1. NEBULOSAS PLANETARIAS (NPs) Juan José Pineda Lizano Universidad de Costa Rica Agosto 2008 ACODEA

4. INTRODUCCIÓN 1764 Charles Messier M 27 Dumbbell Nebula 1784 William Herschel Asigna -> nombre a las nebulosas por su parecido verdoso a un planeta.

6. Espectroscopía NGC 6543 La primera línea identificada fue la H  a 4861 Å de la serie de Balmer. Hiltner600 NGC 7048 INTRODUCCIÓN 1864 William Huggins Toma el primer espectro de una NP.

8. A pesar de la identificación exitosa de algunas líneas espectrales, existían algunas que no podían ser identificadas.  = 4959,5007 Å Nebulium Identificó 8 de las líneas más fuertes debido a estados meta estables de N [ II ], O [ II ] y O [ III ]. 1928 Bowen INTRODUCCIÓN Líneas prohibidas -> [O III]

9. Espectros de mejor resolución  Líneas de emisión de las NPs son anchas Interpreta como expansión en lugar de rotación de la nebulosa. 1929 Perrine NGC 3587 (el Búho) Blanco, M. W. 2006, Tesis de Licenciatura, Universidad Autónoma de Baja California, Ensenada: México. INTRODUCCIÓN

13. 1. Secuencia principal : la estrella se encuentra quemando hidrógeno en su núcleo. ~ 90% de su vida. La quema del H ocurre principalmente por dos cadenas: Fases en la Evolución de una Nebulosa Planetaria Cadena protón-protón: 1 H + 1 H  2 H + e + +  2 H + 1 H  3 He +  Para completar el núcleo 4 He se pueden seguir tres ramas alternativas: pp1, pp2 y pp3.

14. Cadenas nucleares pp1, pp2 y pp3. Fases en la Evolución de una NP

15. Cuando el hidrógeno del núcleo se agota, la fusión se termina y la estrella abandona la secuencia principal. Ciclo CNO: Fases en la Evolución de una NP

24. Son objetos de transición entre las fases AGB y las NPs. Cuando T ~ 30 000 K fotones estelares tienen energía suficiente para fotoionizar el material de los alrededores Inicio de la fase NPs Aparición de lineas fuertes de recombinación de H, He y líneas metálicas excitadas colisionalmente. Al inicio no se creía en estos objetos intermedios. Proto-Nebulosas Planetarias (PPNs)

25. Proto-Nebulosas Planetarias (PPNs) Las CS de las PNe duran un tiempo finito para T ↑ para fotoionizar la nebulosa. Paczynski: 1971: Schonberner: 1979-81: Depende de la masa de la CS Modelo ISW Remanentes de la CSE de la fase AGB deberían permanecer detectables durante la fase de transición. Las PPNe pueden identificarse. Son fuentes infrarrojas.

27. Proto-Nebulosas Planetarias (PNPs) CRL 2688 Nebulosa del huevo Si la envoltura de la AGB tiene mayor densidad ecuatorial El flujo rápido será empujado en la dirección polar.

29. Modelo ISW Temperatura en el interior ~ 10 6 -10 7 K Temperatura de la envoltura ~ 10 4 K Evolución dinámica de las NPs

30. Emisión de rayos X en NPs Cierto número de NPs se han detectado como fuentes de rayos X. Mecanismos: Emisiones extendidas de rayos X pueden originarse de los choques de los vientos estelares. Las CS de algunas PNe son tan calientes que pueden producir rayos X suaves en la fotosfera. Las CS pueden tener regiones coronales que producen rayos X de alta energía. Desde 1978 se han enviado satélites con facilidades de observacíón de PNe en rayos X.

31. Facilidades de observacion de rayos X. Emisión de rayos X en NPs Nombre del satélite Periodo de observación Instrumento Resolución angular Resolución espectral Einstein 1978 – 1981 IPC / HRI 120" / 5" Baja / Ninguna EXOSAT 1983 – 1986 LE 30" Ninguna ROSAT 1990 – 1998 PSPC / HRI 30" / 5" Baja / Ninguna ASCA 1993 – 2000 SIS 150" Alta Chandra 1999 – presente ACIS / HRC 1" / 0.5" Alta / Ninguna XMM-Newton 1999 – presente EPIC 6" Alta

32. Propiedades de PNe con emisión extendida de rayos X. Emisión de rayos X en NPs PNe d Tamaño Te <Ne> N H L X [kpc] [pc] [10 6 K] [cm –3 ] [cm –2 ] [erg·s –1 ] BD +30º3639 1 0.025  0.02 2.7 200 1  10 21 1.6  10 32 NGC 7027 0.9 0.04  0.03 3.0 150 6  10 21 1.3  10 32 NGC 6543 1 0.05  0.04 1.7 ~50 9  10 21 1.0  10 32 NGC 7009 1.2 0.145  0.06 1.8 ~25 8  10 21 3  10 31

33. Morfología de las Nebulosas Planetarias El amplio rango de imágenes de NPs con detectores CCD. Estructura más complicada que una CS y un cascarón.

35. El amplio rango de imágenes de NPs con detectores CCD.  Estructura más complicada que una estrella central y un cascarón. A 39 Kjpn 8 Morfología de las NPs

36. 1987 - Chu : cascarones externos Tipo I Tipo II 2000 - Guerrero Cascarón interno Cascarón intermedio Halo 1990 - Frank Núcleo interno Aro brillante Cascarón Corona Borde Halo Halo iluminado Estructuras que el modelo clásico no explica bien, son comprendidas cuando se introduce la evolución de la Estrella Central al modelo ISW. Morfología de las NPs

38. Nebulosas Planetarias con simetría Redonda (R): A 39 NGC 3587 M2-2 Morfología de las NPs -Clasificación

39. IC 418 NGC 6720 NGC 6853 IC 1295 Nebulosas Planetarias con simetría Elíptica (E): Morfología de las NPs -Clasificación

40. He 2-437 He 2-428 Nebulosas Planetarias con simetría Bipolar (B): Morfología de las NPs -Clasificación

41. M 3-28 M 2-46 Nebulosas Planetarias con simetría Cuadrupolar (Q): Morfología de las NPs -Clasificación

42. IC 4934 PC 19 Pe 1-17 Nebulosas Planetarias con simetría Puntual (PS): Morfología de las NPs -Clasificación

45. FLIERs o ANSAE Fast, low ionization emission regions Microestructuras en NPs

47. BRETS Bipolar Rotating Episodic Jets Kjpn 8 NGC 4361 Microestructuras en NPs

48. IRAS 16594–4656 IRAS 20028 + 3910 Anillos y arcos Microestructuras en NPs

49. Es una característica común relacionada con cualquier clase morfológica Simetría puntual NGC 6309 Vázquez et al. 2008. IC 4634 J 320 Microestructuras en NPs

51. Origen de la asimetría AGB -> envoltura simétricamente esférica PNPs -> morfología bipolar Observación de las PNPs -> clave del origen. Modelos hidrodinámicos FLIERs y BRETs Modelos hidrodinámicos ISW + Δ m y velocidad -> f(t, θ ) Δθ -> interacción binaria o de campos magnéticos.

52. Origen de la asimetría Modelos MHD Fase transición: AGB -> PNPs Modelos numéricos -> entender los procesos físicos Imágenes sintéticas de los modelos Pérdida de masa Imágenes sintéticas de los modelos Precesión e inclinación

53. Morfología y distribución galáctica Conexión entre la morfología de las Nps y su distribución galáctica con respecto al plano medio de la galaxia. Última década se realizaron dos exploraciones: Hemisferio sur, The ESO Survey Hemisferio norte, The IAC Survey Se midió la distancia en pc sobre el ecuador galáctico

54. Morfología y distribución galáctica Comparación entre bipolares y elípticas. Bipolares -> escala de altura más pequeña -> estrellas más calientes -> mayores dimensiones físicas -> mayores velocidades de expansión -> progenitores más masivos

55. Relación entre morfología y distribución galáctica Morfología y distribución galáctica

56. Morfología y distribución galáctica Tipo B: (110 pc) ↔ Progenitores masivos ↔ Rotación estelar ↔ Bipolaridad clásica Representación

57. Morfología y distribución galáctica Tipo BPS: (248 pc) ↔ Progenitores no masivos en sistemas binarios muy cercanos. Forma dada por el Límite Ω + efectos MHD + Precesión/Bamboleo ↔ Bipolaridad con PS (Lóbulos, FLIERS, Jets). Tipo E: (308 pc) ↔ Progenitores no masivos ↔ Forma dada por efectos MHD ↔ FLIERS & Jets con axisimetría.

58. Morfología y distribución galáctica Tipo EPS: (310 pc) ↔ Progenitores no masivos en sistemas binarios no muy cercanos ↔ Forma dada por efectos MHD + Precesión ↔ FLIERS & Jets con PS. Tipo R: (753 pc) ↔ Progenitores de baja masa ↔ No se dan efectos MHD o de rotación.

60. Enriquecimiento químico del ISM Síntesis química en la evolución de las NPs Carbono -> fase AGB -> triple-  Carbono -> superficie estelar Estrella de carbono Envoltura molecular Estrellas de carbono IR -> detecta CbS Ej: -> emisión de 11.3 μ m de SiC correlaciona con CbS IRC +10216 -> brillo óptico de magnitud 12, Es la estrella más brillante en el cielo en λ = 5  m.

61. Espectro ISO SW201 de la estrella de carbono IRAS 21318+5631, mostrando las características de absorción del acetileno (13.7  m), del TiC (20.1  m) y la emisión sin identificar (25.5 y 27.2  m). (Kwok, 1987) Enriquecimiento químico del ISM

62. Espectro ISO SWS de la NP NGC 7027. (Kwok, 1987). Para determinar cuando se forman dichas moléculas -> Objetos en transición entre AGB y NPs. Enriquecimiento químico del ISM

63. Tabla Nº1. Cambios en la fortaleza relativa de características de emisión infrarrojas según una estrella evoluciona de la AGB a NP. Enriquecimiento químico del ISM Característica IR (  m) Origen Estrella de Carbono PPNe PNe Primarias: 3.3, 6.2, 7.7, 11.3 modos aromáticos No Si Fuerte Secundarias: 3.4, 6.9 12.1, 12.4, 13.3 C–H alifáticos C–H out-of-plane bend with 2, 3, and 4 adjacent H atoms No Si Débil Broad 8, 12 – No Si Débil Broad 21 TiC Débil Si No Broad 30 – Si Si Si

64. Técnica de función de luminosidad -> PNFL: Método para determinar distancias extragalácticas. Trazadores de distribución de la materia oscura en galaxias elípticas. Reflejas ambiente químico por los gradientes de abundancia en galaxias, SMC, LMC y otros. Inferir historia dinámica de un cúmulo. NPs como investigación galáctica

65. Espectros de NPs - IUE

67. Grupo de investigación científica en el Área del Medio Interestelar, especializados en Nebulosas Planetarias y Polvo Interestelar del Instituto de Astronomía de la Universidad Nacional Autónoma de México (IA-UNAM) en Ensenada, B. C. Grupo de Investigación - NPs

68. Objetivo : Buscar relaciones entre: Propiedades físicas Te: temperatura electrónica Ne: densidad electrónica Estructura Cinemática + Extinción Morfología Con la Grupo de Investigación - NPs

69. Sede : Instituto de Astronomía – UNAM – Ensenada – Baja California. Grupo de Investigación - NPs

70. Observatorio : OAN-SPM : Observatorio Astronómico Nacional – San Pedro Mártir Albergue : Grupo de Investigación - NPs

71. Telescopios : 2.1 m Grupo de Investigación - NPs

74. Telescopio: 0.84 m Grupo de Investigación - NPs