Mostrar código-fonte de Nebulosa planetária

[[Ficheiro:NGC6543.jpg|thumb|225px|A [[Nebulosa Olho de gato|Nebulosa Olho de Gato]]. Imagem em falsa cor ([[espectro eletromagnético|visível e raios X]]) tomada pelo [[Telescópio espacial Hubble]].]]
[[Ficheiro:Ngc2392.jpg|thumb|NGC 2392, [[Nebulosa do Esquimó]]]]
Uma '''nebulosa planetária''' é um objecto astronómico (nomeadamente, uma [[nebulosa de emissão]]) que é constituído por um invólucro brilhante em expansão de [[plasma]] e [[gás]] [[ionização|ionizado]], expulsa durante a fase de [[ramo gigante assimptótico]] que atravessam as estrelas [[gigante vermelha|gigantes vermelhas]] nos últimos momentos das suas vidas.<ref name="Frankowski2009">{{Citar periódico |autor=Frankowski, Adam; Soker, Noam |ano=2009|título=Very late thermal pulses influenced by accretion in planetary nebulae |publicação=New Astronomy |volume=14|número=8|páginas=654-658|url=http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/0903/0903.3364v1.pdf |doi=10.1016/j.newast.2009.03.006|dataaccesso=28 de novembro| cita= ''A planetary nebula (PN) is an expanding ionized circumstellar cloud that was ejected during the asymptotic giant branch (AGB) phase of the stellar progenitor. The nebula is ionized by the hot central star''.}}</ref>

O nome é devido a que os seus descobridores, no [[século XVIII]],<ref name="Kwok2005">{{Citar periódico |autor=Kwok, Sun |ano=2005|título=Planetary Nebulae : New Challenges in the 21st Century |publicação=Journal of the Korean Astronomical Society |volume=38|número=2|páginas=271-278|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005JKAS...38..271K |dataaccesso=28 de novembro}}</ref> observaram que a sua aparência era similar aos [[gigantes gasosos|planetas gigantes]] vistos através dos [[telescópio]]s ópticos da época, embora realmente não tenham relação alguma com os [[planeta]]s.<ref name="Hubblesite1997">{{Citar web |url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1997/38/background/ |título=Hubble Witnesses the Final Blaze of Glory of Sun-Like Stars |dataaccesso=28 de novembro de 2009|data=17 de dezembro de 1997|editor=Hubblesite|língua=inglês}}</ref> Trata-se de um fenômeno relativamente breve em termos astronômicos, que dura por volta de dezenas de milhares de anos (o tempo de vida de uma estrela comum ronda os dez bilhões de anos).<ref name="Kwok2000_p2" />

No final da vida das estrelas que atingem a fase de [[gigante vermelha]], as camadas exteriores da estrela são expelidas devido a pulsações e a intensos [[vento estelar|ventos estelares]]. Após a expulsão destas camadas, subsiste um pequeno núcleo da estrela, o qual se encontra a uma grande [[temperatura]] e brilha intensamente. A radiação [[ultravioleta]] emitida por este núcleo [[ionização|ioniza]] as camadas externas que a estrela tinha expulsado.<ref name="Frankowski2009" />

As nebulosas planetárias são objetos importantes em [[astronomia]], por desempenharem  um papel crucial na [[Formação e evolução das galáxias|evolução química das galáxias]], libertando ao [[meio interestelar]] [[metal pesado|metais pesados]] e outros produtos da [[nucleossíntese]] das estrelas (como [[carbono]], [[nitrogênio]], [[oxigênio]] e [[cálcio]]). Nas [[galáxia]]s afastadas, as nebulosas planetárias poderão ser os únicos objetos dos quais podem ser retiradas informações acerca  sua composição química.<ref name="Kwok_p199-207" />

As imagens fornecidas pelo [[telescópio espacial Hubble]] revelaram que muitas nebulosas planetárias apresentam morfologias extremamente complexas e variadas.<ref name="Reed1999" /><ref name="Aller2001" /> Cerca de um quinto delas mostram formas aproximadamente [[esfera|esféricas]].<ref name="Jacoby2001" /> Os mecanismos que produzem esta grande variedade de formas não são compreendidos ainda muito bem, mas as [[estrela binária|estrelas binárias centrais]],<ref name="Soker2002" /> os ventos estelares<ref name="Kwok_89-96" /> e os [[campo magnético estelar|campos magnéticos]]<ref name="Jordan2005" /> podem desempenhar um papel de destaque.

== Observações e descoberta ==
[[Ficheiro:Zoom into Dumbbell Nebula 2003.ogv|thumb|250px|right|A [[Nebulosa do Haltere]]. <small>''Crédito: NASA e L. Barranger (STScI/AVL)''.</small>]]
No geral, as nebulosas planetárias são objetos ténues que não podem ser observados a primeira vista. A primeira nebulosa planetária em ser descoberta foi a [[Nebulosa do Haltere]], na constelação de [[Vulpecula]], que foi observada a [[12 de julho]] de [[1764]] por [[Charles Messier]], e incluída no seu [[Catálogo Messier|catálogo]] de nebulosas como M27.<ref name="Kwok_p1">Kwok 2000, p. 1.</ref> O nome foi dado posteriormente por [[John Herschel]] devido a sua semelhança com um [[haltere]].<ref>{{Citar livro |autor=Lardner, D. |título=Popular astronomy |data=1856|editorial=Walton and Maberly  |página=35|capítulo=The Stellar Universe. Chapter VI|urlcapítulo=http://books.google.com/books?id=g51tRfPNwmkC&dq=John%20Herschel%20describes%20it%20dumbbell&pg=RA7-PA35#v=onepage&q=&f=false| notas=''Sir John Herschel describes it as a nebula shaped like a dumb-bell''.}}</ref>

Para os primeiros observadores com [[telescópio]]s de baixa [[resolução óptica|resolução]], a aparência destas nebulosas era similar à dos planetas gigantes do [[Sistema Solar]]. O primeiro a perceber isso foi [[Antoine Darquier]], descobridor da [[Nebulosa do Anel]] em [[1779]].<ref name="Moore2007">{{Citar periódico |autor=Moore, S.L. |ano=2007|título=Observing the Cat's Eye Nebula |publicação=Journal of the British Astronomical Association |volume=117|número=5|páginas=279-280|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007JBAA..117R.279M |doi=|dataaccesso=28 de novembro de 2009}}</ref> Contudo, foi [[William Herschel]], descobridor de [[Urano (planeta)|Urano]] uns anos antes, que em [[1784]] cunhou finalmente o nome de "nebulosa planetária" para denominar estes objetos,<ref name="Kwok_p1" /> embora realmente sejam muito diferentes dos [[planeta]]s e não possuam relação alguma com eles.

A natureza das nebulosas planetárias permaneceu desconhecida até as primeiras observações [[espectroscopia|espectroscópicas]] serem realizadas. A [[29 de agosto]] de [[1864]], [[William Huggins]] tomou o primeiro [[espectro visível|espectro]] de uma nebulosa planetária,<ref name="Kwok_p1" /> a [[Nebulosa Olho de gato]], mediante o uso de um [[prisma]] que dispersava a sua luz.<ref name="Moore2007" /> Ao analisar o seu espectro, Huggins esperava encontrar um [[espectro de emissão]] contínuo, como já observara anteriormente em outras nebulosas como a [[Galáxia de Andrômeda]]. Porém, o que observou foi um pequeno número de [[raia espectral|linhas de emissão]]. Em palavras do próprio Huggins:<ref name="Huggins1864">{{Citar periódico |autor=Huggins, W.; Miller, W.A. |ano=1864|título=On the Spectra of Some of the Nebulae |publicação=Philosophical Transactions of the Royal Society of London |volume=154 |páginas=437-444|url=http://adsabs.harvard.edu//abs/1864RSPT..154..437H  |dataaccesso=28 de novembro de 2009}}</ref>

{{Quote1|...Olhei no espectroscópio. O espectro não era como esperava! Apenas uma única linha brilhante! A princípio suspeitei que se tratava de um deslocamento do prisma... então tive a ideia da verdadeira interpretação. A luz da nebulosa era monocromática... o enigma das nebulosas ficava resolvido. A resposta, que nos chegara na luz mesma, dizia: não há um agrupamento de estrelas, mas gás luminoso.|William Huggins,  ''On the Spectra of Some of the Nebulae'', 1864.}}

[[Ficheiro:M57 The Ring Nebula.JPG|thumb|250px|left|A [[Nebulosa do Anel]]. <small>''Crédito: The Hubble Heritage Team (AURA/STScI/NASA)''.</small>]]

Isto é devido a que no espectro das nebulosas planetárias predominam as linhas de [[espectro de emissão|emissão]], como nos [[gás|gases]], ao contrário que nas nebulosas formadas por [[estrelas]], que apresentam um espectro contínuo. Huggins identificou uma [[linhas de Balmer|linha de Balmer]] do [[hidrogênio]] (em concreto H<math>\beta</math>, correspondente à cor [[ciano]]), embora também aparecessem outras linhas muito mais brilhantes, como a correspondente a 500,7 [[nanômetro]]s,<ref name="messier">{{Citar web |url=http://messier.obspm.fr/planetar.html |título=Planetary Nebulae |dataaccesso=28 de novembro de 2009|autor= |data=27 de outubro de 2005|editor=The Messier Catalog (SEDS / MAA)|língua=inglês}}</ref> que os astrônomos não conseguiam identificar com nenhum [[elemento químico|elemento]].<ref name="Kwok_p1" /><ref name="Huggins1864"/>

Para explicar a emissão destas linhas, a existência de um novo elemento denominado ''nebúlio'' foi sugerida. A verdadeira natureza destas linhas não foi descoberta até mais de sessenta anos depois das observações de Huggins, com a aparição da [[mecânica quântica]]; foi [[Ira Sprague Bowen]],<ref name="Nebulium">{{Citar periódico| autor=Bowen, Ira S. | título=The Origin of the Nebulium Spectrum | ano=1927| publicação=Nature | volume=120| id=p. 473| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1928Natur.121..418S}}</ref><ref name="Bowen1928">{{Citar periódico |autor=Bowen, Ira S. |ano=1928|título=The origin of the nebular lines and the structure of the planetary nebulae |publicação=The Astrophysical Journal |volume=67|número=1|páginas=1-15|url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-data_query?bibcode=1928ApJ....67....1B&link_type=ARTICLE&db_key=AST&high=|doi=10.1086/143091|dataaccesso=28 de novembro de 2009}}</ref> em [[1928]], quem deduziu que estas linhas eram causadas por átomos de [[oxigênio]] e [[nitrogênio]] ionizados, contradizendo assim a teoria do ''nebúlio''.<ref name="Kwok2000_p2">Kwok 2000, p. 2.</ref><ref name="messier" />

Bowen demonstrou que, nos [[gás|gases]] de [[densidade]] extremamente baixa, os [[elétron|electrões]] podem povoar [[nível metaestável|níveis de energia metaestáveis]] excitados que, nos gases de densidades mais elevadas, seriam desexcitados depressa devido às colisões existentes entre [[átomo]]s.<ref name="Bowen1927b">{{Citar periódico |autor=Bowen, Ira S. |ano=1927|título=The Origin of the Chief Nebular Lines |publicação=Publications of the Astronomical Society of the Pacific |volume=39|número=231|páginas=295|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1927PASP...39..295B |dataaccesso=28 de novembro de 2009}}</ref> As transições dos electrões destes níveis a outros de menor energia nos átomos de oxigênio e nitrogênio ionizados, como O<sup>2+</sup>, O<sup>+</sup> ou N<sup>+</sup>, produzem a emissão das linhas que Huggins não soube identificar, incluída a correspondente a 500,7 nanômetros.<ref name="Bowen1928" /> Estas linhas espectrais recebem o nome de [[linhas proibidas]], e apenas aparecem em gases de muito baixa densidade, pelo qual se deduz que as nebulosas planetárias estão formadas de gás altamente enrarecido (baixa densidade).<ref name="Gurz_p32-37">Gurzadyan 1997, pp. 32-37.</ref>

Os espectros na faixa de luz visível das nebulosas planetárias são de fato tão diferentes dos de outros objetos celestes usados para determinar a existência de uma nebulosa planetária embora o seu tamanho aparente seja tão pequeno que não permita a sua identificação mediante [[fotometria]]. Em concreto, as linhas do oxigênio duplamente ionizado, O<sup>2+</sup>, a 500,7 e a 495,9 nanômetros e a linha de Balmer H<math>\beta</math>, embora sejam patentes em espectros de outros objetos como [[nova]]s e [[supernova]]s, em nenhum caso têm tanta intensidade como nos espectros das nebulosas planetárias.<ref name="Gurz_p6">Gurzadyan 1997, pp. 6-7.</ref>

Por volta de finais do [[século XX]], as melhoras tecnológicas ajudaram no estudo e compreensão das nebulosas planetárias.<ref name="Kwok2005" /> Os [[telescópio espacial|telescópios espaciais]] permitiram os astrônomos estudarem a luz emitida para além do [[espectro visível]], a qual não pode ser detectada desde os [[observatório]]s situados na Terra, pois apenas as [[ondas de rádio]] e a luz do espectro visível atravessam a atmosfera sem sofrer uma absorção significativa. Os estudos realizados no [[infravermelho]] e no [[ultravioleta]] revelam muita mais informação das nebulosas planetárias, como a sua [[temperatura]] e [[densidade]], bem como as abundâncias dos diferentes [[elemento químico|elementos]].<ref>{{Citar periódico |autor=Hora, Joseph L.,  ''al.''  |ano=2004|título=Infrared Array Camera (IRAC) Observations of Planetary Nebulae |publicação=The Astrophysical Journal Supplement Series |volume=154|número=1|páginas=296-301|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ApJS..154..296H |doi=10.1086/422820|dataaccesso=8 de dezembro de 2009}}</ref><ref>{{Citar periódico |autor=Kwok, S.  '' al. ''  |ano=2006|título=Planetary nebulae in the GLIMPSE survey |publicação=Proceedings of the International Astronomical Union |volume=2|páginas=445-446|doi=10.1017/S1743921306003668|dataaccesso=8 de dezembro de 2009}}</ref> A tecnologia [[CCD]] permitiu medir mais precisamente as linhas espectrais mais débeis. O [[telescópio espacial Hubble]] mostrou que, embora muitas nebulosas parecem, vistas desde os observatórios terrestres,  possuir uma estrutura muito básica, a grande resolução óptica dos telescópios situados além da [[atmosfera terrestre]] revela morfologias que podem chegar a ser extremamente complexas.<ref name="Reed1999" /><ref name="Aller2001">{{Citar periódico |autor=Aller, L. H.; Hyung, S. |ano=2001|editor=Kwok, Sum; Dopita, Michael; Sutherland, Ralph|título=Historical Remarks on the Spectroscopic Analysis of Planetary Nebulae (invited review) |publicação=Proceedings of the 209th Symposium of the International Astronomical Union |id=Planetary Nebulae: Their Evolution and Role in the Universe (Astronomical Society of the Pacific)|volume=209|página=15|doi=10.1086/301091|dataaccesso=8 de dezembro de 2009}}</ref>

== Formação e evolução ==
[[Ficheiro:EtaCarinae.jpg|thumb|250px|esquerda|[[Eta Carinae]] é uma estrela em fase de explosão, e já começou a formar uma nebulosa planetária.]]
=== Origem ===
[[Ficheiro:HRDiagram-es.png|thumb|250px|direita|[[Diagrama de Hertzsprung-Russell]]. As estrelas estão na [[sequência principal]] a maior parte da sua existência. Finalmente, quando o [[hidrogênio]] começa a escassear, tornam-se [[gigantes vermelhas]] (em cima-direita). Finalmente, se a estrela se encontra entre 1 e 8 [[massa solar|massas solares]] aproximadamente, torna-se [[anã branca]] (embaixo), com um raio muito pequeno, e gera uma nebulosa planetária.]]
As nebulosas planetárias são formadas quando uma [[estrela]] que possui entre 0,8 e 8 [[massa solar|massas solares]] (M<sub>⊙</sub>) esgota o seu combustível nuclear. Acima do limite de 8 M<sub>⊙</sub> a estrela explodiria, originando uma [[supernova]].<ref name="Macel2009">{{Citar periódico |autor=Maciel, W.J.; Costa, R.D.D.; Idiart, T.E.P. |ano=2009|título=Planetary nebulae and the chemical evolution of the Magellanic Clouds |publicação=Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica |volume=45|número=|páginas=127-137|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2009RMxAA..45..127M |dataaccesso=28 de novembro de 2009}}</ref>

Durante a maior parte das suas vidas, as estrelas brilham devido às reações de [[fusão nuclear]] que ocorrem no núcleo estelar. Isto permite que a estrela se encontre em [[equilíbrio hidrostático]], pois a força que a [[gravidade]] exerce para o centro da estrela tentando comprimi-la é compensada pela soma das pressões hidrostática e [[pressão de radiação|de radiação]], que agem visando a expandir o sistema.<ref>Harpaz 1994, pp. 22-24.</ref> As estrelas que cumprem isto estão situadas na zona de [[sequência principal]] no [[diagrama Hertzsprung-Russell]], no qual se encontram a maior parte delas.

As estrelas de massas médias e baixas, como as que formam nebulosas planetárias, permanecem na sequência principal durante vários milhares de milhões de anos, consumindo [[hidrogênio]] e produzindo [[hélio]] que se vai acumulando no seu núcleo, o qual não tem temperatura suficiente para provocar a fusão do hélio, ficando este inerte. Progressivamente vai-se acumulando hélio até a pressão de radiação no núcleo não ser suficiente para compensar a força gravitacional gerada pela massa da estrela, pelo qual aquele se comprime. Esta compressão gera calor, que provoca uma aceleração da fusão do hidrogênio das camadas exteriores, que se expandem.<ref name="Sackmann 1993">{{Citar periódico |autor1=Sackmann, I. J.  |autor2=Boothroyd, A. I.|autor3= Kraemer, K. E.   | título=Our Sun. III. Present and Future  |publicação=The Astrophysical Journal  |ano=1993 |volume=418 | páginas=457-468 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993ApJ...418..457S  |doi=10.1086/173407  |bibcode=1993ApJ...418..457S |língua=inglês }}</ref> Como a [[área|superfície]] da estrela aumenta, a energia que produz a estrela é difundida sobre uma área mais ampla, resultando num arrefecimento da [[temperatura efetiva|temperatura superficial]] e portanto num avermelhamento da estrela. Diz-se então que a estrela entra na fase de [[gigante vermelha]].<ref>Zeilik 1998, pp. 321-322.</ref>

[[Ficheiro:Planetary Nebula 3D Animation 2004.ogv|thumb|300px|left|Simulação da formação de uma nebulosa planetária. <small>''Crédito: NASA, ESA, e J. Gitlin (STScI)''.</small>]]
O núcleo, composto totalmente por hélio, continua comprimindo-se e esquentando na falta de reações nucleares, até atingir a temperatura que possibilita a fusão do [[hélio]] em [[carbono]] e [[oxigênio]] (cerca de 80-90 milhões de [[kelvin]]), voltando novamente ao equilíbrio hidrostático.<ref>Harpaz 1994, p. 21.</ref> Pronto formar-se-á um núcleo inerte de carbono e oxigênio rodeado por uma camada de hélio e outra de hidrogênio, ambas em combustão. Este estágio das gigantes vermelhas é denominado [[ramo gigante assimptótico]].<ref>Harpaz 1994, p. 111.</ref>

As reações de fusão do hélio são extremamente sensíveis à temperatura, sendo a sua proporcionalidade da ordem de T<sup>40</sup>, em temperaturas relativamente baixas.<ref>Iliadis 2007, p. 439–442.</ref> A estrela então torna-se instável devido à influência que podem chegar a ter as variações de temperatura; um aumento de apenas 2% na temperatura da estrela dobraria o ritmo ao qual ocorrem estas reações, libertando-se uma grande quantidade de [[energia]] que aumentaria a temperatura da estrela, pelo qual provocaria que a camada de hélio em combustão se expandisse para se esfriar depressa. Isto ocasiona violentas pulsações, que finalmente adquirem a intensidade suficiente como para expulsar por completo a [[atmosfera]] estelar para o espaço.<ref name="Renzini1989">{{Citar periódico |autor=Renzini, A. |ano=1989|título=Thermal pulses and the formation of planetary nebula shells |publicação=IAU Symposium |volume=|número=131|páginas=391-400|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1989IAUS..131..391R |dataaccesso=28 de novembro de 2009}}</ref>

Os [[gás|gases]] ejetados formam uma nuvem de material em torno do núcleo da estrela, agora exposto. À medida que a atmosfera se desfaz afastando-se da estrela, cada vez camadas mais profundas e quentes do núcleo ficam expostas. Quando a superfície exposta atinge uma temperatura de 35 000 [[kelvin|K]], são emitidos suficientes [[fotão|fotões]] [[ultravioleta]]s como para [[ionização|ionizar]] a atmosfera ejetada, fazendo-a brilhar. A nuvem torna-se então numa nebulosa planetária.<ref>Harpaz 1994, p. 113.</ref>

=== Fase de nebulosa planetária ===
[[Ficheiro:NGC7293 (2004).jpg|thumb|250px|direita|A [[Nebulosa de Hélix]]. <small>''Crédito: NASA, ESA, e C.R. O'Dell''.</small>]]
[[Image:Crab Nebula.jpg|thumb|200px|esquerda|A [[nebulosa do Caranguejo]], um remanescente de supernova. <small>''Crédito: NASA, ESA.</small>]]
Uma vez começada a [[evolução estelar|fase]] de nebulosa planetária, os gases expulsos viajam a velocidades de vários quilômetros por segundo respeito da estrela central. Esta converte-se na [[estrela compacta]] ([[anã branca]]) da estrela [[gigante vermelha]] anterior, e é formada por [[carbono]] e [[oxigênio]] com os seus [[elétron|electrões]] [[matéria degenerada|degenerados]], com escasso [[hidrogênio]], pois a maior parte foi expulso na fase anterior de [[ramo gigante assimptótico]].

À medida que o gás se expande, a estrela central experimenta uma evolução em duas etapas: primeiro, contraindo-se ao mesmo tempo em que se esquenta, queimando-se o hidrogênio da camada exterior ao núcleo. Nesta etapa, a estrela central mantém uma [[luminosidade]] constante, atingindo finalmente temperaturas por volta de 100 000 K. Em segundo lugar, a estrela sofre um processo de arrefecimento quando a camada de hidrogênio exterior se consumiu, perdendo ademais um pouco de massa. O remanente irradia a sua [[energia]], mas as reações de [[fusão nuclear|fusão]] deixam de ocorrer, pois perdeu muita massa e a que lhe resta não chega para atingir as [[temperatura]]s necessárias para desencadear este tipo de processos. A estrela esfria-se de tal modo que a intensidade da luz ultravioleta irradiada não chega para ionizar o gás distante.

A fase de nebulosa planetária finaliza quando a nuvem de gás se recombina, abandonando o [[plasma|estado de plasma]] e tornando-se invisível. Para uma nebulosa planetária típica, a duração desta fase é de aproximadamente 10 mil anos.<ref name="Kwok2000_p2" /> O remanente estelar, uma [[anã branca]], permanecerá sem sofrer mudanças na sua evolução, esfriando muito devagar.<ref name="Kwok2005" />

== Características ==
=== Morfologia ===
[[Ficheiro:The Formation of Planetary Nebulae.ogv|thumb|250px|Simulação da formação de uma [[nebulosa bipolar|nebulosa planetária bipolar]] num [[sistema estelar binário|sistema binário]]. <small>''Crédito: STScI''.</small>]]
As nebulosas planetárias apresentam formas muito díspares, desde irregulares e de aparência complexa até quase perfeitamente [[esfera|esféricas]]. Contudo, estas últimas apenas representam 20%  do total.<ref name="Jacoby2001">{{Citar periódico |autor=Jacoby, George. H.; Ferland, Gary. J.; Korista, Kirk T. |ano=2001|título=The Planetary Nebula A39 : An Observational Benchmark for Numerical Modeling of Photoionized Plasmas |publicação=The Astrophysical Journal |volume=560|número=1|páginas=272-286|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001ApJ...560..272J |doi=10.1086/322489|dataaccesso=28 de novembro de 2009}}</ref>

A maioria das nebulosas planetárias podem ser classificadas segundo a sua forma em [[esfera|esféricas]], [[elipse|elípticas]], ou [[nebulosa bipolar|bipolares]] (vistas desde a [[Terra]], pois a forma depende do ângulo com o qual  sejam observadas). Contudo, com menor intensidade também existem outras formas, como [[anel|anulares]], quadripolares, [[hélice|helicoidais]], irregulares, e de outros tipos.<ref name="Kwok2005b">{{Citar periódico |autor=Kwok, Sun; Su, Kate Y. L. |ano=2005|título=Discovery of Multiple Coaxial Rings in the Quadrupolar Planetary Nebula NGC 6881 |publicação=The Astrophysical Journal |volume=635|número=1|páginas=L49-L52|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...635L..49K |doi=10.1086/499332|dataaccesso=28 de novembro de 2009}}</ref> A nebulosa planetária [[Abell 39]] apresenta forma esférica, e a [[Nebulosa Retina]] (IC 4406) forma [[nebulosa bipolar|bipolar]]. Em muitas ocasiões, a forma dá nome à nebulosa, como é o caso da [[Nebulosa do Anel]], a [[Nebulosa de Hélix]], ou a [[Nebulosa da Formiga]].

As nebulosas planetárias bipolares encontram-se perto do [[plano galáctico]] (3º máximo), pelo qual foram criadas por estrelas novas muito massivas ([[tipo espectral]] A), ao contrário das esféricas, mais afastadas do plano galáctico (de 5º a 12º), e cujas estrelas progenitoras eram mais antigas e menos massivas, similares ao [[Sol]] (tipo espectral G). As elípticas encontram-se num intervalo intermédio (tipo espectral B, 3º-5º). Isto é indicativo de que a massa da estrela progenitora determina as características morfológicas da nebulosa planetária, influindo pelo general com maior intensidade que outros fatores tais como a [[rotação]] ou o [[campo magnético]].<ref name="Oster_p261">Osterbrock 2006, pp. 261-262.</ref> Para além disso, quanto mais massiva é a estrela mais irregular se torna a nebulosa.<ref>{{Citar livro |autor=Mennessier, M. O.; Omont, A. |título=From Miras to planetary nebulae : which path for stellar evolution?  : Montpellier, France, September 4-7, 1989 |data=1990|editorial=Atlantica Séguier Frontières |isbn=978-2863320778}}</ref>

A razão da ampla variedade de formas não é bem compreendida,<ref>Kwok 2000, p. 89.</ref> embora pudesse ser devida a [[gravidade|interações gravitacionais]] causadas por uma estrela companheira em [[sistemas estelares binários]] ([[Estrela dupla|estrelas duplas]]). Outra possibilidade é que os [[planeta]]s perturbem o fluxo de material expelido pela estrela. Em janeiro de [[2005]] foi anunciada a primeira detecção de [[campo magnético|campos magnéticos]] ao redor das estrelas centrais de duas nebulosas planetárias, e foi postulado que estes fossem causadores, totais ou parciais, da forma da nebulosa.<ref name="Jordan2005">{{Citar periódico |autor=Jordan, S.; Werner, K.; O'Toole, S.J. |ano=2005|título=Discovery of magnetic fields in central stars of planetary nebulae |publicação=Astronomy and astrophysics |volume=432|número=1|páginas=273-279|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0501040 |doi=10.1051/0004-6361:20041993|dataaccesso=28 de novembro de 2009}}</ref><ref>{{Citar web |url=http://www.spacedaily.com/news/stellar-chemistry-05a.html|título= First Detection Of Magnetic Fields In Central Stars Of Four Planetary Nebulae |dataaccesso=29 de novembro de 2009|autor= |data=6 de junho de 2005|editor=Space Daily|língua=inglês}}</ref>

<center><gallery>
Arquivo:Spirograph Nebula - Hubble 1999.jpg|A [[Nebulosa Espirógrafo]], morfologia [[esfera|esferoidal]]. Três cores são diferenciadas, correspondentes a [[nitrogênio]] ionizado, [[hidrogênio]], e [[oxigênio]] ionizado, de fora para dentro.
Arquivo:Ant Nebula.jpg|A [[Nebulosa da Formiga]], uma das [[nebulosa bipolar|nebulosas bipolares]] mais características.
Arquivo:Rotteneggnebula.jpg|A [[Nebulosa do Ovo Podre]]. Possui morfologia bipolar e contém uma grande quantidade de [[enxofre|compostos sulfurosos]].
Arquivo:NGC 7009 Hubble.jpg|[[Nebulosa Saturno]], exemplo de nebulosa irregular.

</gallery></center>

=== Características físicas ===
[[Ficheiro:Ngc2392.jpg|thumb|200px|[[NGC 2392]], também conhecida como a "Nebulosa Esquimó". <small>''Crédito: NASA, ESA, Andrew Fruchter (STScI), e ERO team (STScI + ST-ECF)''.</small>]]
Uma nebulosa planetária típica tem aproximadamente um diâmetro de um [[ano luz]], e é formada por gás altamente enrarecido, com uma [[densidade]] de entre 100 e 10 000 [[partícula]]s por [[centímetro cúbico]]. Em comparação, a [[atmosfera terrestre]] contém 2,5 × 10<sup>19</sup> partículas por cm<sup>3</sup>. As nebulosas mais novas possuem densidades mais altas, ocasionalmente da ordem do milhão (10<sup>6</sup>) de partículas por cm<sup>3</sup>. À medida que a nebulosa envelhece, a densidade decresce devido à sua expansão no espaço, que sucede a uma velocidade que ronda os 25 [[km]]/[[s]], que equivale a cerca de 70 vezes a [[velocidade do som]] no [[ar]]. A sua [[massa]] pode ter um valor de entre 0,1 e 1 [[massa solar]].<ref name="Oster_p10">Osterbrock 2006, p. 10.</ref>

A radiação emitida pela estrela central esquenta os [[gás|gases]] até temperaturas de cerca de 10 000 [[kelvin|K]].<ref name="Gurz_p238">Gurzadyan 1997, p. 238.</ref> Pelo general, nas regiões mais próximas à estrela este gás pode atingir uma temperatura muito maior, em torno de 16 000-25 000 K.<ref name="Gurz_p130">Gurzadyan 1997, pp. 130-137.</ref> O volume existente nas proximidades da estrela central é com frequência ocupado por um gás muito quente, próximo a 1000 000 K. Este gás é originado na superfície da estrela em forma de [[vento estelar]] muito veloz.<ref name="Oster_p261" />

As nebulosas planetárias podem ser diferenciadas segundo o seu constituinte limitante, que pode ser [[matéria]] ou [[radiação]]. No primeiro caso, não há suficiente matéria na nebulosa para absorver todos os [[fotão|fotões]] [[radiação ultravioleta|ultravioleta]] emitidos pela estrela, e a nebulosa visível encontra-se completamente [[Ionização|ionizada]]. No último, a estrela não emite fotões ultravioleta suficientes para ionizar todo o gás circundante, propagando-se desde a estrela para fora uma frente de ionização e deixando [[neutro|neutras]] as regiões mais exteriores, pelo qual não se observa todo o gás existente nas cercanias, pois este gás se encontra tão frio que emite radiação no [[infravermelho]]).<ref>Osterbrock 2006, p. 207.</ref>

=== Contribuição para a evolução galática ===
As nebulosas planetárias desempenham um papel fundamental na evolução galáctica. O [[universo]] primitivo consistia apenas em [[hidrogênio]] e [[hélio]], mas, com o passar do tempo, as [[estrela]]s foram criando no seu núcleo elementos mais pesados através da [[fusão nuclear]]. Assim, os gases que moldam a nebulosa planetária contêm uma importante proporção destes elementos mais pesados que o hélio chamados "metais", como o [[carbono]], o [[nitrogênio]], ou o [[oxigênio]], contribuindo para enriquecer o [[meio interestelar]] à medida que a nebulosa planetária se mistura com ele.<ref name="Kwok_p199-207">Kwok 2000, p. 199-207.</ref>

As gerações posteriores de estrelas terão portanto uma maior [[metalicidade]], ou seja, uma maior concentração destes elementos pesados. Embora a sua proporção com referência ao total da estrela seja ainda muito pequena, tem um efeito muito importante na sua evolução. As estrelas formadas no começo do universo e que possuem uma baixa quantidade destes elementos pesados são englobadas na chamada População II de estrelas, enquanto as estrelas mais novas com alta metalicidade são englobadas na População I.<ref>{{citar livro |autor=Marochnik, L.S.; Shukurov, A.; Yastrzhembsky, I. |título=The Milky Way galaxy |data=1996|editorial=Taylor & Francis |isbn=978-2881249310|edição=2ª}}</ref> Em geral, as estrelas da População I encontram-se espalhadas pelo [[disco galáctico]], enquanto as da População II estão situadas no [[bulbo galáctico]] e no [[halo galáctico|halo]].<ref>{{Citar livro |autor=Martínez, V.J.; Miralles, J.A.; Marco, E.; Galadí-Enríquez, D. |título=Astronomía fundamental |data=2005|editorial=Universitat de València |isbn=978-84-370-6104-7|edição=1ª|língua=espanhol|página=225}}</ref>

== Distribuição e abundância ==
[[Ficheiro:NGC 2818 by the Hubble Space Telescope.jpg|thumb|275px|[[NGC 2818]], uma nebulosa planetária num [[aglomerado estelar aberto]]. <small>''Crédito: NASA, ESA, e Hubble Heritage Team (STScI/AURA)''.</small>]]
São conhecidas ao redor de 3000 nebulosas planetárias na [[Via Láctea]].<ref>{{Citar periódico |autor=Parker, Q.A.  '' al. ''  |ano=2006|título=The Macquarie/AAO/Strasbourg Hα Planetary Nebula Catalogue : MASH |publicação=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=373|número=1|páginas=79-94|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006MNRAS.373...79P |doi=10.1111/j.1365-2966.2006.10950.x|dataaccesso=28 de novembro de 2009}}</ref> Trata-se de um número pequeno se comparado com o número total de [[estrela]]s; existe aproximadamente uma nebulosa planetária por cada 60 milhões delas. Isto é devido ao seu curto tempo de vida comparado com as estrelas. Estima-se que cada ano surgem por volta de três novas nebulosas planetárias.<ref name="Kwok2000_p2" /><ref name="Abell1966">{{Citar periódico |autor=Abell, G. O.; Goldreich, P. |ano=1966|título=On the Origin of Planetary Nebulae |publicação=Publications of the Astronomical Society of the Pacific |volume=78|número=463|páginas=232|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1966PASP...78..232A |doi=10.1086/128336|dataaccesso=28 de novembro de 2009}}</ref>

Geralmente encontram-se situadas no plano da [[Via Láctea]], sendo mais abundantes perto do [[centro galáctico]].<ref name="Majaess2007">{{Citar periódico |autor=Majaess, Daniel J.; Turner, David G.; Lane, David J. |ano=2007|título=In Search of Possible Associations between Planetary Nebulae and Open Clusters |publicação=Publications of the Astronomical Society of the Pacific |volume=119|número=862|páginas=1349-1360|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007PASP..119.1349M |doi=10.1086/524414|dataaccesso=28 de novembro de 2009}}</ref>

Regularmente são detectadas nebulosas planetárias nos [[aglomerado globular|aglomerados globulares]], como [[Messier 15]], [[Messier 22]] e [[Palomar 6]]. Contudo, nos [[Aglomerado estelar aberto|Aglomerados estelares abertos]] são muito menos numerosas, pois estes aglomerados possuem muitas menos estrelas que os globulares e, ao estarem pouco ligados gravitacionalmente, os seus membros dispersam-se em um tempo de 100 a 600 milhões de anos,<ref>{{Citar livro |autor=Allison, Mark |título=Star clusters and how to observe them |data=2006|editorial=Birkhäuser |isbn=978-1846281907|páginas=56-58}}</ref> tempo similar ao necessário para que a fase de nebulosa planetária se leve a cabo.<ref name="Majaess2007" /> São conhecidas algumas nebulosas planetárias situadas em aglomerados abertos, como e.g. [[NGC 2818]].

O estudo das nebulosas planetárias em [[Aglomerado estelar aberto|aglomerados abertos]] permite determinar com maior precisão o limite de [[massa]] entre as estrelas progenitoras das [[anã branca|anãs brancas]] e as [[Estrela de nêutrons|estrelas de nêutrons]], situado entre 6-8 [[massa solar|massas solares]].<ref>{{Citar periódico |autor=Allakhverdiyev, A. O.; Alpar, M. A.; Guseinov, O. H.; Tuncer, E. |ano=1998|título=Planetary nebulae in open clusters and the mass boundary between the progenitors of white dwarfs and neutron stars |publicação=Astronomical and Astrophysical Transactions |volume=16|número=1|páginas=41-47|url=http://adsabs.harvard.edu//abs/1998A%26AT...16...41A |doi=10.1080/10556799808208142|dataaccesso=29 de novembro de 2009}}</ref>

== Questões por resolver ==
[[Ficheiro:NGC6537.jpg|thumb|300px|A [[Nebulosa da Aranha Vermelha]], uma nebulosa bipolar com uma estrela central muito quente.]]
Um problema no estudo das nebulosas planetárias é que, na maioria dos casos, as suas distâncias estão muito mal determinadas. Somente para as nebulosas planetárias mais próximas é possível determinar a sua distância mediante a medição da [[paralaxe]] da sua expansão, ou seja, observando o seu movimento aparente sobre a abóbada celeste. Esta medida indica a expansão na perpendicular da linha de visão, enquanto com as medidas do [[efeito Doppler]] é obtida a velocidade de expansão na linha de visão. Comparando estas velocidades pode ser determinada a distância à nebulosa.<ref name="Reed1999">{{Citar periódico |autor=Reed, D.S.  '' al. ''  |ano=1999|título=Hubble Space Telescope Measurements of the Expansion of NGC 6543 : Parallax Distance and Nebular Evolution |publicação=The Astronomical Journal |volume=118|número=5|páginas=2430-2441|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999AJ....118.2430R |doi=10.1086/301091|dataaccesso=29 de novembro de 2009}}</ref>

Outro problema é a diversidade de formas. Geralmente acredita-se que as interações entre material expandindo-se a diferentes velocidades é a causa da maioria das formas observadas.<ref name="Kwok_89-96">Kwok 2000, p. 89-96.</ref> Contudo, alguns astrônomos acreditam que os sistemas estelares binários poderiam ser os responsáveis por, pelo menos, as nebulosas planetárias mais complexas.<ref name="Soker2002">{{Citar periódico |autor=Soker, Noam |ano=2002|título=Why every bipolar planetary nebula is `unique' |publicação=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=330|número=2|páginas=481-486|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002MNRAS.330..481S |doi=10.1046/j.1365-8711.2002.05105.x|dataaccesso=29 de novembro de 2009}}</ref> Outras formas complicadas poderiam ser devidas aos intensos [[magnetismo|campos magnéticos]].<ref name="Jordan2005" />

Quanto à [[metalicidade]] das nebulosas planetárias, há dois modos diferentes de determiná-la mediante [[linhas espectrais]]; com linhas de recombinação e com linhas excitadas por colisão, embora ocasionalmente as discrepâncias entre ambos os métodos sejam bastante significativas. Alguns astrônomos acreditam que isto é devido à existência de pequenas flutuações de temperatura na nebulosa planetária; outros apontam a que as discrepâncias são elevadas demais como para serem explicadas mediante efeitos térmicos, e postulam a existência de regiões frias que contariam muito pouco hidrogênio. Contudo, estas regiões ainda não foram observadas.<ref name="Liu2000">{{Citar periódico |autor=Liu, X.-W.; Storey, P. J.; Barlow, M. J.; Danziger, I. J.; Cohen, M.; Bryce, M. |ano=2000|título=NGC 6153 : a super-metal-rich planetary nebula? |publicação=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=312|número=3|páginas=585-628|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000MNRAS.312..585L |doi=10.1046/j.1365-8711.2000.03167.x|dataaccesso=29 de novembro de 2009}}</ref>

== Ver também ==
*[[Protonebulosa planetária]]
*[[Anã branca]]
*[[Remanescente de supernova]]
*[[Ramo gigante assimptótico]]

== Bibliografia usada ==
* {{Citar livro |autor=HARPAZ, A. |título=Stellar evolution |data=1994|editorial=A. K. Peters |isbn=978-1-568-81012-6}}
* {{Citar livro |autor=ILIADIS, Christian |título=Nuclear physics of stars. Physics textbook |data=2007|editorial=Wiley-VCH |isbn=978-3-527-40602-9}}
* {{Citar livro |autor=GURZADYAN, G.A. |título=The physics and dynamics of planetary nebulae |url=http://books.google.com/books?id=xxVkZBVIZeAC&printsec=frontcover&source=gbs_navlinks_s |dataaccesso=28 de novembro de 2009|data=1997|editorial=Springer |isbn=9783540609650}}
* {{Citar livro |autor=KWOK, Sun |título=The origin and evolution of planetary nebulae |data=2000|editorial=Cambridge University Press |isbn=978-0521623131| dataaccesso=28 de novembro de 2009}}
* {{Citar livro |autor=OSTERBROCK, D.E.; Ferland, G.J. |título=Astrophysics of gaseous nebulae and active galactic nuclei |data=2006|editorial=University Science Books |edição=2ª|isbn=978-1-891-38934-4}}
* {{Citar livro |autor=ZEILIK, Michael A.; Gregory, Stephan A. |título=Introductory Astronomy and Astrophysics |data=1998|editorial=Saunders College Publishing |isbn=00-30062-28-4}}

== Bibliografia adicional ==
* {{Citar livro |autor=TORRES, Silvia; FIERRO, Julieta |título=Nebulosas planetarias : la hermosa muerte de las estrellas |data=2009|editorial=Fondo de Cultura Económica |isbn=978-60-7160-072-1}}
* {{Citar livro |autor=JIMÉNEZ, N.; Guadalupe, S. |título=Determinación de distancias a nebulosas planetarias |data=2005|editorial=Universidad de La Laguna |isbn=978-84-7756-664-9}}
* {{Citar livro |autor=MANCHADO TORRES, A., '' al. '' |título=The IAC morphological catalog of northern galactic planetary nebulae |data=1996|editorial=Instituto de Astrofísica de Canarias |isbn=978-84-921806-0-8}}

{{Referências|col=3}}
{{Tradução/ref|es|nebulosa planetaria}}

== Ligações externas ==
{{commonscat|Planetary nebulae}}
* [http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/askkids/planetaryneb.shtml O que é uma nebulosa planetária?, para crianças] {{es}}
* [http://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/planneb.html Entrada em  '' The Internet Encyclopedia of Science '' ]. {{en}}
* [http://www.williams.edu/Astronomy/research/PN/nebulae/  '' Gallery of Planetary Nebula Spectra '' ] {{en}}
* [http://laserstars.org/spectra/Nebulium.html  '' History of Nebulium '' ] {{en}}
* [http://xstructure.inr.ac.ru/x-bin/theme3.py?level=1&index1=38478 ''Planetary Nebulae''] {{en}}

[[Categoria:Nebulosas planetárias| ]]