No século XVIII corpos celestes pouco brilhantes foram descobertos e, aparentemente, eram planetas gasosos, mas não faziam parte de um sistema em especifico. Contudo, esses planetas tinham aspectos similares aos de aglomerados de estrelas, como a nebulosa de Andromeda. Esses corpos estranhos eram, provavelmente planetas errantes, sendo batizados de Nebulosas Planetárias, no ano de 1784 por Willian Herschel.
Com o passar do tempo, a ideia das nebulosas planetárias começou a mudar, chegando a um consenso que talvez as mesmas não fossem planetas, mas sim, nebulosas com poucas estrelas.
Entretanto, uma das grandes questões nas observações das nebulosas planetárias surge no século XIX, com o desenvolvimento dos espectroscópios. Isso ocorreu em 1864, quando Willian Huggins, fez a primeira análise de espectroscopia da nebulosa planetária do Olho de Gato. Ele percebeu que o espectro não era similar ao de uma nebulosa tradicional. Ele esperava várias linhas de emissão brilhante, mas só conseguiu observar uma única linha forte, havendo outras poucas com intensidade menor. A princípio Huggins considerou que aquilo havia sido um erro no deslocamento do prisma do espectroscópio, entretanto, após uma nova medida poucas linhas surgiram. Huggins considerou que havia feito uma descoberta, classificando a nebulosa planetária como sendo um emissor monocromático.
A linha identificada por Huggins era da série de Balmer do Hidrogênio, correspondendo ao ciano, sendo específica para gases e não para sistemas compostos de diversas estrelas. Mas o mais estranho, eram algumas linhas com 500 nm, que estranhamente não correspondiam a qualquer elemento conhecido na tabela periódica. Sendo assim, foi proposto que deveria existir algum elemento entre o Nitrogênio e o Oxigênio, o qual foi
chamado de Nebúlio, devida a ser o elemento das nebulosas planetárias. Entretanto isso não faz sentido, já que não tem como existir elemento com número atômico não inteiro.
O mistério do Nebúlio foi solucionado no ano de 1928 pelo astrônomo norte americano, Ira Sprague Bowen. Ele percebeu que não havia a emissão do espectro de um elemento desconhecido, mas sim, a luz dos gases Nitrogênio e Oxigênio que eram ionizados. Isso era possível pois esses gases são de densidade baixa, possibilitando com que os elétrons possam ser excitados para níveis energéticos mais altos, onde conseguem entrar em um estado intermediário de estabilidade. Esses níveis de energia geram esses comprimentos de onda desconhecidos, os quais ficaram conhecidos como linhas proibidas.
Os testes com esses gases demonstraram que realmente, a proposta de Bowen era correta, sendo que, as nebulosas planetárias eram formadas por gases de baixa densidade.
Entretanto, ainda havia um mistério: Para ocorrer a ionização do Nitrogênio e do Oxigênio é preciso o fornecimento de bastante energia, o que poderia fornecer essa energia?
Obviamente, uma estrela!
Do trabalho de Ira Bowen, a partir de 1930, com estudos da evolução estelar, foi possível determinar que
uma nebulosa planetária corresponde a uma estrela de pequeno a médio porte que consumiu totalmente sua camada de Hidrogênio, havendo uma expansão e depois uma explosão que arremessa gases como Nitrogênio e Oxigênio para o espaço, ficando ao centro uma estrela pequena e muito quente, conhecida como Anã Branca.
Essa pequena estrela é composta basicamente por Carbono, e pode chegar a uma temperatura de mais de 1 milhão de K. Essa temperatura imensa aquece os gases próximos com a emissão de UV, o que fornece energia para o salto quântico dos elétrons, possibilitando a ionização dos gases, em outras palavras, a formação de plasma.
Em resumo, as Nebulosas Planetárias são corpos celestes que trouxeram dúvidas quando foram descobertas, passando por um processo de interpretação do que eram. A princípio foram caracterizadas como planetas gasosos gigantes, depois por nebulosas e, somente com o desenvolvimento da quântica, foi possível compreender que o sistema é como uma concha de gases que envolve uma pequena estrela.
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