b'\n_START_ARTICLE_\nNebulosa planet\xc3\xa0ria\n_START_SECTION_\nObservaci\xc3\xb3\n_START_PARAGRAPH_\nLes nebuloses planet\xc3\xa0ries s\xc3\xb3n, en general, objectes t\xc3\xa8nues, i cap \xc3\xa9s visible a ull nu. La primera nebulosa planet\xc3\xa0ria descoberta fou la nebulosa Dumbbell a la constel\xc2\xb7laci\xc3\xb3 de Vulpecula, observada per Charles Messier el 1764 i catalogada com a M27 en el seu cat\xc3\xa0leg d\'objectes nebulosos. Per als primers observadors amb telescopis de baixa resoluci\xc3\xb3, M27 i les nebuloses planet\xc3\xa0ries descobertes posteriorment eren semblants als planetes gegants com Ur\xc3\xa0, i William Herschel -descobridor d\'aquest planeta- va generar amb el temps el terme "nebulosa planet\xc3\xa0ria" per a aquests objectes, encara que, tal com sabem ara, s\xc3\xb3n molt diferents dels planetes._NEWLINE_La naturalesa de les nebuloses planet\xc3\xa0ries es desconeixia fins que es van fer les primeres observacions espectrosc\xc3\xb2piques a la meitat del segle XIX. William Huggins va ser un dels primers astr\xc3\xb2noms que va estudiar els espectres \xc3\xb2ptics dels objectes astron\xc3\xb2mics, utilitzant un prisma per dispersar la seva llum. El 29 d\'agost de 1864, Huggins va ser el primer a observar l\'espectre d\'una nebulosa planet\xc3\xa0ria quan va analitzar NGC 6543. Les seves observacions d\'estrelles van mostrar que els seus espectres consistien en un continu amb moltes l\xc3\xadnies fosques superposades, i m\xc3\xa9s tard es va trobar que molts objectes nebulosos com la nebulosa d\'Andr\xc3\xb2meda (com es coneixia llavors) tenien espectres similars a aquestes nebuloses, que posteriorment es va veure que eren gal\xc3\xa0xies._NEWLINE_De totes maneres, quan va observar la nebulosa de l\'Ull de Gat trob\xc3\xa0 un espectre molt diferent. En lloc d\'un continu fort amb l\xc3\xadnies d\'absorci\xc3\xb3 superposades, la nebulosa de l\'Ull de gat i altres objectes similars mostraven nom\xc3\xa9s un petit nombre de l\xc3\xadnies d\'emissi\xc3\xb3. Les m\xc3\xa9s brillants tenien una longitud d\'ona de 500,7 nan\xc3\xb2metres, que no es corresponia amb cap l\xc3\xadnia de cap element conegut. En un primer moment es va plantejar la hip\xc3\xb2tesi que la l\xc3\xadnia podria correspondre a element desconegut, que va ser nomenat nebulium\xe2\x80\x94una idea similar havia condu\xc3\xaft al descobriment de l\'heli a trav\xc3\xa9s de l\'an\xc3\xa0lisi de l\'espectre del Sol el 1868. Mentre que l\'heli fou a\xc3\xafllat a la Terra poc despr\xc3\xa9s del seu descobriment en l\'espectre del Sol, el nebulium no ho va ser. A principis del segle XX Henry Norris Russell va proposar que en lloc de ser un nou element qu\xc3\xadmic, la l\xc3\xadnia a 500,7\xc2\xa0nm corresponia a un element familiar en condicions desconegudes. La veritable naturalesa d\'aquestes l\xc3\xadnies no es va descobrir fins passats m\xc3\xa9s de seixanta anys despr\xc3\xa9s de les observacions de Huggins, amb l\'aparici\xc3\xb3 de la mec\xc3\xa0nica qu\xc3\xa0ntica; va ser Ira Sprague Bowen, el 1928, qui va deduir que aquestes l\xc3\xadnies eren causades per \xc3\xa0toms d\'oxigen i nitrogen ionitzat, refutant aix\xc3\xad la teoria del nebuli._NEWLINE_Els f\xc3\xadsics van mostrar a la d\xc3\xa8cada del 1920 que en un gas a densitats molt baixes, els electrons podien omplir nivells excitats metaestables d\'energia en \xc3\xa0toms i ions que en densitats m\xc3\xa9s altes s\xc3\xb3n r\xc3\xa0pidament desexcitats per col\xc2\xb7lisions. Les transicions d\'electrons d\'aquests nivells dels ions de nitrogen i d\'oxigen (O\xc2\xb2\xe2\x81\xba o OIII, O \xe2\x81\xba i N\xe2\x81\xba) originen la l\xc3\xadnia de 500,7\xc2\xa0nm i altres l\xc3\xadnies. Aquestes l\xc3\xadnies espectrals, que nom\xc3\xa9s es poden veure en els gasos de molt baixa densitat, s\'anomenen l\xc3\xadnies prohibides. Les observacions espectrosc\xc3\xb2piques permeteren deduir que les nebuloses eren constitu\xc3\xafdes de gas extremadament \xe2\x80\x9cenrarit\xe2\x80\x9d._NEWLINE_Les estrelles centrals de les nebuloses planet\xc3\xa0ries s\xc3\xb3n molt calentes. Nom\xc3\xa9s quan una estrella ha esgotat tot el seu combustible nuclear es contreu a una mida tan petita, de manera que les nebuloses planet\xc3\xa0ries s\'han d\'entendre com a una etapa final de l\'evoluci\xc3\xb3 estel\xc2\xb7lar. Les observacions espectrosc\xc3\xb2piques mostren que totes les nebuloses planet\xc3\xa0ries estan en una permanent expansi\xc3\xb3. Aix\xc3\xb2 va conduir a la idea que les nebuloses planet\xc3\xa0ries van ser causades per les capes externes d\'una estrella que les va llan\xc3\xa7ar a l\'espai al final de la seva vida._NEWLINE_Cap al final del segle XX, les millores tecnol\xc3\xb2giques van ajudar a promoure l\'estudi de les nebuloses planet\xc3\xa0ries. Els telescopis espacials van permetre als astr\xc3\xb2noms estudiar la llum emesa fora de l\'espectre visible que no \xc3\xa9s detectable a partir d\'observatoris terrestres (a causa del fet que nom\xc3\xa9s les ones de r\xc3\xa0dio i la llum visible penetren l\'atmosfera de la Terra). Els estudis d\'infraroigs i ultraviolats de les nebuloses planet\xc3\xa0ries han perm\xc3\xa8s determinar de forma molt m\xc3\xa9s precisa la temperatura de la nebulosa, la densitat i abund\xc3\xa0ncia. Els dispositius d\'acoblament de c\xc3\xa0rrega permeten mesurar l\xc3\xadnies espectrals molt m\xc3\xa9s t\xc3\xa8nues amb m\xc3\xa9s exactitud que el que havia estat possible anteriorment. Si b\xc3\xa9 moltes nebuloses semblen tenir estructures simples i regulars vistes des de la terra, les observacions fetes amb el telescopi espacial Hubble -que disposa d\'una resoluci\xc3\xb3 \xc3\xb2ptica molt m\xc3\xa9s elevada que les dels telescopis sobre l\'atmosfera de la Terra- van revelar morfologies molt complexes._NEWLINE_Segons l\'esquema de classificaci\xc3\xb3 espectral de Morgan-Keenan, les nebuloses planet\xc3\xa0ries s\xc3\xb3n classificades com a Tipus-P, encara que aquesta notaci\xc3\xb3, en la pr\xc3\xa0ctica, s\'utilitza rarament.\n_START_SECTION_\nOrigen\n_START_PARAGRAPH_\nLes estrelles de pes superior a 8 masses solars (M\xe2\x8a\x99) probablement acabaran les seves vides en una explosi\xc3\xb3 de supernova. Les nebuloses planet\xc3\xa0ries poden ser conseq\xc3\xbc\xc3\xa8ncia de la mort de les estrelles de massa mitjana i baixa (per sota de 0,8 M\xe2\x8a\x99)._NEWLINE_Les estrelles passen la major part de la seva vida brillant com a resultat de reaccions de fusi\xc3\xb3 nuclear que converteixen l\'hidrogen en heli al nucli de l\'estrella. La pressi\xc3\xb3 cap a l\'exterior produ\xc3\xafda per la fusi\xc3\xb3 al nucli equilibra la for\xc3\xa7a gravitat\xc3\xb2ria pr\xc3\xb2pia de l\'estrella i d\'aquesta manera s\'evita el col\xc2\xb7lapse. Es considera que aquestes estrelles s\xc3\xb3n a la seq\xc3\xbc\xc3\xa8ncia principal._NEWLINE_Les estrelles de massa mitjana a baixa es queden sense hidrogen als seus nuclis passades unes desenes de milions a milers de milions d\'anys en la seq\xc3\xbc\xc3\xa8ncia principal. La gravetat comprimeix el nucli que s\'escalfa. En l\'actualitat, el nucli del Sol t\xc3\xa9 una temperatura d\'uns 15 milions de K, per\xc3\xb2 quan se li acabi l\'hidrogen, la compressi\xc3\xb3 del nucli far\xc3\xa0 que la temperatura augmenti al voltant de 100 milions de K._NEWLINE_Les capes externes de l\'estrella s\'expandeixen enormement i es tornen molt m\xc3\xa9s fredes en resposta a la temperatura molt alta del nucli. L\'estrella es converteix en una gegant vermella. El nucli se segueix contraient i escalfant, i quan la seva temperatura arriba a 100 milions de K, els nuclis d\'heli comencen a fusionar-se en carboni i oxigen. La represa de les reaccions de fusi\xc3\xb3 atura la contracci\xc3\xb3 del nucli. Cremant-se aviat l\'heli es forma un nucli inert de carboni i oxigen, amb una escor\xc3\xa7a d\'heli en combusti\xc3\xb3 i hidrogen en combusti\xc3\xb3 embolcallant-la. En aquesta darrera etapa l\'estrella \xc3\xa9s visualment novament una gegant vermella i des del punt de vista estructural pertany a la branca asimpt\xc3\xb2tica de les estrelles gegants vermelles._NEWLINE_Les reaccions de fusi\xc3\xb3 de l\'heli s\xc3\xb3n extraordin\xc3\xa0riament sensibles a la temperatura, amb velocitats de reacci\xc3\xb3 proporcionals a T\xe2\x81\xb4\xe2\x81\xb0 (sota temperatures relativament baixes). Aix\xc3\xb2 significa que nom\xc3\xa9s un creixement del 2% de la temperatura augmenta m\xc3\xa9s del doble la velocitat de reacci\xc3\xb3. Aquestes condicions fan que l\'estrella sigui molt inestable; un petit augment de temperatura provoca un r\xc3\xa0pid augment de les velocitats de reacci\xc3\xb3, que allibera una gran quantitat d\'energia, fent augmentar m\xc3\xa9s la temperatura. La capa de combusti\xc3\xb3 d\'heli s\'expandeix r\xc3\xa0pidament i per tant es refreda, el que redueix la velocitat de reacci\xc3\xb3 de nou. Es creen unes grans pulsacions que poden ser prou grans per projectar a l\'espai l\'atmosfera estel\xc2\xb7lar sencera._NEWLINE_Els gasos expulsats formen un n\xc3\xbavol de material al voltant del nucli "ara a la vista" de l\'estrella. A mesura que l\'atmosfera s\'allunya m\xc3\xa9s i m\xc3\xa9s de l\'estrella, les capes m\xc3\xa9s profundes queden exposades a temperatures m\xc3\xa9s i m\xc3\xa9s elevades. Quan la superf\xc3\xadcie exposada assoleix una temperatura d\'uns 30.000 K, hi ha prou fotons ultraviolats emesos per ionitzar l\'atmosfera expulsada, fent que aquesta brilli. El n\xc3\xbavol es converteix llavors en una nebulosa planet\xc3\xa0ria.\n_START_SECTION_\nVida de les nebuloses planet\xc3\xa0ries\n_START_PARAGRAPH_\nDespr\xc3\xa9s de la fase de la branca asimpt\xc3\xb2tica de les gegants (BAG, en angl\xc3\xa8s asymptotic giant branch), comen\xc3\xa7a la curta evoluci\xc3\xb3 estel\xc2\xb7lar de la nebulosa planet\xc3\xa0ria, els gasos s\'allunyen de l\'estrella central a velocitats d\'uns pocs quil\xc3\xb2metres per segon. L\'estrella central \xc3\xa9s el romanent de la seva progenitora BAG, un nucli de carboni i oxigen en estat de degeneraci\xc3\xb3 d\'electrons que ha perdut la major part del seu embolcall d\'hidrogen a causa de la p\xc3\xa8rdua de massa en la fase de la BAG. A mesura que els gasos s\'expandeixen, l\'estrella central se sotmet a una evoluci\xc3\xb3 en dues fases, primer escalfant-se mentre continua contraient-se i les reaccions de fusi\xc3\xb3 d\'hidrogen es produeixen a l\'embolcall al voltant del nucli i despr\xc3\xa9s refredant-se a poc a poc un cop l\'embolcall d\'hidrogen s\'esgota a causa de la fusi\xc3\xb3 i la p\xc3\xa8rdua de massa._NEWLINE_En la segona fase, la seva energia es va perdent per radiaci\xc3\xb3 i les reaccions de fusi\xc3\xb3 acaben, perqu\xc3\xa8 l\'estrella central no \xc3\xa9s prou pesant per a generar les temperatures necess\xc3\xa0ries per provocar la fusi\xc3\xb3 del carboni i oxigen. Durant la primera fase de l\'estrella central mant\xc3\xa9 la lluminositat constant mentre que, al mateix temps, es fa cada vegada m\xc3\xa9s calenta, arribant a temperatures al voltant de 100.000 K. En la segona fase, amb el temps es refreda tant que no emet prou radiaci\xc3\xb3 ultraviolada per ionitzar el n\xc3\xbavol de gas, que cada vegada \xc3\xa9s m\xc3\xa9s distant. L\'estrella es converteix en una nana blanca, i el n\xc3\xbavol de gas es recombina, fent-se invisible, posant fi a la fase de nebulosa planet\xc3\xa0ria. Per a una nebulosa planet\xc3\xa0ria t\xc3\xadpica, passen al voltant de 10.000 anys entre la seva formaci\xc3\xb3 i la recombinaci\xc3\xb3 de l\'estrella.\n_START_SECTION_\nRecicladores de la gal\xc3\xa0xia\n_START_PARAGRAPH_\nLes nebuloses planet\xc3\xa0ries tenen un paper molt important en l\'evoluci\xc3\xb3 gal\xc3\xa0ctica. Poc despr\xc3\xa9s del Big Bang l\'Univers primitiu consistia gaireb\xc3\xa9 enterament en hidrogen i heli, per\xc3\xb2 amb el pas del temps les estrelles creen elements m\xc3\xa9s pesants a trav\xc3\xa9s de la fusi\xc3\xb3 nuclear. Els gasos de les nebuloses planet\xc3\xa0ries contenen, doncs, una gran proporci\xc3\xb3 d\'elements com ara carboni, nitrogen i oxigen, i com s\'expandeixen i es barregen amb el medi interestel\xc2\xb7lar, l\'enriqueixen amb aquests elements pesants, coneguts en conjunt com a metalls pels astr\xc3\xb2noms._NEWLINE_Les generacions d\'estrelles que es formen amb aquests materials, disposaran de m\xc3\xa9s contingut inicial d\'elements pesants, \xc3\xa9s a dir, una major metal\xc2\xb7licitat. Tot i que els elements pesants s\xc3\xb3n relativament poc abundants en l\'estrella, tenen un marcat efecte sobre la seva evoluci\xc3\xb3. Les primeres estrelles formades a l\'Univers tot just contenien petites quantitats d\'elements pesants, es coneixen com a estrelles de la Poblaci\xc3\xb3 II, mentre que les estrelles m\xc3\xa9s joves amb m\xc3\xa9s contingut d\'elements pesants que es coneixen com la Poblaci\xc3\xb3 I d\'estrelles (vegeu poblaci\xc3\xb3 estel\xc2\xb7lar).\n_START_SECTION_\nCaracter\xc3\xadstiques f\xc3\xadsiques\n_START_PARAGRAPH_\nUna nebulosa planet\xc3\xa0ria t\xc3\xadpica t\xc3\xa9 aproximadament un any llum de di\xc3\xa0metre, i es compon de gas extremadament enrarit, amb una densitat general de 100 a 10.000 part\xc3\xadcules per cm\xc2\xb3. (L\'atmosfera de la Terra, en comparaci\xc3\xb3, cont\xc3\xa9 2,5 \xc3\x97 10\xc2\xb9\xe2\x81\xb9 part\xc3\xadcules per cm\xc2\xb3). Les nebuloses planet\xc3\xa0ries joves tenen la densitat m\xc3\xa9s alta, de vegades fins i tot de 10\xe2\x81\xb6 part\xc3\xadcules per cm\xc2\xb3. Amb l\'edat les nebuloses, a causa de la seva expansi\xc3\xb3, perden densitat. Les masses de les nebuloses planet\xc3\xa0ries oscil\xc2\xb7len entre 0,1 i 1 masses solars._NEWLINE_La radiaci\xc3\xb3 de l\'estrella central escalfa els gasos a temperatures al voltant de 10.000 K. La temperatura del gas a les regions centrals sol ser molt m\xc3\xa9s alta que a la perif\xc3\xa8ria arribant a 16.000-25.000 K. El volum a les proximitats de l\'estrella central sovint \xc3\xa9s ple d\'un gas (coronal) molt calent amb una temperatura voltant d\'1.000.000 K. Aquest gas s\'origina a la superf\xc3\xadcie de l\'estrella central en forma de vent estel\xc2\xb7lar r\xc3\xa0pid._NEWLINE_Les nebuloses es poden descriure com a \xe2\x80\x9cmat\xc3\xa8ria enlla\xc3\xa7ada\xe2\x80\x9d o \xe2\x80\x9cradiaci\xc3\xb3 enlla\xc3\xa7ada\xe2\x80\x9d. En el primer cas, no hi ha prou mat\xc3\xa8ria a la nebulosa per absorbir tots els fotons UV emesos per l\'estrella i la nebulosa visible est\xc3\xa0 completament ionitzada. En el darrer cas, no hi ha prou fotons ultraviolats emesos per l\'estrella central per ionitzar tot el gas que l\'envolta, i un front d\'ionitzaci\xc3\xb3 es propaga a l\'exterior cap a l\'embolcall circumestel\xc2\xb7lar neutre.\n_START_SECTION_\nNombre i distribuci\xc3\xb3\n_START_PARAGRAPH_\nEs coneixen al voltant de 3.000 nebuloses planet\xc3\xa0ries a la Via L\xc3\xa0ctia. Es tracta d\'un nombre petit si es compara amb el nombre total d\'estrelles; existeix aproximadament una nebulosa planet\xc3\xa0ria per cada 60 milions d\'estrelles. Aix\xc3\xb2 \xc3\xa9s a causa del seu curt temps de vida en comparaci\xc3\xb3 amb les estrelles. S\'estima que cada any es generen al voltant de tres noves nebuloses planet\xc3\xa0ries._NEWLINE_Generalment estan situades al pla de la Via L\xc3\xa0ctia, sent m\xc3\xa9s abundants prop del centre gal\xc3\xa0ctic._NEWLINE_Regularment es detecten nebuloses planet\xc3\xa0ries en c\xc3\xbamuls globulars, com Messier 15, Messier 22, NGC 6441, i Palomar 6. No obstant aix\xc3\xb2, als c\xc3\xbamuls oberts s\xc3\xb3n molt menys nombroses, ja que aquests tenen moltes menys estrelles que els globulars, i com que estan poc lligats gravitacionalment els seus membres es dispersen en q\xc3\xbcesti\xc3\xb3 de 100 a 600 milions d\'anys, temps similar al necessari perqu\xc3\xa8 la fase de nebulosa planet\xc3\xa0ria es porti a terme._NEWLINE_La fase de nebulosa planet\xc3\xa0ria finalitza quan el n\xc3\xbavol de gas es recombina, abandonant l\'estat de plasma i tornant-se invisible. Per a una nebulosa planet\xc3\xa0ria t\xc3\xadpica, la durada d\'aquesta fase \xc3\xa9s d\'aproximadament 10.000 anys. El romanent estel\xc2\xb7lar, una nana blanca, romandr\xc3\xa0 sense patir gaireb\xc3\xa9 canvis en la seua evoluci\xc3\xb3, refredant-se molt lentament.\n_START_SECTION_\nMorfologia\n_START_PARAGRAPH_\nNom\xc3\xa9s al voltant del 20% de les nebuloses planet\xc3\xa0ries tenen simetria esf\xc3\xa8rica. Es coneixen una gran varietat de formes, algunes molt complexes. Les nebuloses planet\xc3\xa0ries es classifiquen segons els diferents autors com a: estel\xc2\xb7lars, discos, anells, irregulars, helico\xc3\xafdals, bipolars, quadrupolars, i altres tipus. Tot i que la majoria d\'elles pertanyen a nom\xc3\xa9s tres tipus: esf\xc3\xa8rica, el\xc2\xb7l\xc3\xadptica i bipolar. Les nebuloses d\'aquest \xc3\xbaltim tipus mostren una potent concentraci\xc3\xb3 al pla gal\xc3\xa0ctic i els seus progenitors, per tant relativament s\xc3\xb3n joves estrelles massives. D\'altra banda les nebuloses esf\xc3\xa8riques s\xc3\xb3n probablement produ\xc3\xafts per les estrelles velles similars al Sol._NEWLINE_L\'enorme varietat de les formes \xc3\xa9s en part efecte de la projecci\xc3\xb3; la mateixa nebulosa quan s\'observa sota diferents angles es veur\xc3\xa0 de manera diferent. No obstant aix\xc3\xb2, la ra\xc3\xb3 de l\'enorme varietat de formes f\xc3\xadsiques no s\'ent\xc3\xa9n completament, tot i que podria ser causada per les interaccions gravitacionals amb estrelles companyes si les estrelles centrals s\xc3\xb3n estrelles dobles. Una altra possibilitat \xc3\xa9s que els planetes interrompen el flux de material de l\'estrella quan es forma la nebulosa. S\'ha determinat que les estrelles m\xc3\xa9s massives produeixen nebuloses de formes m\xc3\xa9s irregulars. El gener de 2005, els astr\xc3\xb2noms van anunciar la primera detecci\xc3\xb3 de camps magn\xc3\xa8tics al voltant de les estrelles centrals de dues nebuloses planet\xc3\xa0ries, i van anunciar la hip\xc3\xb2tesi que els camps podien ser parcialment o totalment responsables de la seva forma poc corrent.\n_START_SECTION_\nNebuloses als c\xc3\xbamuls\n_START_PARAGRAPH_\nS\'ha detectat nebuloses planet\xc3\xa0ries com a membres de quatre c\xc3\xbamuls globulars: Messier 15, Messier 22, NGC 6441 i Palomar 6. No obstant aix\xc3\xb2, encara no s\'ha establert un cas d\'una nebulosa planet\xc3\xa0ria descoberta en un c\xc3\xbamul obert basada en un conjunt coherent de les dist\xc3\xa0ncies, despla\xc3\xa7ament al vermell i velocitats radials. Els casos de NGC 2348, a Messier 46, i NGC 2818 al respectiu c\xc3\xbamul obert designat amb el mateix nom, se citen sovint com a exemples bona fide, per\xc3\xb2, s\xc3\xb3n degudes a les coincid\xc3\xa8ncies en el lloc de la l\xc3\xadnia de visi\xc3\xb3 car les velocitats radials entre els c\xc3\xbamuls i nebuloses planet\xc3\xa0ries s\xc3\xb3n discrepants._NEWLINE_En part a causa de la seva petita massa total, els c\xc3\xbamuls oberts tenen una cohesi\xc3\xb3 gravitat\xc3\xb2ria relativament pobra. En conseq\xc3\xbc\xc3\xa8ncia, els c\xc3\xbamuls oberts tendeixen a dispersar-se despr\xc3\xa9s d\'un temps relativament curt, normalment de 100 a 600 milions d\'anys, a causa de les influ\xc3\xa8ncies gravitacionals externes entre altres factors. En condicions excepcionals, els c\xc3\xbamuls oberts poden romandre intactes durant un m\xc3\xa0xim de mil milions d\'anys o m\xc3\xa9s._NEWLINE_Els models te\xc3\xb2rics prediuen que les nebuloses planet\xc3\xa0ries poden formar estrelles de la seq\xc3\xbc\xc3\xa8ncia principal d\'entre 8 a 1 masses solars, la qual cosa situa la seva edat en 40 milions d\'anys o m\xc3\xa9s. Encara que hi ha uns pocs centenars de c\xc3\xbamuls oberts coneguts dins d\'aquest rang d\'edat, diferents motius fan petites les possibilitats de trobar un membre d\'un c\xc3\xbamul obert en una fase de nebulosa planet\xc3\xa0ria. Un d\'aquests motius \xc3\xa9s que la fase de nebulosa planet\xc3\xa0ria de les estrelles m\xc3\xa9s massives que pertanyen a grups m\xc3\xa9s joves \xc3\xa9s de l\'ordre de milers d\'anys\xe2\x80\x94un parpelleig de l\'ull en termes c\xc3\xb2smics.\n_START_SECTION_\nQ\xc3\xbcestions actuals en els estudis de nebuloses planet\xc3\xa0ries\n_START_PARAGRAPH_\nDes de fa molt de temps, l\'estudi de les nebuloses planet\xc3\xa0ries t\xc3\xa9 com a problema, en la majoria dels casos, que les dist\xc3\xa0ncies estan molt mal determinades. Per a les nebuloses planet\xc3\xa0ries m\xc3\xa9s properes, \xc3\xa9s possible determinar les dist\xc3\xa0ncies mesurant la seva paral\xc2\xb7laxi d\'expansi\xc3\xb3. Les observacions d\'alta resoluci\xc3\xb3 preses amb molts d\'anys de difer\xc3\xa8ncia poden mostrar l\'expansi\xc3\xb3 de la nebulosa perpendicular a la l\xc3\xadnia de visi\xc3\xb3, mentre que observacions espectrosc\xc3\xb2piques de l\'efecte Doppler revelen la velocitat d\'expansi\xc3\xb3 en la l\xc3\xadnia de visi\xc3\xb3. La comparaci\xc3\xb3 de l\'expansi\xc3\xb3 angular amb la velocitat derivada de l\'expansi\xc3\xb3 revela la dist\xc3\xa0ncia a la nebulosa._NEWLINE_La q\xc3\xbcesti\xc3\xb3 de com una gamma tan diversa de formes de nebuloses es poden produir \xc3\xa9s un tema controvertit. Es creu que les interaccions entre el material que s\'allunya de l\'estrella a velocitats diferents d\xc3\xb3na lloc a les formes observades m\xc3\xa9s sovint. Tot i aix\xc3\xb2, alguns astr\xc3\xb2noms creuen que les estrelles centrals dobles han de ser responsables de les nebuloses planet\xc3\xa0ries m\xc3\xa9s complexes i extremes. S\'ha demostrat l\'exist\xc3\xa8ncia de forts camps magn\xc3\xa8tics a diverses nebuloses planet\xc3\xa0ries, fet que Grigor Gurzadyan ja havia formulat com a hip\xc3\xb2tesi a la d\xc3\xa8cada de 1960. \xc3\x89s possible que les interaccions magn\xc3\xa8tiques amb gas ionitzat siguin les responsables de donar forma a les nebuloses planet\xc3\xa0ries._NEWLINE_Hi ha dos m\xc3\xa8todes per determinar l\'abund\xc3\xa0ncia de metalls en les nebuloses. Es basen en diferents tipus de l\xc3\xadnies espectrals\xe2\x80\x94l\xc3\xadnies de recombinaci\xc3\xb3 i les l\xc3\xadnies excitades per col\xc2\xb7lisi\xc3\xb3. S\'observen grans discrep\xc3\xa0ncies a vegades entre els resultats derivats dels dos m\xc3\xa8todes. Alguns astr\xc3\xb2noms expliquen aix\xc3\xb2 per la pres\xc3\xa8ncia de fluctuacions a baixa temperatura dins de les nebuloses planet\xc3\xa0ries, mentre que altres afirmen que les difer\xc3\xa8ncies s\xc3\xb3n massa grans per a ser explicades pels efectes de temperatura, i postulen la hip\xc3\xb2tesi de l\'exist\xc3\xa8ncia de nuclis freds que contenen molt poc hidrogen per explicar les observacions. No obstant aix\xc3\xb2, cap d\'aquests nuclis no ha estat observat.'