Nebulosa planetario

Wikipedia, Entziklopedia askea
Hona jauzi: nabigazioa, Bilatu
Katu Begi nebulosa. Hubble espazio teleskopioak argi ikusgarrian eta x izpien espektruan hartutako kolore faltsuzko irudia.

Nebulosa planetario bat hedatzen ari den plasma eta ionizatutako gasezko bilgarri distiratsu batek osatutako igorpen nebulosa bat da, erraldoi gorriek euren bizitzaren azken uneetan jasaten duten adar asintotiko erraldoi fasean kanporatua.

Bere izena XVIII. mendeko bere lehen aurkitzaileek, garaiko teleskopio optikoetatik begiratuta, euren itxura planeta erraldoien antzerakoa zela uste izateagatik jasotzen du, nahiz eta ez duten planetekin zerikusirik. Arlo astronomikoari dagokionez, denbora gutxian gertatzen den gertaera bat da, hamarnaka milaka urte batzuk, izarren bizitza milaka milioika urtekoa den bitartean.

Erraldoi gorri fasera iristen diren izarren bizitzaren amaieran, izarraren kanpo geruzak pultsaketa eta izar haize bortitzen ondorioz kanporatuak dira. Geruza hauek kanporatuak izan ondoren, izarraren nukleo txiki bat mantentzen da, oso tenperatura altua duena eta oso bizi distira egiten duena. Nukleo honek igorritako erradiazio ultramoreak izarrak kanporatutako kanpo geruzak ionizatzen ditu.

Nebulosa planetarioak oso garrantzitsuak dira astronomian, galaxien eboluzio kimikoan funtsezko papera betetzen baitute izarrarteko ingurunera metal astunak eta izarren nukleosintesiko beste produktu batzuk (karbonoa, nitrogenoa, kaltzioa eta oxigenoa) itzuliz. Urruneko galaxietan nebulosa planetarioak dira euren konposaketa kimikoari buruzko informazio erabilgarria lor daitekeen objektu bakarrak.

Hubble espazio teleskopioak hartutako irudiek nebulosa planetario askok itxura oso konplexua dutela adierazi dute. Horietatik bostetik batek baino ez dute gutxi gora-behera esferikoa den forma. Forma barietate ugari hau eragiten duen mekanismoa oraindik ez da ondo ulertzen, baina erdiko izar bitarrek, izar haizeak eta eremu magnetikoek paper garrantzitsua izan dezaketela uste da.

Behaketak eta aurkikuntzak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Pisuaren Nebulosa edo Dumbbell Nebulosa.

Orohar, nebulosa planetarioak begi hutsez ikusi ezin diren objektu ahulak dira. Aurkitu zen lehen nebulosa planetarioa Vulpecula konstelazioko Dumbbell Nebulosa izan zen, 1764ko uztailak 12an Charles Messierrek behatu zuena eta M27 izenarekin bere nebulosa katalogoan gehitu zuena. Izena beranduago eman zion John Herschelek pisu batekin zuen antzagatik (ingelesez dumb-bell).

Erresoluzio txikiko teleskopioak erabiltzen zituzten lehen behatzaileentzat nebulosa hauen itxura gure eguzki-sistemako planeta erraldoien antzekoa zen. Horretaz ohartu zen lehena Antoine Darquier izan zen, 1779an Eraztunaren Nebulosa aurkitu zuena. Alabaina, urte batzuk lehenago Urano aurkitu zuen William Herschel izan zen 1784an objektu hauek izendatzeko nebulosa planetario izena sortu zuena, planetekiko oso ezberdinak diren eta elkarren artean zerikusirik ez dagoen arren.

Nebulosa planetarioen izaera ezezaguna izan zen lehen behaketa espektroskopikoak egin ziren arte. 1864ko abuztuak 29an William Hugginsek hartu zuen nebulosa planetario baten lehen espektroa, Katu Begi nebulosarena, hain zuzen ere, nebulosa honen argia sakabanatzen zuen prisma bat erabiliz. Bere espektroa aztertzean, Hugginsek etenik gabeko igorpen espektro bat aurkitzea espero zuen, Andromeda galaxia bezalako beste nebulosa batzuetan ikusi zuen bezala. Alabaina, benetan ikusi zuena igorpen lerro gutxi batzuk izan ziren. Hugginsen beraren esanetan:

̣

« Espektroskopioan begiratu nuen. Espektrua ez zen espero nuen bezalakoa! Soilik lerro distiratsu bakar bat! Hasieran, prismaren lerradura bat zela pentsatu nuen... orduan otu zitzaidan benetako interpretazioa. Nebulosaren argia kolorebakarrekoa zen... nebulosen enigma ebatzia zegoen. Erantzunak, argian bertan iritsi zitzaiguna, honela zioen: ez dago izar talde bat, baizik eta gas argitsua.  »
William Huggins, On the Spectra of Some of the Nebulae, 1864

Hau, nebulosa planetarioetan, gasetan bezala, igorpen lerroak nagusi direlako gertatzen da, izarrek sortutako nebulosetan ez bezala, etengabeko espektru bat dutenak. Hugginsek hidrogenoaren Balmer lerro bat identifikatu zuen, zehazki H, zian koloreari dagokiona, lerro dizdiratsuago batzuk ere agertzen ziren arren, 500,7 nanometroko uhin luzerari zegokiona horien artean, astronomoek elementu bakar batekin ere identifikatzerik lortzen ez zutena.

Lerro hauen igorpena azaltzeko nebulio izeneko elementu berri baten existentzia iradoki zen. Lerro hauen benetako izaera Hugginsen behaketetatik hirurogei urte baino gehiago igaro arte ez zen aurkitu, mekanika kuantikoa agertu zenean. Ira Sprague Bowen izan zen 1928an lerro hauek ionizatutako oxigeno eta nitrogeno atomoek eragindakoak zirela ebatzi zuena, nebulioaren teoria baztertuz.

Bowenek oso dentsitate baxuko gasetan elektroiek kitzikatutako energia maila metaegonkorrak bete ditzaketela frogatu zuen, dentsitate handiagoko gasetan atomoen arteko talken ondorioz kitzikapen hori azkar galduko zuten bitartean. Elektroien trantsizioak maila hauetatik energia gutxiagoko batzuetara ionizatutako oxigeno eta nitrogeno atomoetan, O2+, O+ eta N+ kasu, Hugginsek identifikatzerik izan ez zuen lerroen igorpena eragiten du, 500,7 nanometrokoari dagokiona horien artean. Espektro lerro hauek lerro debekatu izena jasotzen dute eta oso dentsitate baxuko gasetan baino ez dira agertzen, nebulosa planetarioak oso gas arrarifikatuz (dentsitate baxua) osatuta daudela ebazten delarik.

Argi ikusgarrian nebulosa planetarioek dituzten espektroak zeruko beste objektu batzuk dituztenengandik hain dira ezberdinak euren itxurazko tamaina fotometria bidez identifikatzea ez ahalbidetzeko bezain txikia izan arren nebulosa planetario baten existentzia zehazteko erabiltzen direla. Zehazki, modu bikoitzean ionizatutako oxigenoaren lerroa O2+, 500,7 eta 495,9 nanometrotan eta H Balmer lerroa, noba eta supernoba bezalako beste objektu batzuen espektroetan ere agertzen diren arren, horietako kasu bakar baten ere ez dira nebulosa planetarioen kasuan bezain biziak.

XX. mendearen amaieran, hobekuntza teknologikoek nebulosa planetarioak aztertu eta ulertzen lagundu zuten. Espazio teleskopioek astronomoei argi ikusgarritik haratago igorritako argia aztertzea ahalbidetu zieten, lurreko behatokiek detektatu ezin dutena, soilik irrati uhinek eta argi ikusgarriak zeharka baitezakete atmosfera perturbaziorik jasan gabe. Infragorri eta ultramorean eginiko ikerketek nebulosa planetarioen informazio gehiago ematen dute, euren tenperatura, dentsitatea edo elementu ezberdinen ugaritasuna. CCD teknologiak espektro lerrorik ahulenak zehatzago neurtzea ahalbidetu zuen. Hubble espazio teleskopioak lurreko behatoki astronomikoetatik ikusita nebulosa askok, itxura batean oso egitura oinarrizkoa izatea badirudi ere, lurreko atmosferatik haratago dauden teleskopioen erresoluzio optiko handiak oso konplexuak izan daitezkeen morfologiak dituztela erakutsi zuen.

Eraketa eta eboluzioa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Jatorria[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Hertzsprung-Russell diagrama. Izarrek, euren existentzia gehiena sekuentzia nagusian ematen dute. Azkenik, hidrogeno gutxi geratzen zaienean, erraldoi gorri bihurtzen dira (goian eta eskuinean). Azkenik, izarrak 1 eta 8 eguzki masa arteko masa baldin badu, nano zuri bihurtzen da (behean), oso erradio txikiarekin, eta nebulosa planetario bat sortzen du.

Nebulosa planetarioak 0,8 eta 8 eguzki masa bitarteko masa duen izar batek bere nukleoko erregaia agortzen duenean sortzen da. 8 eguzki masatik goragoko masarekin, izarrak supernoba bezala eztanda egingo luke.

Euren bizitzaren denbora gehienean izarrak euren nukleoan gertatzen diren fusio nuklearreko erreakzioen ondorioz distiratzen ari dira. Honen ondorioz, izarrak oreka hidrostatikoan daude, grabitate indarrak izarraren erdigunerantz egiten duen presioa, sistema hedatzen saiatzen diren erradiaziozko presio eta presio hidrostatikoak konpentsatzen baitute. Baldintza hauek betetzen dituzten izarrak Hertzsprung-Russell diagraman sekuentzia nagusian agertzen dira, gehienak dauden tokian.

Masa ertain eta baxuko izarrak, nebulosa planetarioak eratzen dituztenak kasu, sekuentzia nagusian zenbait milaka milioika urtetan zehar egoten dira, hidrogenoa errez eta nukleoan metatzen den helioa sortuz, helioa fusionatzeko haina tenperaturarik ez duena eta inerte geratuz. Pixkanaka helioa metatzen doa nukleoan erradiazio presioa izarraren masak eragindako grabitate indarra berdintzeko bezain beste ez den arte, nukleoa uzkurtu egiten delarik. Uzkurdura honek beroa eragiten du, eta, bero honen ondorioz, hedatu egiten diren kanpo geruzen hidrogenoaren fusioa bizkortzen da. Bere azalera handitu egiten denez, izarrak sortzen duen energia eremu zabalago batera hedatzen da, azaleko tenperatura hoztu egiten delarik, eta, beraz, izarra gorritu. Orduan, izarra erraldoi gorri fasera iristen dela esaten da.

Nebulosa planetario baten eraketaren simulazioa

Nukleoak, erabat helioz osatua, uzkurtzen eta berotzen jarraitzen du erreakzio nuklearren ezean, helioa karbonoan eta oxigenoan fusionatzea ahalbidetzen duen tenperaturara iristen den arte, 80 eta 90 milioi kelvin artekoa dena, berriz oreka hidrostatikora itzuliz. Laster, biak erretzen ari diren helio geruza batez eta hidrogenozko beste batez inguratutako karbono eta oxigenozko nukleo inerte bat sortuko da. Erraldoi gorrien fase honi adar asintotiko erraldoi deritzo.

Helioaren fusio erreakzioak tenperaturarekiko oso araberakoak dira, nahiko tenperatura baxuetan bere proportzioa T40ekoak delarik. Izarra, orduan, oso desegonkor bihurtzen da tenperatura aldaketek izan dezaketen eraginaren ondorioz. Tenperatura %2 soilik igotzeak erreakzio hauek gertatzen diren erritmoa bikoiztuko luke, izarraren tenperatura gehituko lukeen energia ugari askatuz, hala, erretzen ari den heliozko geruza hedaraziko lukeena, azkar hoztuz. Honek pultsaketa bortitzak sortzen ditu, azkenik, izarraren atmosfera espaziora kanporatzea lortzeko bezain indartsuak izatera heltzen direnak.

Kanporatutako gasek orain agerian geratu den izarraren nukleoaren inguruan materia laino bat eratzen dute. Atmosfera izarretik aldenduz mugitzen den heinean, nukleoaren geroz eta geruza sakonagoak geratzen dira agerian. Agerian geratzen den azalera 35.000 kelvineko tenperaturara iristen denean kanporatutako atmosfera ionizatzeko haina fotoi ultramore igortzen dira, dizdira eraginez. Lainoa nebulosa planetario bihurtu da.

Nebulosa planetario fasea[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Behin nebulosa planetario fasea hasita, kanporatutako gasak izarretik zenbait kilometro segundoko abiaduran aldentzen dira. Izar hau, aurreko erraldoi gorriaren hondarra bihurtzen da, nano zuria, eta karbonoz eta oxigenoz osatua dago, euren elektroiak endekatuta dituztelarik, oso hidrogeno gutxirekin, gehiena adar asintotiko erraldoi fasean kanporatua izan baita.

Gasa hedatzen den heinean, erdiko izarrak bi etapatan banatutako eboluzio bat jasaten du: lehenik, berotzen den aldi berean uzkurtuz, nukleotik kanpoko geruzako hidrogenoa errez. Etapa honetan, izarrak argitasun konstantea mantentzen du, azkenik, 100.000 kelvin inguruko tenperaturara iritsiz. Bigarren etapan, izarra hozten joaten da hidrogenozko kanpo geruza agortu denean, masa apur bat ere galduz. Hondarrak bere energia igortzen du, baina jada ez da fusio erreakziorik gertatzen, masa asko galdu baitu eta geratzen zaiona ez baita fusio erreakzioak sortzeko behar diren tenperaturetara iristeko nahikoa. Izarra, igorritako erradiazio ultramorea urruneko gasa ionizatzeko bezain indartsua ez izateraino hozten da.

Nebulosa planetario fasea gasezko lainoa birkonbinatzen denean amaitzen da, plasma egoera utziz eta ikusezin bihurtuz. Ohiko nebulosa planetario baten kasuan, fase honen iraupena 10.000 urtekoa da. Izarraren hondarra, nano zuria, bere eboluzioan ia aldaketarik jasan gabe mantenduko da, oso poliki hoztuz.

Ezaugarriak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Morfologia[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Izar bitar sistema baten nebulosa planetario bipolar bat nola sortzen den erakusten duen simulazioa.

Nebulosa planetarioek oso forma ezberdinak dituzte. Ez erregularrak eta oso konplexuak izatea diruditenetik hasi eta ia erabat esferikoak diruditenetaraino. Azken hauek, ordea, ez dira nebulosa planetario guztien %20 baino gehiago.

Nebulosa planetario gehienak, euren formaren arabera, esferiko, eliptiko edo bipolarretan sailka daitezke (Lurretik ikusiak, forma ikusiak diren angeluaren araberakoa baita). Alabaina, gutxiago badira ere, nebulosa planetarioek beste forma batzuk ere izaten dituzte. Eraztun forma, kuadrupolarra, helize forma, irregularrak eta beste mota batzuk. Abell 39 esferikoa da, eta Erretina Nebulosa (IC 4406) bipolarra. Kasu askotan, formak berak ematen dio izena nebulosari, Eraztunaren nebulosa, Helize Nebulosa eta Inurri Nebulosa kasu.

Nebulosa planetario bipolarrak plano galaktikotik gertu daude, 3ºra gehienez ere, oso masiboak ziren izar gazteek sortuak izan zirenak (A espektro motakoak), esferikoak ez bezala, plano galaktikotik urrunduago daudenak, 5 eta 12º bitartean, hauek sortu zituzten izarrak zaharragoak eta masa txikiagokoak zirelarik, gure Eguzkiaren antzekoak (G espektru mota). Eliptikoak tarteko maila baten daude (B espektro mota eta plano galaktikotik 3 eta 5º bitartean). Honek, izar sortzailearen masak nebulosa planetarioaren ezaugarri morfologikoak zehazten dituela adierazten du, oro har, errotazioa eta eremu magnetikoa bezalako beste faktore batzuk baino eragin handiagoa duelarik. Gainera, zenbat eta masiboagoa izan izar sortzailea, orduan eta irregularragoa izango da nebulosa planetarioa.

Forma barietate ugari honen arrazoia ez da ondo ulertzen, izar bitarren sistemetan (izar bikoitzak) izar horrek lagun duen izar baten grabitate elkareraginen ondoriozkoak izan daitezkeen arren. Beste aukera bat izarrak kanporatutako materialaren isuria planetek hauts dezaketela izan daiteke. 2005eko urtarrilean lehen aldiz, bi nebulosa planetarioren erdiko izarren inguruan eremu magnetikoak detektatu zirela iragarri zen, eta hauek, neurri batean bederen, nebulosari bere forma eman ziotenak izan zirela iradoki zen.

Ezaugarri fisikoak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

NGC 2392, Nebulosa Eskimala bezala ere ezaguna.

Ohiko nebulosa planetario batek argi-urte bateko diametroa du, eta oso arrarifikatutako gasez osatua dago, zentimetro kubikoko 100 eta 10.000 partikula bitarteko dentsitatearekin. Alderaketa eginez, Lurreko atmosferak zentimetro kubikoko 2,5x1019 partikulako dentsitatea du. Nebulosarik gazteenek dentsitate altuagoa dute, batzuetan, zentimetro kubikoko milioi 1 partikulakoa izateraino iristen dena. Nebulosa zahartzen doan heinean dentsitatea txikitu egiten da espazioan hedatzearen ondorioz, 25 km/s abiadura inguruan gertatzen dena, airean soinuaren abiadura baino 70 aldiz azkarrago. Bere masa, 0,1 eta eguzki masa bat artekoa da.

Erdiko izarrak igorritako erradiazioak gasak 10.000 kelvinerainoko tenperaturetaraino berotzen ditu. Oro har, izarretik gertueneko tokietan, gas hauek tenperatura altuagoak izan ditzakete, 16.000 eta 25.000 kelvin bitartekoak. Erdiko izarraren inguruan dagoen bolumena oso gas bero batek betetzen du, 1.000.000 kelvinetik gertuko tenperaturan dagoena. Gas hau izarraren azalean sortzen da oso azkarra den izar haize eran.

Nebulosa planetarioak euren osagai mugatzailearen arabera ezberdin daitezke, materia edo erradiazioa izan daitekeena. Lehen kasuan, nebulosan ez dago izarrak igorritako fotoi ultramore guztiak xurgatzeko haina materia, eta ikus daitekeen nebulosa erabat ionizatua dago. Bigarrenean, izarrak ez du inguruko gasa ionizatzeko haina fotoi ultramore igortzen, izarretik kanpora ionizazio fronte bat hedatuz eta kanpoaldereneko tokiak neutro utziz, ondorioz, inguruan dagoen gas guztia ikusten ez delarik, hain baitago hotz erradiazio infragorria baino igortzen ez duela.

Eboluzio galaktikoan duen eragina[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Nebulosa planetarioek funtsezko papera betetzen dute galaxien eboluzioan. Hasierako unibertsoa hidrogenoz eta helioz baino ez zegoen osatuta, baina, denboraren igaroan, izarrek, euren nukleoan, helioa baino elementu astunagoak sortu dituzte fusio nuklearraren bidez. Honela, nebulosa planetarioa osatzen duten gasek, "metal" deritzen helioa baino elementu astunago hauen proportzio handi bat dute, karbonoa, nitrogenoa eta oxigenoa kasu, izarrarteko ingurunea aberasten lagunduz nebulosa planetarioa honekin nahasten den heinean.

Ondorengo izar belaunaldiek, ondorioz, metaltasun handiagoa izango dute, hau da, helioa baino elementu astunago hauen kontzentrazio handiagoa. Izarrak duen eduki guztiarekin alderatuta bere proportzioa oraindik txikia den arren, oso eragin garrantzitsua du bere eboluzioan. Unibertsoaren hasieran sortutako eta elementu astunago hauen kopuru txikiagoa duten izarrak izarren I Populazioan sailkatzen dira, metaltasun handia duten izar gazteak II Populazioan sailkatzen diren bitartean. Oro har, I populazioko izarrak disko galaktikoan zehar sakabanatuta daude, II populaziokoak galaxia erraboilean eta haloan dauden bitartean.

Banaketa eta ugaritasuna[aldatu | aldatu iturburu kodea]

NGC 2818 kumulu ireki baten dagoen nebulosa planetario bat.

Esne Bidean zehar 3.000 nebulosa planetario ezagutzen dira. Oso kopuru txikia da galaxiako izar kopuruarekin alderatuz gero. Gutxi gora-behera, nebulosa planetario bat dago 60 milioi izarreko. Hau, izarrekin alderatuta, euren bizi denbora txikiaren ondorioz gertatzen da. Uste denez, urtero hiru nebulosa planetario berri sortzen dira.

Oro har, Esne Bidearen planoan daude, eta erdigune galaktikotik hurbil ugariagoak dira.

Aldizka nebulosa planetarioak kumulu globularretan detektatzen dira, Messier 15, Messier 22, NGC 6441 eta Palomar 6 kasu. Alabaina, kumulu irekietan ez dira hain ugariak, kumulu hauek globularrek baino askoz izar gutxiago baitituzte, eta grabitatearen bidez hain lotuak ez daudenez euren kideak 100 eta 600 milioi urte bitarteko epean sakabanatzen dira, nebulosa planetario fasea gerta dadin behar denaren antzeko denbora epea dena. Kumulu irekietan dauden nebulosa planetarioren batzuk ezagutzen dira, NGC 2348 eta NGC 2818 kasu.

Kumulu irekietan dauden nebulosa planetarioen azterketak nano zuriak eta neutroi izarrak sorrarazten dituzten izarren arteko masa muga zehatzago finkatzea ahalbidetzen du, 6 eta 8 eguzki masa bitartean dagoena.

Ebatzi beharreko kontuak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Armiarma Gorriaren Nebulosa, erdian oso izar beroa duen nebulosa bipolarra.

Nebulosa planetarioen azterketan dagoen arazoetako bat euren distantzia oso gaizki zehaztua dagoela da. Soilik gertuen dauden nebulosa planetarioen kasuan zehatz daiteke bere distantzia bere hedapenaren paralajea neurtuz, hau da, zeru gangan duen irudizko mugimendua behatuz. Neurri honek ikusmen lerroaren elkarzutean duen hedapena adierazten du, Doppler efektuarekin ikusmen lerroan zehar duen hedapenaren abiadura lortzen den bitartean. Abiadura hauek alderatuz ebatz daiteke nebulosaraino dagoen distantzia.

Beste arazo bat forma ugaritasunarena da. Oro har, ikus daitezkeen forma gehienen jatorria abiadura ezberdinetan hedatzen ari diren materialen arteko elkarreraginak direla onartzen da. Alabaina, astronomoren batzuen ustetan, nebulosa planetariorik konplexuenen kasuan behintzat hauen forma izar bitar sistemen ondorioa da. Beste forma konplexu batzuk eremu magnetiko bizien ondorio izan daitezke.

Nebulosa planetarioen metaltasunari dagokionez espektro lerroen bidez zehazteko bi modu ezberdin daude; birkonbinaketa lerroen bidez eta talkaren ondorioz kitzikatutako lerroen bidez, batzuetan, bi metodo hauen arteko desadostasunak esanguratsuak diren arren. Astronomoren batzuk hau nebulosa planetarioaren tenperaturan fluktuazio txikien existentziaren ondorioz gertatzen dela uste dute, beste batzuk, aldiz, desadostasun horiek efektu termikoen bidez azaltzeko handiegiak direla uste dute, eta oso hidrogeno gutxi duten eremu hotzak existitzen direla proposatzen dute. Alabaina, eremu hotz horiek oraindik ez dira behatuak izan.

Zerrenda[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Nombre Messier katalogoa NGC Beste izendatzaile bat Aurkikuntza data Distantzia (argi-urte) Ageriko magnitudea
Pisuaren Nebulosa M27 NGC 6853 1764 1.36 ± 0.21 7.5
Eraztunaren nebulosa M57 NGC 6720 1779 2.3 ± 1.5 9
Mz 1 1922 3.4 ± 0.5 12.0
Inurri Nebulosa Mz 3 1922 3.0 (gutxi gora-behera.) 13.8
Nebulosa Eskimala NGC 2392 1787 2.9 (gutxi gora-behera.) 10.1
Intsektuaren Nebulosa NGC 6302 1888 (aurretik) 3.4 ± 0.5 7.1B
Katu Begi nebulosa NGC 6543 1786 3.3 ± 0.9 9.8B
Izpiritu Txikiaren Nebulosa NGC 6369 1800 (aurretik) 9.9
Medusa Nebulosa 1.0 (gutxi gora-behera.) 15.99
Saturno Nebulosa NGC 7009 1782 3.0 (gutxi gora-behera.) 12.8
Helize Nebulosa NGC 7293 1824 0.68 ± 0.15 13.5
Gemini Nebulosa NGC 2371 1785 3.9 (gutxi gora-behera.) 13.0
Hezurduraren Nebulosa NGC 246 1785 1.8 (gutxi gora-behera.) 11.8
Begi Kliskatzailearen Nebulosa NGC 6826 1793 2.2 (gutxi gora-behera.) 10.0
Hondar Erlojuaren Nebulosa MyCn 18 1996 8.0 (gutxi gora-behera.) 13.0
Pisuaren Nebulosa Txikia M76 NGC 650, NGC 651 1780 3.4 (gutxi gora-behera.) 10.1
Hontzaren Nebulosa M97 NGC 3587 1781 2.6 (gutxi gora-behera.) 9.9
Armiarma Gorriaren Nebulosa NGC 6537 1888 (aurretik) 3.9 (gutxi gora-behera.) 11.9
Espirografoaren nebulosa IC 418 1888-1894 2.0 (gutxi gora-behera.) 11
Nebulosa planetario kiribila NGC 5189 1835 2.6 (gutxi gora-behera.) 9.5
Stingray Nebulosa Hen 3-1357 1989 18 (gutxi gora-behera.) 10.75
Tximeleta Hego Nebulosa edo Zurruztada Bikien Nebulosa M2-9 1947 2.1 14.7
Hegoaldeko Eraztunaren Nebulosa NGC 3132 1888 (aurretik) 2.6 (gutxi gora-behera.) 9.87
Elur Bola Urdin Nebulosa NGC 7662 1784 2.2 (gutxi gora-behera.) 9
NGC 2438 1786 2.9 (gutxi gora-behera.) 11.5
Oinatz Nebulosa M1-92 1946 15.0 (gehienezkoa) 11.7
Erretina Nebulosa IC 4406 1888-1907 2.0 (gutxi gora-behera.) 11
IC 3568 1888-1907 9.0 (gutxi gora-behera.) 10.6
NGC 40 1788 3.5 (gutxi gora-behera.) 11.4
NGC 1514 1790 0.6 (gutxi gora-behera.) 9.3
Jupiterren Mamu Nebulosa NGC 3242 1785 0.7 (gutxi gora-behera.) 8.6
NGC 4361 1785 4.3 (gutxi gora-behera.) 10.9
NGC 5315 1883 7.0 (gutxi gora-behera.) 9.8
NGC 5882 1834 7.5 (gutxi gora-behera.) 10.5
NGC 6210 1825 6.5 (gutxi gora-behera.) 8.8
NGC 6578 1882 ? 8.1 (gutxi gora-behera.) 13
NGC 6751 1863 6.5 (gutxi gora-behera.) 11.9
NGC 6891 1884 7.2 (gutxi gora-behera.) 10.7
NGC 7027 1878 3.0 (gutxi gora-behera.) 10.0
NGC 7354 1787 6.8 (gutxi gora-behera.) 12.2
NGC 6884 1883 6.5 (gutxi gora-behera.) 12.5
NGC 2346 1802 3.9 (gutxi gora-behera.) 11.9
NGC 2440 1790 3.6 (gutxi gora-behera.) 10.8
NGC 2867 1834 1.7 (gutxi gora-behera.) 9.7
NGC 3195 1835 5.5 (gutxi gora-behera.) 11.6
NGC 3918 1834 3.0 (gutxi gora-behera.) 8.1
NGC 5307 1836 10.0 (gutxi gora-behera.) 11.2
NGC 5979 1835 11.7 (gutxi gora-behera.) 11.5
NGC 6790 1882 ? 11.4 (gutxi gora-behera.) 10
NGC 6818 1787 6.0 (gutxi gora-behera.) 9.3
Abell 39 1966 7.0 (gutxi gora-behera.) 13.7

Oharra[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Distantzietako asko ustezkoak dira (gutxi gora behera. jartzen dutenak), benetako distantziak kalkulatzeko oso zailak baitira nebulosa planetarioen kasuan.