gas el que se manifiesta: la excitación de los átomos de gas por radiación de estrellas cercanas o inmersas en la nebulosa.

La radiación ultravioleta formada por fotones de alta energía ioniza a los átomos de hidrógeno de la nebulosa. Los electrones al ser liberados, se mueven a gran velocidad, chocando contra un núcleo de hidrógeno sin electrón y siendo capturados por él. El electrón capturado no va directamente a la órbita fundamental, sino a otras superiores, desde las que va descendiendo sucesivamente a las inferiores en distintas fases, y en cada una de ellas emite la radiación correspondiente, siendo visible en la región óptica del espectro, bien directamente, o bien en fotografías. Por tanto, el gas de la nebulosa transforma la radiación ultravioleta invisible, en radiación visible.

Este fenómeno, en el que un átomo transforma un fotón en varios fotones de longitud de onda mayor, y fundamentalmente la radiación ultravioleta en luz visible, se llama "fluorescencia". Las nebulosas que son visibles por fluorescencia, se denominan "nebulosas de emisión". También, y particularmente en astrofísica, se denominan "regiones HII" (hidrógeno ionizado). Estas regiones sólo se pueden dar en las cercanías de estrellas muy calientes, es decir, con una temperatura superficial superior a los 20.000 grados centígrados, de tipo espectral O-B.

Las grandes nubes de hidrógeno esparcidas por la Galaxia, en las que no se encuentran estrellas muy calientes próximas y por tanto, el hidrógeno se encuentra en estado neutro (átomos no ionizados), se denominan "regiones HI".

La temperatura reinante en el espacio interestelar, lejos de las estrellas calientes, es de 3 K, es decir, 270 grados centígrados bajo cero. En las regiones HI más densas la temperatura es de aproximadamente de 100 K. Por el contrario, en las regiones HII la velocidad de los iones es muy alta, y se calcula que la temperatura es de unos 10.000 grados centígrados.

Sin embargo, los átomos de hidrógeno no son los únicos en ser ionizados, y en el espectro de las nebulosas de emisión aparecen rayos luminosos debidos a otros elementos. Tras mucho tiempo de investigaciones se les signó con el nombre de "nebulio" por encontrarse hasta entonces solamente en las nebulosas, descubriéndose que se trataba del OIII, es decir, oxígeno ionizado doblemente.

Además de las nebulosas difusas de morfología muy variada, aunque redondeadas en muchísimos casos, existen también nebulosas de forma esferoide, discal, anular, etc.; son las llamadas "nebulosas planetarias". Y se llaman planetarias porque los antiguos astrónomos así las creían ver, con las lentes de aumento, como discos planetarios. Actualmente se conocen más de mil nebulosas planetarias, concentrándose la mayoría de ellas en el plano de la Vía Láctea. Estas nebulosas son muy pequeñas si las comparamos con las nebulosas difusas de gran extensión. Una nebulosa planetaria anular es en realidad un envoltorio gaseoso, vacío en su interior; algo así como si infláramos un globo transparente del que preferentemente se ve el círculo exterior. En el centro de las nebulosas planetarias más cercanas al sistema solar normalmente se puede ver una estrella que suele ser de tipo espectral O o W, o sea con temperaturas altísimas, entre 20.000 y 100.000 grados centígrados. La luz emitida por la nebulosa es radiación ultravioleta de la estrellas, transformada en radiación visible por el fenómeno de la fluorescencia.

Estas nebulosas presentan un espectro muy interesante que demuestra que estos objetos nebulares se encuentran en expansión. Al ser objetos esféricos y transparentes podemos observar que la cara que mira hacia nosotros presenta un espectro desplazado hacia el violeta, es decir que se nos aproxima, igualmente vemos que la cara posterior se aleja de nosotros pues su espectro se desplaza al rojo. Se ha calculado la edad, la distancia, la composición de los gases, etc., de estos objetos celestes, llegándose a la conclusión de que, a escala cósmica, son objetos muy jóvenes, con edades comprendidas entre unos pocos miles de años y no más de cien mil años, llegando en su fase terminal a difuminarse en el espacio y desapareciendo al expandirse la masa gaseosa, y quedando normalmente en el centro una enana blanca, que al transformarse en su fase final a enana negra, existirá eternamente.

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