El gas más caliente en nebulosas planetarias: revelaciones en rayos X y UV

Las nebulosas planetarias son el resultado de la evolucion de estrellas de masa baja e intermedia. El modelo mas aceptado para explicar la formacion de las nebulosas planetarias es el de la interaccion entre el viento estelar rapido y tenue que emana de la estrella central con el viento lento y denso que se eyecto en fases anteriores de la evolucion estelar. Una de las predicciones basicas de este modelo es que el viento estelar en el interior de la nebulosa planetaria es chocado y alcanza altas temperaturas, >10^6 K. Este gas caliente deberia ser observable en rayos X. Observaciones previas en rayos X de nebulosas planetarias habian sido incapaces de detectar de forma concluyente esta emision. El considerable avance que han supuesto los observatorios de rayos X Chandra y XMM-Newton han permitido finalmente estudiar el contenido de gas caliente en nebulosas planetarias. Hasta la fecha, se ha detectado emision difusa en rayos X en 4 nebulosas planetarias lo que ha permitido determinar la distribucion espacial y las condiciones fisicas del gas caliente en estas nebulosas planetarias,asi como evaluar los efectos en su formacion y evolucion. La informacion obtenida revela que la interfase entre el gas >10^6 K contenido en el interior de las nebulosas planetarias y el material ionizado a 10^4 K visible en el optico juega un papel determinante en la evolucion de la fase caliente. El gas ~10^5 K en esta interfase puede ser estudiado haciendo uso de las lineas de O VI a 1032 y 1037 A que pueden observarse con el satelite FUSE. En conjunto, las observaciones en rayos X y en UV del gas caliente en el interior de las nebulosas planetarias estan ayudandonos a comprender mejor la estructura fisica y evolucion de estos objetos. En esta charla revisare los avances mas recientes en este tema.