Unos astrónomos de la Universidad de Rochester han anunciado que las estrellas de baja masa e incluso posiblemente planetas mayores que Júpiter pueden intervenir en la creación de una de las más impresionantes clases de objeto celeste.

La noticia es irónica porque el nombre de nebulosa "planetaria" ha sido siempre un término engañoso. Cuando estos objetos fueron descubiertos hace 300 años, los astrónomos no supieron decir qué eran y los nombraron así por su semejanza con el planeta Urano. Pero a mediados del siglo XIX, los astrónomos descubrieron que estos objetos realmente eran grandes nubes de polvo emitidas por estrellas moribundas.

Ahora, los investigadores de la Universidad de Rochester han hallado que los planetas grandes o las estrellas de baja masa que orbitan alrededor de estas estrellas viejas pueden de hecho ser un mecanismo crucial para la creación del fantástico aspecto de tales nebulosas.

La mayoría de las estrellas de tamaño medio, como nuestro Sol, terminarán sus vidas forjando nebulosas planetarias. La etapa dura sólo algunas decenas de miles de años, apenas un parpadeo para estrellas que típicamente viven diez mil millones de años, lo que hace que sea raro poder observarlas en ese período. De los doscientos mil millones de estrellas en nuestra galaxia, hasta ahora solo unas 1.500 han sido identificadas en su fase de nebulosa planetaria.

Cuando la estrella comienza a agotar su combustible, cerca del final de su vida, su núcleo se contrae y su envoltura se expande, lanzando al final sus capas exteriores a millones de kilómetros hacia el espacio circundante. Una de cada cinco veces, esta envoltura mantiene su forma aproximadamente esférica mientras se expande, pero mucho más a menudo esta envoltura se contorsiona y se estira en nuevas y fantásticas formas.

El trabajo del equipo de Rochester consistió en explorar el rol de los compañeros de baja masa en el proceso estelar que determina el aspecto de una nebulosa planetaria. Dos situaciones principales se tuvieron en cuenta: cuando el compañero está en una órbita lejana e interactúa sólo con los bordes muy externos de la envoltura, y cuando el compañero está en una órbita muy cerrada y tan cerca de la estrella evolucionada que la envoltura "engulle" al compañero.

Eric Blackman, Richard Edgar, Jason Nordhaus y Adam Frank han demostrado que en el caso en el que el objeto compañero, ya sea un planeta o una estrella, está en una órbita lejana, la gravedad de dicho objeto hace que éste comience a arrastrar consigo algo del material de la envoltura. Este material, esencialmente una tenue mezcla de gas y polvo, se comprime en ondas con forma de espiral que se proyectan hacia fuera de la estrella central. El polvo y el gas se comprimen más y más en estas ondas hasta alcanzar una situación comparable en ciertos aspectos a la de las olas del mar alcanzando la playa. Al final, se forma un toroide de polvo alrededor de la sección media de la estrella, que probablemente bloquea en buena medida la expansión de la envoltura, como un cinturón ceñido alrededor de un globo que se infla. Con el tiempo, esta expansión parcialmente obstaculizada puede conducir a llamativas formas, tales como la de la nebulosa Dumbbell.

En el caso en el que el objeto compañero orbita tan cerca de la estrella primaria que termina engullido por la envoltura, es necesario un nuevo tipo de modelo. Nordhaus y Blackman modelaron lo que podría suceder a medida que la envoltura va frenando el movimiento de la estrella compañera de baja masa o del planeta compañero de alta masa, y encontraron que es probable que se produzca uno de tres resultados.

En el primero, a medida que el objeto compañero surca el material de la envoltura, hace que ésta sea parcialmente eyectada hacia el exterior, adoptando la forma de un gran disco o toroide en torno al ecuador de la estrella.

La segunda posibilidad es que el objeto compañero provoque este efecto de un modo más suave. Esto causa que las regiones internas de la envoltura giren alrededor de la estrella madre más deprisa que el material de la periferia. La diferencia en la velocidad de rotación, combinada con la convección de material en la envoltura, estira y amplifica los campos magnéticos de la estrella. Estos campos magnéticos estirados pueden actuar como un muelle gigante, eyectando el material de la envoltura en chorros proyectados desde los polos de la estrella.

En la tercera posibilidad, el objeto compañero es una estrella de muy baja masa o un planeta de gran masa pero que en cualquier caso son demasiado pequeños para eyectar la envoltura antes de que ésta les lleve a un final catastrófico. La intensa gravedad de la estrella central puede fragmentar el objeto a medida que su órbita se encoge, hasta dejarlo reducido a un disco de "cascotes" alrededor de ella. Este disco es muy turbulento, y distintas partes del mismo orbitan a diferentes velocidades, dando lugar a un fenómeno de dinamo magnética que, al igual que en la segunda posibilidad, es capaz de expulsar material mediante chorros proyectados a enorme velocidad desde los polos de la estrella central. A diferencia del segundo escenario, sin embargo, este material eyectado por los chorros incluiría además los restos del planeta o estrella compañeros.