El estudio de Nebulosas Planetarias se refiere a las u´ltimas etapas de una estrella. El término proviene de la idea de que la nebulosidad alrededor de una estrella podría deberse a un sistema planetario en similitud al nuestro. Observaciones y estudios teóricos posteriores mostraron que no había planetas lrededor de esas estrellas y que las estrellas presentaban una temperatura muy alta. La nebulosa a su alrededor mostraba gas excitado caliente. Ahora sabemos que ese material alguna vez formó parte de la misma estrella.
La evolución de una estrella en pocas palabras puede resumirse como: 1) "Nace" al empezar reacciones termonucleares, es decir, átomos de hidrógeno (H un protón y un electrón) se convierten en átomos de helio (He dos protones y dos neutrones en su núcleo y dos electrones a su alrededor). En esta transformación se libera energía que es la que escapa de la estrella y una parte lo hace en forma de luz visible. Esta liberación de energía ejerce una presión sobre los gases de la estrella que tienden a empujarlos hacia distancias mayores del centro. La fuerza de gravedad, a su vez, actúa sobre los gases de tal forma de atraerlos hacia distancias menores del centro de la estrella. Existe un equilibrio entre esas dos fuerzas y la estrella mantiene un diámetro constante. 2) Durante mucho tiempo, tanto como exista hidrógeno en el centro de la estrella, la estrella mantiene el equilibrio de fuerzas. Entre más tiempo pase más hidrógeno se convierte en helio. 3) En un caso ideal, llegará el momento en el cual no habrá más hidrógeno, es decir, todos los átomos son de helio y por lo tanto cesará la liberación de energía. La fuerza de gravedad, en principio es mayor pero la estrella reacciona para conservar el equilibrio de fuerzas. El efecto es que el diámetro de la estrella aumenta pero solo por unos años. Finalmente la fuerza de gravedad gana y sucede una implosión es decir el material es atraído hacia el centro de la estrella. El centro de la estrella se calienta y expulsa violentamente las capas exteriores de la estrella. 4) Las capas exteriores viajan alejándose de la estrella. Los gases reciben la radiación de la estrella y son calentados y excitados: --> se forma una Nebulosa Planetaria. En esta etapa se dice que es una Nebulosa Planetaria Jóven.
Se desconocen varios procesos, entre ellos: los mecanismos de formación de polvo en las Nebulosas Planetarias Jóvenes; la distribución espacial de la expulsión de las capas exteriores de la estrella, si es solo un expulsión o son varias; el papel que juega el material externo a la estrella y con el cual chocarán las capas exteriores al ser expulsadas; el papel que juega el campo magnético; distribución espacial de los diferentes gases: H, He, O, C, N, etc.
Los estudios en los que he colaborado van enfocados hacia entender un poco los procesos físicos en Nebulosas Planetarias Jóvenes. Hicimos un estudio sobre la abundancia de hidrógeno atómico y molecular en las Nebulosas Planetarias NGC 2440, 2452, 6302, Hb5, NGC 6537, 7026 y 7027 utilizando el arreglo de radio telescopios conocido en inglés como VLA en Nuevo México, EUA (1984 RMxAA, 9, 153)[6].
Observamos la emisión de hidróno de las Nebulosas Planetarias NGC 2440 y 6302 para determinar si el gas esta asociado con las Planetarias o si es gas externo y lejano a ellas. En NGC 6302 el gas si está asociado a la Nebulosa Planetaria sin embargo no fué el caso de la Planetaria NGC 2440 en la cual se encontro que el gas frente a ella es externo y lejano a ella y se encuentra entre el observador y la Planetaria (1985 RMxAA, 11, 109)[8]. Observamos estrellas en sus últimas etapas (etapa 3 en la descripción anterior) buscando signos de que el interior de la estrella estuviese caliente, tan caliente, como para ionizar o desprender el electrón al hidrógeno atómico, produciendose una región donde existan electrones y protones sueltos, conocida como región H II. Las observaciones se realizaron en el VLA y las estrellas que se observaron fueron : G345.0+15.7, G15.7+0.8, G20.7+0.1, G27.3+0.2, G35.6-0.3, IRC+10420 y G83.4-0.9. Todas estas estrellas emiten radiación proveniente de la molécula de OH. Estas moléculas se encuentran a distancias cercanas a la estrella sugiriendo que es gas que ha sido expulsado de la estrella quizás en forma de viento estelar (1985 RMxAA, 11, 139)[9]
Se realizó un estudio exhaustivo con el VLA de la radiación en longitudes de onda de radio de la Nebulosa Planetaria NGC 6302. Se estudio la emisión de contínuo a longitudes de onda de 2, 6, y 21cm; la emisión de la línea H76alfa que corresponde a la emisión cuando el electrón hace la transición del nivel 77 al 76 y la emisión de la línea de 21cm correspondiente a la emisión de hidrógeno atómico. Los resultados encontrados son que la emisión del contínuo proviene de una región en forma de dona alrededor de la estrella con un diámetro de 10 segundos de arco. Se piensa que esa dona de gas ionizado puede confinar el viento de la estrella y dar origen a los lóbulos tipo mariposa que presenta la Planetaria a grandes distancias del centro de la estrella (1985 MNRAS, 215, 353)[7]