Las nebulosas planetarias (NPs) son las atmósferas eyectadas de estrellas evolucionadas de masa baja e intermedia, estrellas que están presentes en todos los sistemas estelares. Lo más fácil, quizás, para empezar a estudiar NPs en una galaxia es sencillamente contar cuántas hay con una determinada luminosidad, es decir, obtener la Función de Luminosidad de Nebulosas Planetarias (PNLF por sus siglas en inglés). Como esperábamos, la PNLF contiene muy pocas NPs muy brillantes y muchísimas muy débiles. Pero, sorprendentemente, resulta que el extremo brillante de la PNLF se corta en cierto valor constante en todas las galaxias y sistemas estelares estudiados hasta la fecha, da igual si son jóvenes o viejos, y dependiendo sólo ligeramente, y de forma que puede calibrarse, de la metalicidad. Tanto es así que la PNLF puede usarse, y de hecho se usa, como una candela estándar para la determinación de distancias extragalácticas. Pero esa inesperada constancia no se puede explicar con la teoría estándar de la evolución estelar, ya que se piensa que las NPs más luminosas deberían provenir de estrellas relativamente masivas ~2 masas solares (Msol) o más, que ya habrían desaparecido en sistemas viejos. Hemos intentado abordar ese problema desde la base, determinando, en el disco extenso de la galaxia Andromeda (M31), las masas de las estrellas progenitoras de dos muestras de NPs, brillantes y de control, y usando los espectros más profundos existentes hasta la fecha para NPs de esa galaxia, espectros que fueron tomados con el telescopio GTC y el instrumento OSIRIS. En primer lugar calculamos detalladamente las abundancias nebulares de He, N, O, Ne, S y Ar mostrando que siguen las interrelaciones cualitativas predichas por la teoría, siendo así que es la primera vez que se obtiene tal acuerdo global en cualquier muestra de NPs. No obstante, hemos encontrado valores muy elevados del cociente N/O en cinco nebulosas, lo que, unido a otros casos publicados, pone en jaque los modelos actuales de nucleosíntesis para estrellas de M < 3Msol. Sin embargo, el resultado más importante de este trabajo es que los progenitores de las NPs más brillantes tenían todos, sin excepción, masas de 1.5 Msol. Esas estrellas están ahora en la post-AGB con masas de 0.57 Msol y excitando NPs normales de alta densidad. Recientemente han aparecido modelos teóricos que usan trazas evolutivas actualizadas y que demuestran que una NP con progenitor de 1.5 Msol puede llegar a alcanzar el límite brillante de la PNLF (m(5007)=-4.54 mag) durante un breve lapso de tiempo de unos 1000 años, lo que está de acuerdo con nuestros resultados. Esto, creemos, despeja el camino para resolver de una vez el "enigma de la PNLF".

*: Rebeca Galera-Rosillo falleció en junio de 2020 mientras trabajaba en este artículo.