Hace apenas un año del 250 aniversario del descubrimiento de la primera nebulosa planetaria (NP), la nebulosa Dummbell o M27, por Charles Messier en 1764. Sin embargo, no fue hasta unos años más tarde (en 1780) cuando el término nebulosa planetaria fue acuñado por primera vez por el astrónomo británico William Herschel. A pesar de su nombre, estos objetos nada tienen que ver con lo que conocemos como planetas. Su origen se debe a que la apariencia de estos objetos difusos era muy similar a la de los planetas gigantes gaseosos del Sistema Solar, como Urano, al ser observados con los telescopios ópticos de la época.
Más tarde, el inicio de las observaciones espectroscópicas marcó un antes y un despúes en el entendimiento de estos fascinantes objetos (al igual que en el resto de los objetos astronómicos). William Huggins obtuvo el primer espectro de una nebulosa planetaria en 1864 (un siglo después del descubrimiento de M27) y fue entonces cuando la naturaleza de estos objetos comenzó a entenderse. Más de otro siglo y medio después podemos decir con absoluta certeza que las nebulosas planetarias se forman al final de la vida de las estrellas de masa baja o intermedia, es decir, aquellas que tienen entre aproximadamente 0.8 y 8 veces la masa de nuestro sol (Msol). En esta fase, la estrella pierde gran cantidad de masa, expulsando hacia el medio interestelar las capas más externas de su atmósfera. Por esta fase pasarán aproximadamente el 95% de todas las estrellas del Universo. Sin embargo, todavía hoy muchas preguntas acerca de la formación y evolución de estos objetos continúan sin resolver.
Actualmente, el número de nebulosas planetarias que se conocen en nuestra Galaxia es de aproximadamente 3000, aunque se estima que podrían ser muchas más. Esta gran muestra no es ni mucho menos homogénea ya que presentan una gran variedad de formas, tamaños y brillos. La formación de estas estructuras tan variadas y complejas es actualmente un tema de intenso debate. En situaciones normales, esperaríamos que la pérdida de masa de un astro ocurriese de forma radial y homogénea. Sin embargo, lo que vemos es bien distinto. Aproximadamente el 80% de todas las nebulosas planetarias presentan formas no esféricas, lo que implica tener que recurrir a mecanismos de formación que involucran la presencia de estrellas binarias, campos magnéticos o alta rotación estelar. En cualquier caso, las estrellas centrales (así llamadas) que dan lugar a estas nebulosas planetarias juegan un papel fundamental en la formación de las mismas. Sin embargo, no todas las estrellas centrales son iguales. Al contrario, las estrellas centrales exhiben una gran variedad de propiedades como la composición química, la temperatura o la gravedad superficial, lo que se traduce en distintos rasgos espectrales. Esto hace que se les haya clasificado en diferentes tipos espectrales. Entre estos tipos espectrales, encontramos las estrellas subenanas calientes de tipo O (o sdO por sus siglas en inglés), que han sido el objeto de este trabajo.
Las estrellas subenanas calientes se encuentran en una fase previa a las enanas blancas aunque su origen continúa siendo tema de intenso debate desde que se descubrieron en 1947. Se cree que sus progenitores son estrellas de baja masa. En este estado evolutivo se encuentran también todas las estrellas centrales de nebulosas planetarias. Sin embargo, sorprendentemente, solo alrededor de un 3% de las estrellas subenanas calientes que se conocen tienen una nebulosa planetaria a su alrededor. Explicar este bajo porcentaje es todavía una incógnita que aguarda a ser respondida. Las estrellas subenanas calientes se sitúan al final de la Rama Horizontal Extendida en el diagrama Hertzsprung-Russell. Esta zona es un cruce de caminos donde confluyen las trazas evolutivas de estrellas procedentes de la rama de gigantes rojas (o post-RGB, por sus siglas en inglés), de la rama horizontal (o post-HB) y de la rama asintótica de gigantes (o post-AGB). Por eso, saber cuál de estos caminos evolutivos es el que han seguido las estrellas subenanas calientes no es una tarea trivial.
La presencia de nebulosas planetarias alrededor de estas estrellas, implicaría un posible origen post-AGB para estas estrellas. Sin embargo, debido a las finas envolturas de hidrógeno (< 0.02 Msol) que poseen, que hace que su masa total sea prácticamente igual a la masa de su núcleo (~ 0.5 Msol), se cree que éstas son incapaces de ascender la rama AGB.
A pesar de esto, algunas estrellas subenanas calientes, como ya hemos dicho, sí tienen una nebulosa planetaria. Los primeros sistemas NP+sdO descubiertos datan de finales de los años 70 y principios de los 80. Cuatro nebulosas fueron descubiertas entonces alrededor de las estrellas LSS2018, LSE125, RWT152 y LSS1362. Unos años más tarde, a finales de la década de los 80, varios autores se embarcaron en la búsqueda de más nebulosas planetarias alrededor de estas estrellas, aunque con muy poco éxito. Desde entonces, esta búsqueda (y quizás también el interés por estos sistemas) cesó, principalmente motivado por la falta de nuevas detecciones. Solo unas pocas estrellas centrales de nebulosas planetarias ya conocidas fueron posteriormente catalogadas como sdOs, lo que amplió la muestra a unos 18 sistemas de este tipo.
En esta tesis, investigamos este campo empleando instrumentación moderna y telescopios de mayor tamaño. Nuestra contribución se centra en la búsqueda y análisis de sistemas NP+sdO y presentamos, por primera vez, un estudio conjunto de los sistemas que se conocen de este tipo. El objetivo principal es tratar de obtener características comunes que puedan trazar un mismo escenario de formación para estos sistemas. Además, presentamos un nuevo catálogo actualizado de las nebulosas planetarias que se conocen en nuestra Galaxia, que ha sido construido con la ayuda de las herramientas del Observatorio Virtual. Este catálogo es una contribución fundamental al campo de las nebulosas planetarias ya que actualmente no se dispone de ninguna base de datos donde se pueda consultar toda la población conocida de estos objetos. […]
