Las estrellas pintan cuando mueren, pero no todas lo hacen de la misma manera. Utilizan distintas técnicas dependiendo de su masa, su composición química y el entorno en el que se encuentran. Pero su muerte es solo el comienzo de su obra. Cuando muere, la pintura comienza a crearse y evoluciona dependiendo de la composición química de la estrella que ha desaparecido y del entorno en el que se encuentra.

Las nebulosas planetarias y los restos de supernova son dichas pinturas. Sus mecanismos de formación y evolución son diferentes, así como las formas que adoptan. Por ello merece la pena distinguir entre ambos.

El término nebulosa planetaria fue acuñado por William Herschel después de que tanto él como observadores anteriores pensaran que los objetos difusos que detectaban fueran planetas por la forma que presentaban, similar a los grandes planetas del sistema solar. Fue William Huggins quien, tras realizar una de las primeras observaciones espectroscópicas de la nebulosa Ojo de Gato, determinó que su espectro no se parecía lo más mínimo al de un planeta u otras galaxias (que en aquella época también se denominaban nebulosas) sino al de un gas caliente.

Cuando las estrellas de menos de 8 masas solares terminan de su vida comienzan a expulsar el gas de las capas de su atmósfera a una velocidad de varios kilómetros por segundo. Este gas es calentado por la radiación que emite la enana blanca (que así es como se denomina al núcleo de la estrella moribunda) hasta temperaturas de 10 000 K, aunque en las regiones más cercanas a la enana blanca el gas puede llegar a alcanzar temperaturas muy superiores a esta.

Estas temperaturas provocan que los elementos que componen el gas se ionicen. Cada elemento, calentado, es el que hace que las nebulosas planetarias adquieran esos colores tan intensos y tan parecidos a los salidos de la paleta de un pintor. 

La pintura que crea una estrella de menos de 8 masas solares no solo tiene color, también tiene forma. Debido a la estructura esférica de la estrella progenitora de la nebulosa planetaria, podríamos pensar que estas tuvieran forma esférica. Sin embargo, la variedad en cuanto a la morfología de las nebulosas planetarias es muy grande. Las hay esféricas, elípticas, bipolares, irregulares… Estas formas dependen de varios factores. A través de la observación de nebulosas planetarias y la asociación de estas con la masa de la estrella que murió dando lugar a las mismas se piensa que la masa de la estrella puede influir en la forma.

Pero no es el único factor a tener en cuenta ya que el gas se mueve en el interior del medio interestelar donde, aunque en muchos casos la concentración de materia es baja, se puede encontrar con gas, polvo o radiación proveniente de otras estrellas que impida el avance del gas expulsado. También, la presencia de campos magnéticos de las enanas blancas en el interior de las nebulosas pueden modificar su forma.

Sin embargo, las nebulosas planetarias no duran eternamente. A medida que el gas se aleja de la fuente de calor que es la enana blanca, este se enfría y deja de estar ionizado, dejando de ser visible y mezclándose con el medio interestelar. En este caso, la obra de arte que pintó la estrella que una vez murió también desaparecerá.

Estas temperaturas provocan que los elementos que componen el gas se ionicen. Cada elemento, calentado, es el que hace que las nebulosas planetarias adquieran esos colores tan intensos y tan parecidos a los salidos de la paleta de un pintor

Los restos de supernova son, a simple vista, tan espectaculares como una nebulosa planetaria. Pero es cuando los observamos en longitudes de onda diferentes a la luz visible cuando realmente se muestra su verdadera naturaleza, llegando a ser más espectaculares aún.

Un resto de supernova no es más que la fase nebular de una explosión de supernova, es decir, de la muerte de una estrella de más de 8 masas solares. En una explosión de supernova la mayor parte de la energía, aproximadamente el 99%, se libera en forma de neutrinos, que se escapan casi a la velocidad de la luz y se alejan de la supernova. El resto de energía, a pesar de ser solo un 1%, se emplea en acelerar el material de la estrella a velocidades muy superiores a las que se desplaza el material en una nebulosa planetaria (que era de  varios kilómetros por segundo) pudiendo llegar a superar los 20 000 kilómetros por segundo. A estas velocidades, el gas y polvo del medio interestelar se comprimen y se calientan por la onda de choque y, al mismo tiempo, se enriquecen con los elementos creados en el interior de la estrella.

Inicialmente, también el material eyectado por la supernova se debería distribuir de forma esférica, pero, al igual que con las nebulosas planetarias, las diferentes densidades del medio interestelar hacen que esta forma esférica o de cascarón no se dé en muchos casos. Es decir, que las condiciones iniciales en el medio interestelar, así como la estrella progenitora, influyen en el tipo de resto de supernova que tendremos. De esta manera podemos encontrar una clasificación de los tipos de restos de supernova.

Los restos de tipo cascarón (o tipo shell) son aquellos que tienen forma de anillo. Se debe a que cuando miramos al borde del cascarón hay mucho más gas caliente en la línea de visión que cuando miramos hacia el centro.

Otro tipo de restos son los de tipo cangrejo. Se llaman así por el prototipo de resto conocido como nebulosa del cangrejo. En cuanto a la forma, se parecen a los restos de tipo cascarón pero sin serlo en el sentido estricto. La principal característica es que en el centro del resto existe un pulsar, que es el núcleo de la estrella (para estrellas que no tenían masa suficiente para convertirse en agujero negro al morir como supernova) compuesto fundamentalmente por neutrones. Este núcleo está en rápida rotación y emite pulsos de radiación electromagnética en forma de rayos X, ondas de radio o rayos gamma.  El primer pulsar, denominado PSR B1919+21, fue descubierto por la astrofísica Jocelyn Bell.

Un resto de supernova no es más que la fase nebular de una explosión de supernova, es decir, de la muerte de una estrella de más de 8 masas solares

Finalmente tenemos los restos de tipo compuesto. Estos pueden tener una forma de cascarón y a su vez ser un resto de tipo cangrejo. Estos restos se pueden dividir en restos compuestos térmicos y en restos compuestos pleriónicos. La diferencia es que los compuestos térmicos tienen líneas en sus espectros de rayos X, es decir, existe gas muy caliente, mientras que los restos pleriónicos no muestran líneas en sus espectros de rayos X en el centro pero sí cerca del cascarón.

Y así, tras pasar muchos años (más de los que cualquiera de nosotros viviremos), estas nebulosas planetarias y restos de supernova, las pinturas de las estrellas, evolucionarán hasta desaparecer, pero no sin antes habernos dejado disfrutar y aprender sobre ellas y el universo.

Bibliografía recomendada

—Zamorano, J. Astrofísica del Medio Interestelar - Apuntes
—Bohm-Vitense, E. 1992. Introduction to stellar astrophysics, vol 3, stellar structure and evolution. Cambridge University Press.