IC 4997, una nebulosa planetaria variable.

(Nota al administrador) No sé dónde colgar esto, si aquí o en la sección de estelar/fotometría (o en la de x-treme frikis ). S lo crees conveniente, muévela y borro este patético "introitus".

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Se encuentra situada en la constelación de Sagitta, la flecha. Por lo tanto, en el momento de escribir estas líneas es un objeto visible al atardecer.

Si enfocamos un telescopio de media potencia podremos localizarla con facilidad, ya que es un objeto de apariencia estelar que brilla de magnitud un poco más brillante de la 12. Y remarco lo de apariencia estelar porque no la distinguiremos en la práctica de una estrella. Solo con imágenes a larga focal podremos distinguir uun confuso disco.

Las imágenes tomadas con el Hubble ya nos revelan su verdadero aspecto. Nos encontramos ante una nebulosa planetaria extremadamente joven, tanto es así que se le calcula una edad de apenas 700 años. La estrella central, de mag. 14, es una estrella que aún se está calentando y que quizás aún no ha alcanzado el estadio de enana blanca. Efectivamente, la densidad de gas de la nebulosa y su temperatura, bastante elevada para ser una nebulosa planetaria, unida a una velocidad de expansión elevada, nos confirman la extrema juventud de este objeto.

Pero lo más extraordinario de este objeto es su variabilidad, que puede estar asociada tanto al enfriamiento de los gases en expansión que la forman, como a la variabilidad de la propia estrella.

Esto se revela en los dos espectros que muestro a continuación. El primero, tomado hace tres años por François Teyssier con un espectrógrafo LISA (R=1000), nos muestra cómo la línea H-alpha casi iguala en intensidad a las del oxígeno ionizado [O III].

El segundo espectro es el que tomé hace un mes y que tiene una resolución más baja (R=625), nos muestra un fuerte debilitamiento de la mencionada banda H-alpha. O lo que vendría a ser lo mismo, un incremento en la intensidad de las bandas "prohibidas" del oxígeno [O III].

(Nota: el pico agudo a aprox. 7120 A es un "hot pixel")

¿Qué significa esto? Uno de los aspectos más destacables de las nebulosas planetarias es lo que se llama el "grado de excitación" de los gases que la forman. Sabido es que estas nebulosas se forman cuando las estrellas post-AGB progenitoras expulsan sus capas externas al agotar sus últimas fuentes de energía. Conforme van expulsando capas más internas, su temperatura fotosférica aumenta hasta que emiten suficiente luz ultravioleta para ionizar los gases de la nebulosa (al menos 25.000 K).

Es posible hacer una estimación aproximada del grado de excitación de estos gases y deducir algunos parámetros que nos dan una idea del estado evolutivo de la nebulosa y de sus características. De entrada, si medimos la intensidad de las dos líneas principales del [O III], situadas a 4959 y 5006 A y calculamos I(5006)/I(4959), obtendremos para todas las nebulosas de emisión un valor próximo a 3. He calculado para el espectro que obtuve de IC 4997 un valor de 3.08, es decir, el esperado.

Más interesante es de llamado "decremento de Balmer". En un espectro las líneas de Balmer experimentan siempre un decrecimiento según disminuye la longitud de onda. Si medimos la intensidad de las líneas alfa y beta, el valor teórico que se espera es de D = I(Ha)/I(Hb) = 2.85 aproximadamente. A valor más alto, mayor decremento y eso se traduce en un mayor enrojecimiento de la imagen debido a la extinción interestelar producida por el polvo. Sin embargo, en este caso obtengo un valor de solo 1.7, lo que significa una baja extinción... No deja de sorprenderme este dato, pues estamos hablando de un objeto situado en plena Vía Láctea, donde la extinción interestelar es notable.

Por último, el grado de excitación de las nebulosas planetarias se mide en 12 grados, de E1 (el grado más bajo de excitación) a E12 (el más alto). En casos extremos se asigna el grado E12⁺.

Para calcular este grado, lo primero que se hace es determinar si en el espectro aparecen las líneas del helio ionizado, en concreto la línea He II a 4686 A. En nuestro caso no aparece, con lo que nuestra nebulosa tendrá un grado E4 como máximo, ya que esta línea solo aparece cuando la excitación (y por consiguiente, la temperatura de la estrella central) es elevada. Para ello, sumaremos los valores de las líneas del [O III] a 4959 y 5006 A y el resultado lo dividiremos por la intensidad de la línea Hb. El resultado que nos da es de 9.2, lo que se corresponde con un grado de excitación de E2 casi llegando a E3 (si estuviese presente la línea del He II habría que aplicar otra fórmula).

Es decir, que estamos ante una nebulosa planetaria con un grado de excitación bajo. En cierto modo, el grado de excitación nos marca el estado evolutivo de nuestra nebulosa: a mayor grado, más evolucionada está y más caliente es la estrella post-AGB central... y más cerca está de convertirse en una enana blanca. Y no solo eso: el grado de excitación nos permite conocer a grosso modo la temperatura de la estrella central. En teoría, una nebulosa E2 se corresponde con una estrella de aprox. 35.000 K de temperatura. diversos trabajos han postulado temperaturas desde 21.000 K (inconsistente por ser demasiado baja) hasta 75.000 K. Una temperatura de aproximadamente 55.000 K parece la más acertada, aunque esta temperatura es propia de una clase de excitación E3.

Por cierto, una clase E3 se corresponde con un radio de la nebulosa de aproxmadamente 0.65 a.l. (0.50 para una E2).

La variabilidad observada entre los dos espectros es un claro síntoma de que se trata de un objeto muy joven y que la estrella central aún está expulsando sus capas externas y va exponiendo capas cada vez más internas y calientes. Existen varios trabajos en donde se pone de manifiesto la variabilidad de las líneas de Balmer, en especial H-alfa. También es notable la variación del doblete formado por las líneas H-gamma y [O III] "auroral" que aparecen a 4339 y 4362 A, respectivamente.

(Puragthofer & Stoll, 1981, Feibelmann, 1992, Kostyakova, 1999)

Como se ve, hacia 1940 la línea auroral del [O III] era más intensa que la H-gamma, haciéndose más débil hacia 1960-70 para crecer rápidamente de intensidad y casi doblarla hacia finales de siglo. Sin embargo, estos últimos años la cosa se ha equilibrado de nuevo. En mi caso, obtengo una relación I ([O III])/I(H-gamma) = 1.03, que se corresponde con el valor obtenido por Teyssier hace tres años.

Ya véis, este simple trabajo os muestra lo que puede dar de sí un espectro de baja resolución.

Saludos
Fran