Las Nebulosas Planetarias (NPs) nos proporcionan claves esenciales para comprender la evolución estelar en sus últimas etapas, así como el proceso del enriquecimiento químico de nuestra galaxia. Aunque sus vidas son relativamente cortas, las NPs son objetos muy luminosos y, por lo tanto, visibles a mayores distancias en comparación con sus las estrellas de secuencia principal. Sus intensas líneas de emisión permiten la determinación de sus abundancias químicas, su estructura morfocinemática y la temperatura de su estrella central (EC), proporcionándonos información sobre la nucleosíntesis, los procesos de dragado y la pérdida de masa de sus progenitores. 

La mayoría de las NPs galácticas se han detectado mediante estudios en el visible (p. Ej., Parker et al., 2005; Drew et al., 2005). Sin embargo, como las bandas ópticas se ven muy afectadas por la extinción interestelar, una fracción importante de las NPs permanece oculta, tanto en el plano galáctico, como en sus alrededores, donde la extinción es significativa (véase, por ejemplo, Jacoby et al., 2010; Parker et al., 2012; Sabin et al. 2010). Las observaciones en longitudes de onda más largas, como el infrarrojo (IR) y las radiofrecuencias se ven menos afectadas por la extinción interestelar y pueden emplearse para la detección de estas NPs ocultas para la luz visible (véase por ejemplo, Hoare et al., 2012). El uso de datos multifrecuencia ya ha demostrado ser extremadamente poderoso para la identificación de NPs y su discriminación de otros estelares objetos (por ejemplo, Cohen et al., 2011; Parker et al., 2012; Anderson et al., 2012). 

Otra deficiencia importante de los datos disponibles actualmente es la falta de información para las masas de las estrellas progenitoras y distancias precisas a la mayoría de los NPs galácticas. Se espera que GAIA (Gaia Collaboration et al. 2016) DR3 extienda la muestra de NPs con distancias precisas, pero las masas de las estrellas progenitoras sólo pueden determinarse para NPs miembros de cúmulos estelares. Además, las distancias a los cúmulos abiertos también se pueden determinar con precisión a partir de diagramas color-magnitud (CMDs). De ahí que una asociación física comprobada entre un cúmulo abierto y una NP es una herramienta muy valiosa para estudios de las estrellas progenitoras y del sistema en general. Por ejemplo, pueden ayudarnos a definir con gran precisión las características físicas de la NP y su correspondiente CS. Las isócronas teóricas del cúmulo se pueden usar para determinar la masa y la edad de la estrella progenitora de la NP mientras que la fotometría de su CS restringiría fuertemente su luminosidad y masa intrínsecas. La masa de la estrella progenitora puede relacionarse con las características químicas de la NP, determinadas a partir de mediciones espectroscópicas y, además proporcionar datos independientes adicionales para obtener la relación de masa inicial a masa final de la enana blanca (White Dwarf, WD), ampliamente utilizado (IFMR, por ejemplo, Kalirai et al., 2008; Dobbie et al., 2009), la cual asocia las propiedades de la WD a sus progenitores en la secuencia principal. Un IFMR bien determinado puede servir como una herramienta poderosa en el uso de funciones de luminosidad de WD para estimar las edades de cúmulos abiertos y del disco galáctico, utilizando la población de WD del cúmulo y las WDs de campo, respectivamente. Por esta ración, es crucial para rastrear el desarrollo, tanto del carbono como del nitrógeno en galaxias enteras.

Hasta la fecha, sólo dos NPs muestran evidencia que respalda su asociación física con los cúmulos abiertos (Parker et al., 2011; Fragkou et al. 2019). Una de estas NPs tiene un progenitor de aproximadamente 5.58 Mʘ, el cual no tiene precedentes. Como parte del catastro HASH (Parker et al., 2016), se han descubierto varios ejemplos adicionales muy prometedores para ser estudiados cuyos cúmulos tienen un valioso rango de masas del “punto de salida” (turn-off) de entre 2 y 6 Mʘ. La sospecha de pertenencia al cúmulo se basa en la compatibilidad de las distancias estadísticas del cúmulo y la NP (por ejemplo, Frew et al., 2016), proximidad angular proyectada (y por lo tanto física) de la NP y el cúmulo, estimaciones de velocidad y dimensiones físicas plausibles para NPs (por ejemplo, Vázquez 2012). Estas raras ocurrencias de NPs principalmente de tipo bipolar y tipo I (Peimbert y Torres-Peimbert, 1983) proporcionan oportunidades únicas para este estudio. 

GENERAL

Caracterizar físicamente una muestra de Nebulosas Planetarias y relacionarlas con sus respectivas estrellas centrales, con énfasis en aquellos objetos que formen parte de un cúmulo estelar abierto.

ESPECÍFICOS

Prioridad: 1
1.-Determinar si las nebulosas candidatas a miembro de algún cúmulo pertenecen a él.

Prioridad: 2
2.- Obtener la estructura morfocinemática de las NPs de los cúmulos y de otras morfológicamente similares.

Prioridad: 3
3.- Relacionar directamente los rendimientos químicos de la estrella central con las propiedades físicas del progenitor conocidas a partir de los estudios de los cúmulos

Prioridad: 4
4.- Identificar y medir las propiedades de las ECs de todas las NPs miembros de cúmulos