Primer día en Marte

A finales de mayo, el día 22 concretamente, Marte estará en oposición con la Tierra, es decir, tendrá el mayor tamaño aparente visible hasta dentro de otros dos años. Por tanto, he decidido que ya es hora de ponerse manos a la obra para intentar entender un poco a este vecino tan cercano, que se deja ver incluso en estos días de luna, y al que nunca le he prestado la atención que merece. Así puestos, la noche del 15 de mayo me dispuse a observarlo con la inocencia del niño que nunca ha visto el mar, y fui entonces consciente de todo lo que este planeta tiene que ofrecer.

Como partía de un conocimiento casi nulo, voy a relatarlo tal cual lo viví esa noche, añadiendo las explicaciones pertinentes que luego he leído en libros y páginas web. Me desperté a las 2:30 de la madrugada y fui a la terraza, donde el telescopio esperaba ya montado, listo para apuntar a Marte. Me llamó la atención observarlo resplandecer sobre la constelación de Escorpio, que se levantaba por encima de los tejados, tan cerca del amarillento Saturno. Entendí en seguida el nombre de la estrella Antares, o alfa del escorpión, que proviene de “Anti-Ares”, y no es más que la brillante estrella roja que era capaz de rivalizar con el mismísimo Ares, también conocido como Marte, el dios de la guerra. Ambos, planeta y estrella, se encuentran muy cerca en el cielo, y por un segundo me sentí identificado con el antiguo astrónomo que una vez contempló un espectáculo similar y decidió nombrar a Antares como tal. Sin embargo, en este mes de mayo de 2016 Marte brilla mucho más que la estrella, con un color rojo aún más intenso, de manera que Antares pareciera no estar a la altura de su enemigo. Si los dos estuvieran a la misma distancia otro gallo cantaría…

Marte 15.05.16

Una vez centrado en Marte, tras observarlo a bajo aumento, decidí saltar directamente al ocular de 5 mm, obteniendo unos cómodos 300 aumentos, aprovechando que la atmósfera parecía poner de su parte. La visión me sorprendió gratamente, ya que mis únicos recuerdos del planeta databan de unos meses atrás, cuando apenas medía unos 7 segundos de arco. Ahora ya llega a los 18 segundos de diámetro, con lo cual los detalles de su superficie son mucho más accesibles, necesitando simplemente la mayor estabilidad atmosférica posible. El intenso color rojizo de su superficie es, sin duda, el primer elemento que saltó a la vista, aunque algunas débiles sombras se intuían también en un rápido vistazo. Eso me hizo plantearme la primera pregunta. ¿De dónde viene ese color tan característico? La respuesta es sencilla: del óxido de hierro que rodea el planeta en forma de polvo. Esta respuesta, a su vez, proporciona dos datos interesantes. Por un lado, el polvo, que delata la existencia de continuos vientos que han ido erosionando la piedra marciana rica en hierro. Y, segundo, el óxido de hierro, que necesita invariablemente que exista oxígeno en la atmósfera para que tenga lugar el proceso. El aire marciano contiene, por tanto, oxígeno, principalmente unido al carbono en forma de CO2 (supone un 95% de la composición total), pero también en forma de O2, aunque tan sólo en un 0.15%.

Foto Marte Syrtis Viking orbiter

Syrtis Major

El rasgo más llamativo de la cara que mostraba Marte esa noche era, sin duda, Syrtis Major, una vasta región oscura y alargada que, desde el centro, avanzaba hacia el sur. Presenta unos 1500 km de longitud y 1000 km de anchura, y es una meseta cuyo color oscuro se debe a que no está cubierta de polvo, con lo cual muestra la roca basáltica de la que está formada. Se considera un volcán en escudo, también llamado caldera volcánica, que viene a ser un volcán formado por capas superpuestas de lava solidificada, en forma de basalto, que han ido surgiendo a raíz de sucesivas erupciones. De esta manera se obtiene un volcán de gran extensión y laderas poco pronunciadas, elementos que caracterizan a Syrtis Major. De hecho, en su región más alta se han obsFoto Marte Nili Pateraervado dos calderas responsables de algunas de las últimas erupciones, una de las cuales, Nili Patera, presenta en su interior minerales que han sido alterados por el agua, evidenciando la presencia, hace millones de años, de un sistema de aguas termales surgido a modo de respiradero. Hoy en día se ha descubierto que existen altas concentraciones de metano sobre esta zona, aunque todavía no se ha podido concretar si la fuente de producción es volcánica o biológica, por lo que nuestra imaginación dispone de libre albedrío.

Syrtis Major se continúa, en su lado meridional, con otra gran franja oscura que corre paralela al ecuador marciano. Su región central se denomina Mare Thyrrenum, también formada por terreno abrupto libre de polvo rojizo, presentando una prominencia algo más oscura llamada Syrtis Minor. Entre Mare Thyrrenum y Mare Cimmerium, a la izquierda, parece existir una lengua anaranjada que se interpone entre ellos a modo de estrecha bahía, que recibe el nombre de Hesperia Planum. Es una llanura situada a un nivel más Foto Marte Hesperiabajo que los mares circundantes, que la superan en una altura de 200-800 metros. Su superficie es más uniforme y presenta una gran abundancia de pequeños cráteres dispersos a todo lo largo, lo cual permite datar su formación hace 3.700 millones de años. Este pronunciado entrante se produjo por la anegación de lava en un terreno ligeramente deprimido en una época en la que el planeta sufría una importante actividad volcánica. “Hesperia”, como curiosidad, es un término clásico usado para referirse a las “Tierras del Oeste”, nombre que los griegos y romanos daban a Italia. España, además, se conocía como “Hesperia Ultima”, una referencia más al fin del mundo conocido que se atribuía a nuestro país.

Elysium Planitia es una gran región volcánica que se extiende a lo largo de 1700 km de anchura y 2400 km de largo, siendo la segunda zona volcánica más grande del planeta, después de Tharsis. En ella podemos encontrar algunos grandes volcanes, destacando, sin duda, Elysium Mons, una colosal elevación cuyo diámetro total de ladera abarca 240 km de terreno magmático y polvoriento. Su caldera, la boca del volcán propiamente dicha, mide unos apabullantes 14 km de diámetro, mientras que se eleva sobre la lava circundante unos 13,6 km. Pensemos por un instante en la magnitud de estos números, teniendo en cuenta que el Monte Everest, el más alto de nuestro planeta, mide 8848 metros. Y, aun así, no estamos hablando del mayor volcán de Marte… Al observar esta zona pude ver, no sin cierta dificultad, una mancha blanquecina que captó mi atención. Parecía como si un jirón algodonoso se situara sobre la superficie, e inmediatamente vino a mi mente la imagen de las nubes que podemos ver en nuestro planeta. Efectivamente, sobre este sistema de volcanes se producen continuamente lo que se conoce como “nubes orográficas”, formadas en laderas de barlovento cuando llega un frente de aire que, al encontrar el obstáculo que supone la montaña, va ascendiendo, enfriándose rápidamente y llegando a tener una humedad relativa del 100%, momento en el que se condensa el aire y se forman las nubes. No hay evidencia de fuertes lluvias en el planeta como ocurren con las nubes orográficas en la Tierra, aunque estudios recientes apuntan a que las precipitaciones en Marte caen en forma de diminutas partículas de hielo. La actual masa nubosa que reina sobre Elysium Mons se formó hace más de un mes, y desde entonces ha ido disminuyendo su densidad y tamaño. No deja de ser apasionante poder seguir la evolución de sistemas nubosos en un planeta distinto al nuestro.

Foto Marte Utopia Viking Lander 2, 1979

Hielo en Utopia Planitia

El último detalle que pude ver fue una región conocida con el poético nombre de Utopia Planitia, que en realidad es la cuenca de impacto más grande que podemos encontrar en nuestro sistema solar, con un diámetro de 3300 km. Es una región fría y menos oscura a la hora de observarla, y fue lugar de aterrizaje de la sonda Viking 2 en el año 1976.  Tres años después mandó a la Tierra la fotografía previa en la que se aprecia claramente una fina capa de hielo sobre el terreno de la pedregosa llanura, fenómeno que ocurre cada 23 meses (equivalente a un año marciano) y que dura unos 100 días hasta derretirse. Este dato puede resultar chocante, pero tenemos que tener en cuenta que, como ya hemos comentado, hay una pequeña proporción de oxígeno en la atmósfera y, por tanto, pequeñas partículas de agua. Eso, sumado a las frías temperaturas que se pueden alcanzar en esta región boreal (por debajo de los 100 grados bajo cero) permite sin ningún impedimento que se forme hielo. No hay un consenso establecido acerca de su naturaleza como hielo de agua o hielo seco de CO2, aunque personalmente me parece increíble el hecho de su mera existencia. Dicha temperatura es aún menor si seguimos hacia el norte, donde podemos ver una pequeña línea blanca que corresponde al polo norte, denominado Planum Boreum. Tiene un diámetro de 1200 km y está permanentemente cubierto por una gruesa capa de hielo de agua, a la que en determinadas épocas del año se le añade hielo de CO2. Es un lugar frío y sacudido por fuertes vientos, cubierto a menudo por interesantes nubes con forma de ciclón que se forman por la noche y se disipan durante el día. Al final tenían razón los astrónomos que en su día pensaban que Marte tenía agua, si bien se equivocaron en cuanto al lugar.

Marte 15.05.16 detalle

Vapor de agua extragaláctico (M106)

De las cientos (si no miles) de galaxias que hay al alcance de un telescopio de 30 cm, la mayoría no se mostrarán más que como una mancha, de mayor o menor tamaño, sin detalles evidentes, aunque no por ello su observación carezca de interés. Sin embargo, un gran número de ellas podrán lucir su estructura, ya sea en forma de brazos en espiral, manchas llamativas o brillantes núcleos cargados de fuerza. La galaxia que nos ocupa hoy pertenece a este grupo de galaxias generosas que, siempre bajo un cielo adecuado, nos ofrece algo más que un borrón.

M106 es una galaxia que, pese a pertenecer al catálogo Messier, fue descubierta por Pierre Méchain en 1781 (y añadida al catálogo en pleno siglo XX). A unos 23 millones de años luz de distancia, es una galaxia espiral que pertenece a la Nube de galaxias de la Osa Mayor, compartiendo localización con otros grupos (incluido nuestro Grupo Local) en la Nube de Coma-Escultor. Alrededor de M106 se disponen varias galaxias más pequeñas, por lo que se les denomina, en su conjunto, como Grupo de M106. Presenta una débil inclinación que dificulta un poco su observación, aunque no lo suficiente como para no admirar sus dos prominentes brazos en espiral, plagados de regiones HII y cúmulos de estrellas azuladas, símbolo de su elevada tasa de proliferación estelar.

Hubble view of M 106

Es una galaxia Seyfert de tipo II con un importante agujero negro en su centro, que promueve una gran cantidad de radiación al exterior. Gran parte de esta radiación la emite en forma de microondas, algo relativamente peculiar y que parece deberse a la presencia de un enorme disco de gas en el que predomina el vapor de agua, recibiendo el nombre de MASER (Microwave Amplification by Stimulated Emission of Radiation), que viene a significar “Amplificación de Microondas por la Emisión de Radiación estimulada”. Básicamente, estas inmensas nubes de gas se encuentran en un medio altamente energético (a raíz de la muerte de estrellas o todo lo contrario, en zonas de gran proliferación), de manera que la molécula de agua absorbe energía y la vuelve a soltar en forma de microondas. También se han encontrado MASERs en nuestra propia galaxia, alrededor de grandes estrellas, regiones HII e asociadas a cometas. En un LASER encontramos un mecanismo de formación similar, pero su emisión se lleva a cabo en forma de luz.

M106 presenta, como decíamos, dos prominentes brazos, pero posee además otros dos menos definidos, con una menor densidad de estrellas. Aunque se pueden apreciar en luz visible, como mejor se observan es en rayos X o en ondas de radio. Constituidos mayoritariamente por gas, su origen se puede explicar por emisiones desde el agujero negro central, a modo de jets o chorros producidos a alta velocidad. Las rápidas partículas expulsadas interaccionan con el medio produciendo grandes cantidades de energía, responsables de iluminar los brazos y hacer que brillen con entidad propia.

Foto M106 Rx

Dos supernovas han sido vistas en la galaxia, una en 1981 y otra, alcanzando la magnitud 14, en 2014. Nada impide que pronto seamos testigos de otra gran explosión, dada la elevada tasa de formación estelar que presenta.

Muy cerca se encuentra NGC 4248, una galaxia espiral que Foto NGC 4231nos muestra su perfil y que, a una distancia menor de 25 millones de años luz, comparte atracción por la gran M106. Un poco más lejos, a 23 minutos de arco, otras dos galaxias comparten el campo, mucho más pequeñas y débiles. Son NGC 2431 y NGC 2432, y sus magnitudes, de entre 13 y 14, las convierten en un objetivo más difícil, aunque no supondrán gran problema bajo un cielo oscuro. Son dos bonitas galaxias en espiral que están interactuando entre sí, a una distancia tremendamente más lejos que el resto, estimada en unos 320 millones de años luz, distancia comparable a la del Supercúmulo de Coma o la del Quinteto de Stephan, por poner algunos ejemplos.

M106

Como comentábamos al principio, M106 es una galaxia espectacular con un tamaño considerable, de 18 x 7 minutos de arco. Lo primero que llama la atención al verla con el telescopio, además de su forma ovalada, es su núcleo brillante. Una estrella de magnitud 14.6 aparece inmersa en una de sus alas, dando la sensación de que pudiera ser una supernova. A 125 aumentos conseguí una bonita estampa, englobando a M106, NGC 4248, NGC 4231 y NGC 4232. M106 muestra un gran contraste y llaman la atención sus prominentes brazos en espiral que avanzan en direcciones opuestas, formando una letra “S” con sus extremos alargados. Presenta un núcleo puntiforme con una región ovalada más densa de la que salen los brazos, que son más definidos con visión lateral. NGC 4248 es fácil de ver como una mancha alargada que apunta hacia M106, con una brillante estrella que parece incrustada en su halo: nuevamente tenemos una estrella que juega a ser supernova. Por último, para ver con claridad NGC 4231 y NGC 4232 es necesario conocer su localización, al otro lado de NGC 4248. Son dos manchas extremadamente débiles que necesitan visión periférica para ser distinguidas del fondo oscuro. Tras una correcta adaptación se puede comprobar que NGC 4232 es algo más alargada, mientras que su compañera es una pequeña esfera difusa con los bordes poco definidos.

M106 - detalle

Filamentos en lo más remoto (2ª parte)

En las noches de primavera podemos mirar hacia arriba y, sin quererlo, estaremos observando el techo de nuestra galaxia, ya que el polo norte galáctico se encuentra precisamente en la constelación de Coma Berenices. Tenemos, pues, una ventana al infinito que nos muestra los más lejanos universos sin el obstáculo que suponen los brazos de nuestra propia galaxia. Este polo norte, más concretamente, se encuentra muy cerca del objeto que nos ocupa en este momento, que no es otro que Abell 1656, uno de los cúmulos galácticos más grandes conocidos. En la anterior entrada, “filamentos en lo más remoto (parte 1)“, hablábamos de una de las mayores estructuras en el universo “cercano”, conocida como la Gran Muralla, una colosal agrupación de galaxias que formaban parte, principalmente, del Supercúmulo de Hércules y del Supercúmulo de Coma-Leo. Éste último, a su vez, tenía dos grandes integrantes, el Cúmulo de Leo (Abell 1367) y el Cúmulo de Coma (Abell 1656). De ellos, este último es el más amplio y poblado, de manera que vamos a volver a sumergirnos en las profundidades de esta muralla para conocer sus secretos. Conoceremos, además, cómo fueron los primeros indicios de la existencia de la materia oscura, materia de la que Abell 1656 tiene mucho que hablar.

Nos remontamos a 1933, una época en la que el desplazamiento al rojo había demostrado que las nebulosas en espiral eran universos situados a grandes distancias, fuera de nuestra propia galaxia, dejando al mundo perplejo ante la reciente inmensidad del cosmos. En esa época, Fritz Zwicky, un astrónomo suizo, estudió a conciencia el Cúmulo de Coma, documentando el desplazamiento al rojo de muchos de sus miembros, de manera que podía calcular la velocidad a la que se movía cada galaxia. Sabiendo la velocidad de las galaxias más periféricas pudo calcular la masa total del cúmulo, que resultó ser mucho mayor de la que cabría esperar con las estimaciones de las galaxias visibles. ¿Dónde estaba esa masa restante que ni los potentes telescopios podían observar? Fritz denominó a este excedente de materia Dunkle Materie que, traducido al español, viene a significar materia oscura. Sentó así las bases de una serie de apasionantes investigaciones y observaciones que vinieron a confirmar su idea de que gran parte del universo está ocupado por una materia invisible a nuestros ojos. Estrellas oscuras, planetas, neutrinos, partículas exóticas… Hoy sigue siendo un misterio, pero estamos más cerca de conocer su verdadera naturaleza gracias al trabajo de Fritz Zwicky.

La materia oscura es también causante de que la mayor parte de las galaxias que conforman Abell 1656 sean extremadamente pobres en estrellas. La formación estelar necesita polvo y gas como sustento, y la continua interacción de las galaxias con la materia oscura hace que esa materia prima se disemine y se disperse fuera de la galaxia, de manera el caldo de cultivo se empobrece y la galaxia es incapaz de formar nuevos astros. Obtenemos, de esa manera, enormes galaxias mayores que nuestra Vía Láctea, pero carentes de estrellas, con apenas un 1% de las estrellas que contiene nuestra galaxia.

Foto Abell 1656.jpg

Tras esta presentación de la materia oscura retomamos la estructura del Cúmulo de Coma. A una media de 320 millones de años luz de distancia, Abell 1656 está formado por unas 1.000 galaxias principales, aunque se estima una población mayor de 10.000 galaxias enanas (algunos estudios hablan incluso de 20.000 componentes). Las elípticas y las lenticulares, como en la mayoría de cúmulos, dominan las regiones más centrales. Un reciente estudio de 2007 descubrió que Abell 1656 está compuesto por dos subcúmulos que actualmente se encuentran en proceso de sufrir un encontronazo. Las dos principales galaxias del cúmulo, NGC 4874 y NGC 4889, encabezan cada uno de estos ejércitos celestes que en los siguientes miles de millones de años protagonizarán una colosal escaramuza. La región central del cúmulo mide unos 20 millones de años luz de diámetro, pero su influencia se extiende hasta una envergadura de 200 millones de años luz.

NGC 4889, también catalogada como NGC 4884, es la galaxia más brillante del cúmulo, ocupando la región central. Tiene un diámetro que ronda los 300.000 años luz, más del doble que nuestra galaxia, si bien su halo circundante es mucho mayor, llegando a los 1.3 millones de años luz, convirtiéndose Foto ngc 4889.jpgen la galaxia más masiva e intrínsecamente brillante al alcance de instrumentos de aficionado. Posee unos 12.000 cúmulos globulares , superando ampliamente a los 150 que pueblan la Vía Láctea. Se ha descubierto en el centro de esta galaxia elíptica el agujero negro supermasivo más grande conocido, con una masa equivalente a 21.000 millones de masas solares. A su alrededor se ha detectado un medio ionizado que podría sugerir la presencia de un quásar en un pasado no muy lejano que, tras devorar toda la materia posible, habría desaparecido en silencio.

NGC 4874 es la segunda galaxia más brillante de Abell 1656, y también es una gigante elíptica con 250.000 años luz de diámetro. El número de cúmulos globulares que posee es algo desconcertante, ya que cuenta con al menos 30.000 de estas inmensas esferas de estrellas, ostentando el récord entre todas las galaxias conocidas. Otro enorme agujero negro se hospeda en su núcleo, siendo responsable de la existencia de un jet de materia que se extiende a lo largo de 1.700 años luz.

Abel 1656.png

Para disfrutar de esta gran familia de galaxias necesitaremos un cielo oscuro y lo más limpio posible, así como un tiempo considerable para ir exprimiendo sus detalles. Su localización es especialmente sencilla a raíz de Beta Com, una estrella de magnitud 4.23 y muy cercana al sol, a tan sólo 29.9 años luz de distancia. Es la estrella más brillante de la constelación y pertenece a la categoría de enana amarilla, siendo bastante similar a nuestro sol en cuanto a temperatura, brillo y tamaño. Sin embargo, ningún estudio ha revelado la presencia de planetas a su alrededor. Dos estrellas más débiles cerca de Beta Com parecen señalar a Abell 1656, cuyos dominios se extienden por más de 2 grados de diámetro. Sin embargo, hoy nos fijaremos en su región más interna, la interesante zona en la que están confluyendo los dos subcúmulos. En primer lugar destacarán, a cualquier aumento que usemos, las dos galaxias principales, las elípticas NGC 4889 y NGC 4874. Ambas presentan un núcleo muy brillante y llamativo, y la mirada lateral revela ese inmenso halo que llega a alcanzar los mil millones de años luz de diámetro. Impresiona comprobar cómo dos esferas tan pequeñas, de apenas 2 ó 3 minutos de arco aparente, pueden significar algo tan grande. Pensemos por un momento en que son las galaxias más masivas, probablemente, que observaremos a través de nuestro telescopio. Y no se encuentran solas.

Abel 1656 detalle

Cada una de ellas cuenta con una cohorte de galaxias menores que se disponen a su alrededor, formando dos ejércitos bien diferenciados compuestos por seis o siete galaxias por bando. Algunas alcanzan la tenue magnitud de 15.7, sin mostrar forma alguna salvo un débil y difuso brillo fantasmal. En su mayoría, ancianas elípticas cuyo destino será interactuar con otras galaxias y formar un descendiente más grande y con una forma más esférica. Lo verdaderamente interesante al observar estos cúmulos es extraernos y realizar el esfuerzo de ser conscientes de lo que estamos viendo, así como intentar comprender la inmensidad y la lejanía de esas diminutas manchas que pueblan el campo de visión. Cerramos de esta manera el estudio del Supercúmulo de Coma, y sólo nos quedará observar el Supercúmulo de Hércules para completar la observación de la Gran Muralla. No obstante, estos cúmulos contienen muchas más galaxias que iremos observando en próximas entradas, gracias a lo cual la zona observada hoy no es más que un mínimo porcentaje del total que se abre a nuestros ojos. Sólo necesitaremos paciencia y cielos oscuros.

El reflejo de la perla de Berenice (M53 y NGC 5053)

Al escuchar el nombre de la Cabellera de Berenice uno piensa en las incontables galaxias que pueblan la zona que va desde esta constelación hasta Leo, pasando por Virgo. Por eso, es llamativa la presencia entre sus estrellas de dos cúmulos globulares, tan cercanos entre sí que se pueden ver bajo el mismo ocular, pero tan distintos que nadie diría que han compartido su origen y su larga vida. La constelación de Coma Berenices forma una especie de triángulo rectángulo, estando en uno de sus extremos Melotte 111, uno de los cúmulos abiertos más cercanos al Sistema Solar que veremos con detenimiento en otra entrada. En el otro extremo brilla la estrella Alfa Com, una estrella de magnitud 4.3 que recibe el poético nombre Diadem, simbolizando la diadema que adorna la cabellera. Es una estrella doble situada a apenas 60 años luz de nosotros, con sus dos componentes extremadamente juntas, separándose un máximo de 0.7 segundos de arco. La siguiente fotografía, de Adriano Valvasori, muestra en el mismo campo a los dos globulares que hoy nos ocupan, pudiendo apreciarse a simple las diferencias tan notorias que los caracterizan.

Foto M53.jpg

Muy cerca de Diadem, a un grado de distancia, encontramos, en primer lugar, a M53, un cúmulo globular descubierto por Johann Elert Bode en 1977 y catalogado dos años después por Messier. Ninguno de ellos vio estrella alguna, sino que fue Herschel el primero en resolver sus componentes. M53 es uno de los globulares más alejados del núcleo galáctico, a unos 60.000 años luz de distancia. Se encuentra a 58.000 años luz de nosotros, por lo que forma un triángulo isósceles casi perfecto. A lo largo de 220 años luz de diámetro se disponen miles de estrellas atraídas por la gravedad, unidas desde hace más de 12 mil millones de años. Se han encontrado en este cúmulo más de 200 azules rezagadas, esas estrellas azuladas que se han formado por la colisión entre otras dos estrellas, y unas 50 variables de tipo RR Lyrae. Se considera un cúmulo globular de clase V en la clasificación que Shapley y Sawyer Hogg propusieron en los años 20. En dicha clasificación los globulares de clase I son los que presentan una mayor concentración, mientras que los de clase XII son extremadamente dispersos.

Podremos apreciar esta característica cuando miremos a través del ocular. M53 es visible a través del buscador siempre y cuando la noche sea lo suficientemente oscura. Con el Hyperion de 13 mm, a 125 aumentos, es un cúmulo globular muy atractivo capaz de retener nuestra mirada durante un buen rato. A lo largo de un diámetro de unos 10 minutos de arco se disponen decenas de estrellas conformando una esfera con un gradiente relativamente marcado. En su centro parecen agolparse, con un brillo de fondo que no es más que el reflejo de sus miles de componentes fulgurando al unísono. Las estrellas van disminuyendo su densidad conforme nos alejamos hacia la periferia, y la visión lateral nos muestra, sin mayor problema, dos “cuernos”, dos prolongaciones que sobresalen del núcleo y se apuntan hacia el sur. Este tipo de detalles suelen estar reservados para los observadores visuales, ya que en fotografías, la inmensa cantidad de estrellas recogidas hace imposible distinguirlos.

M53.png

NGC 5053 es otro globular que se encuentra a menos de un grado de distancia de M53. Y no es sólo una cercanía aparente la que se profesan ambos cuerpos, sino que también están muy próximos en la realidad, estando NGC 5053 a 56.700 años luz de nosotros. Con 160 años luz de diámetro, es uno de los cúmulos globulares de menor contenido metálico y, por tanto, uno de los más antiguos que conocemos. Por otro lado, es extremadamente pobre en estrellas, contando con apenas 20.000 componentes dispuestas con una concentración mucho menor que su compañero. En la clasificación Shapley-Sawyer, NGC 5053 se cataloga como un cúmulo de clase XI, gracias a lo cual nos sirve de referente para compararlo con M53, cuya clase, si recordamos, era V. La magnitud 9.47 otorgada a NGC 5053 puede llevar a un error a aquel que crea que es sencillo de observar, pues su brillo superficial es extremadamente débil, de manera que sus estrellas más brillantes alcanzan la magnitud 13.8. Uno se pregunta cómo puede haber tanta diferencia entre dos cúmulos globulares tan cercanos entre sí. NGC 5053 podría formar parte de los restos de marea de la Galaxia Enana de Sagitario, que actualmente se halla “esparcida” alrededor de nuestra propia galaxia. El intenso empuje que habría sufrido sería, por tanto, una posible explicación para dicha escasez de estrellas.

A la hora de observarlo hay que prever su extremadamente bajo brillo superficial y su exigencia con un cielo realmente oscuro. Las primeras observaciones que hice de este cúmulo fueron bajo cielos relativamente buenos, pero en días de humedad elevada que transmitía la contaminación lumínica de Granada. Era entonces una nebulosidad difusa sin bordes claros, apenas perceptible con visión periférica, y alguna estrella débil quería asomar en su superficie. Sin embargo, hace unas semanas tuve la oportunidad de observar bajo uno de los mejores cielos que conozco y en una noche especialmente cristalina, y pude apreciar el cambio tan grande. La nebulosidad era mucho más aparente y de forma redondeada, con unos 10 minutos de diámetro. En seguida pude comprobar que toda su superficie se hallaba salpimentada por diminutas estrellas, algunas tan tenues que desaparecían rápidamente al fijar la mirada sobre ellas. Tuve la sensación entonces de estar contemplando un cúmulo globular, aunque fuera uno tan disperso, aunque si me hubieran dicho que era un lejano cúmulo abierto también me lo habría creído. Lo más llamativo, quizás, sea moverse de M53 a NGC 5053 varias veces para contemplar dos caras tan distintas de una misma moneda y para comprender que el cielo es extremadamente variable y su oferta de colores, formas y brillos, infinita. En este caso pareciera que M53, brillante y distinguido, se estuviera mirando en un espejo antiguo y deslustrado que apenas refleja una oscura sombra. Sin embargo, no podemos negar que esa sombra resulta enormemente interesante y, a su manera, llamativa.

NGC 5053

Tránsito de Mercurio (09/05/2016)

Cada cierto tiempo tenemos la oportunidad de asistir a un espectáculo diurno al alcance de cualquier instrumento. Ya sea un eclipse de sol, el tránsito de Venus o de Mercurio, el disfrute está asegurado durante varias horas. En este caso el tránsito ha ocurrido cuando Mercurio, que se encuentra ahora a 83 millones de kilómetros de la Tierra, se ha interpuesto entre el Sol y nuestro planeta, con la suerte de que podemos ver su disco atravesando el astro solar. El tránsito comenzó poco después del mediodía y terminará poco después de las 20:30, con el sol poniéndose tras el horizonte. En otro momento haremos una recopilación de datos interesantes sobre Mercurio, ya que esta tarde, entre ojeada y ojeada a los prismáticos, estoy intentando cambiar el blog de Hosting para transformarlo en página Web. En fin, espero que hayáis podido disfrutar de este día entre nube y nube, viendo como esa diminuta esfera oscura va atravesando poco a poco el enorme sol. El espectáculo ha sido incluso mayor gracias a la presencia de AR12542 y AR12543, dos impresionantes complejos de manchas solares, gracias a los cuales podemos testificar el movimiento del planeta con mayor claridad.

Tránsito mercurio.png

El anillo de NGC 4725

Una de las grandes verdades de la astronomía es que hay tantas galaxias a nuestra disposición que nunca seremos capaces de verlas todas, por lo cual deberemos ir seleccionando aquéllas que más nos interesan. De vez en cuando descubriremos algunas que no estaban en nuestra lista de objetivos, y podremos sorprendernos por su apariencia, su estructura o la historia que tiene que ofrecernos. Éste es el caso de NGC 4725, una galaxia solitaria que podemos encontrar en la constelación de Coma Berenices. Pertenece a una estructura conocida como la “nube de Coma-Escultor”, un conjunto de galaxias al que también pertenece nuestra Vía Láctea. Con unos 50 millones de años luz de longitud, este grupo forma una especie de cilindro que apunta en dirección a la constelación de Coma, y el Grupo Local constituye uno de sus extremos.

Foto NGC 4725 hub.jpg

NGC 4725 es una galaxia de transición que va camino de convertirse en una espiral barrada, aunque ya presenta una débil y poco densa barra en su interior. Sin embargo, la estructura más llamativa que podemos apreciar en NGC 4725 es su brazo en espiral. Si, hemos hablado en singular y es que esta galaxia, a diferencia de la mayoría de espirales que poseen dos o más brazos, cuenta tan sólo con un largo brazo espiral que la rodea por completo, formando un peculiar anillo estelar. Dicho brazo, posteriormente, se bifurca en dos, mayores y de menor densidad, que se pierden gradualmente de vista hasta desvanecerse por completo. El principal anillo brilla con un intenso tono azulado y está salpimentado por jirones de luz rosada que no son más que regiones HII en las que se están formando estrellas. El color azul viene dado por la presencia de jóvenes cúmulos de estrellas cuyos componentes tienen unos pocos millones de años de edad. El interior de la galaxia, sin embargo, presenta una gama de colores más amarillenta, alrededor de un brillante núcleo redondeado. El intenso brillo de este núcleo delata la presencia de un agujero negro supermasivo alrededor del cual gira a grandes velocidades un disco de acreción. NGC 4725 es, como tantas otras, una galaxia Seyfert de tipo 2 que produce una importante emisión de radiación, uno de los faros cósmicos que pueblan el universo

Foto NGC 4725

Una posible explicación para la estructura anular de la galaxia podría basarse en la formación de la barra central, que habría provocado una desestructuración gravitatoria en su entorno, de manera similar a la formación de los asteroides troyanos que comparten órbita con Júpiter. Al parecer, su origen puede deberse al cambio de resonancia orbital que ocurrió entre Júpiter y Saturno. Este tema podría dar lugar a un largo artículo, pero, a grandes rasgos, la resonancia orbital hace referencia a la relación entre sus dos períodos orbitales, de manera que cuando están en su mayor punto de acercamiento pueden alterar el movimiento de los cuerpos cercanos. De esta manera, la formación de una barra central en la galaxia NGC 4725 ha podido alterar las condiciones imperantes en la región central, de forma que las estrellas hayan cambiado su rumbo y acabado formando ese característico anillo.

La primera vez que observé NGC 4725 no conocía absolutamente nada sobre ella. Estaba en mi lista de objetos por ver y, aprovechando que estaba bajo un cielo espectacularmente oscuro, decidí buscar galaxias. Una vez localizada, algo que no resulta difícil (ya sea a partir de M64, NGC 4565 o Beta Com), la observé con el Hyperion de 13 mm, a 125 aumentos. Quedé sorprendido inmediatamente por su alto brillo, que me dejó verla con visión directa sin ningún problema. Aún más, en seguida pude notar que mostraba cierta estructura a los lados de un brillante núcleo central. Sin pensarlo, la observé con 214 aumentos y, maravillado por lo que estaba viendo, me olvidé el tiempo y del frío. El núcleo era redondeado, muy brillante en su región más interna, como si fuera una estrella inmersa. Una débil barra apareció entonces atravesándolo, poco marcada pero claramente visible, y al final de cada extremo se abrían unos brazos que parecían simular las alas de un TIE de la Guerra de las Galaxias. Dichos brazos se curvaban en sus extremos, y daba la impresión de que se unirían con los del lado opuesto si seguían adelante. De hecho, uno de ellos continuaba rodeando a la galaxia, enmarcando un halo de gran brillo superficial. Algunas estrellas aparecían inmersas en estos curiosos brazos aumentando el interés del conjunto. No dejan de sorprenderme las pocas referencias que he leído acerca de esta galaxia, siendo una de las que más fácilmente me ha mostrado su original anatomía. Es, sin duda, una de esas galaxias que merece la pena visitar una vez más para degustar sus secretos.

NGC 4725

Técnicas de observación

Este artículo está a escrito a modo de crónica para mostrar diferentes técnicas aprovechables en observación visual y, sobre todo, para demostrar que la paciencia es una de nuestras mejores herramientas. Está ilustrado con dibujos secuenciales de NGC 3242, la Nebulosa del Fantasma de Júpiter, correspondiendo cada dibujo a lo que veía unos 10 o 15 minutos después del anterior. La información sobre esta espectacular nebulosa la tenéis en esta entrada, así que aquí me limito a lo puramente observacional.

Hace dos semanas me encontraba bajo los (relativamente) oscuros cielos del Purche, una ladera montañosa de Sierra Nevada a pocos kilómetros de Granada. Las nubes se fueron despejando rápidamente, dejando un horizonte sur estrellado, así que decidí aprovechar y observar NGC 3242. La primera vez que la vi fue hace exactamente un año, y no me dejó ningún sabor de boca especial, tan sólo recordaba haber visto una nebulosidad redondeada con atisbos de un anillo más denso interno. Sin embargo, un año de práctica da para mucho, y especialmente para tener bien claro que lo que se ve tras el ocular es proporcional al tiempo dedicado. Comencé, pues, sin ninguna prisa, observando la nebulosa a 214 aumentos. La atmósfera parecía comportarse de manera bastante estable, así que usé el ocular de 5 mm, que me proporcionaba unos cómodos 300 aumentos. NGC 3242 me sorprendió como una esfera muy brillante, sin duda una de las planetarias más brillantes que he observado. Desde un primer momento pude apreciar su anillo interno, algo ovalado, especialmente con visión lateral. Viendo que las estrellas del campo aparecían puntuales me envalentoné y probé, por primera vez, el ocular de 3.5 mm, que agrandó aún más la nebulosa con unos respetables 428 aumentos. El seguimiento entonces se hizo más complicado, pero asumí ese pequeño inconveniente.

NGC 3242.1.png

Pasaron los minutos y el óvalo central fue haciéndose cada vez más patente, más grueso, con un estrechamiento a ambos lados. La visión lateral fue dando sus frutos, y a este nivel conviene matizar que la acción de ver algo de reojo tiene más ciencia de la que parece. En primer lugar, nuestro ojo no es perfectamente homogéneo. Dentro de que la mayoría de bastones (los receptores de luz) se disponen en la periferia de la retina, tenemos zonas de ésta más sensibles y otras menos receptivas, de la misma manera que no sentimos el mismo dolor en el dedo pulgar que en el meñique. Por tanto, a lo largo de la práctica astronómica tenemos que ir acotando la zona de mayor sensibilidad, de forma que algunos pueden ver mejor si dirigen su mirada a la derecha, o si miran hacia abajo. En mi caso, por ejemplo, obtengo mejor sensibilidad cuando hacia arriba y a la izquierda.

NGC 3242.2

Una vez visto el anillo interno con facilidad, decidí buscar más detalles. Probé a usar mi ojo “malo”, que, curiosamente, en nebulosas planetarias me suele dar buen rendimiento. Tenemos que conocer muy bien nuestro instrumento principal de observación, y para ello no hay otra que practicar. En mi caso, a los pocos minutos pude comprobar, con gran sorpresa, que los extremos del óvalo central parecían algo más engrosados. Primero pensé que sería sugestión, ya que no recordaba haber visto ninguna imagen similar en fotografías. Sin embargo, volví a mirar y comprobé que allí seguían esos extremos, como si el anillo, por dentro, estuviera relleno de algún material gaseoso. Me centré entonces en la respiración, ya que inconscientemente había estado reteniéndola, fallo común cuando queremos concentrarnos especialmente. Tenemos que respirar para que nuestros ojos y nuestro cerebro se oxigenen adecuadamente, de otra manera nuestra vista se nublará en pocos minutos. Me di cuenta, así mismo, de que tenía una postura muy forzada. NGC 3242 está relativamente baja, y puede ser un suplicio observarla sin una silla. Decidí, por tanto, ponerme de rodillas, notando un intenso alivio en la espalda. Cuando volví la mirada al ocular la imagen aparecía más definida todavía y los extremos del óvalo querían terminar de forma más aguda, aunque sentí, a los pocos minutos, que estaba forzando la vista demasiado.

NGC 3242.3

Me levanté entonces, respiré profundamente, y comencé a andar por la zona de observación, levantando la mirada al cielo estrellado. No había nadie conmigo salvo una enorme vaca que se había tumbado a unos 20 metros, así que me puse a hablar con ella para no asustarla. El asustado fui yo cuando me respondió en forma de un estruendoso mugido que hizo eco en las lejanas montañas, pero me relajé en seguida cuando comprobé que el dócil animal sólo quería conversación. Me acerqué de nuevo al telescopio, dando pequeños saltos y moviendo los brazos como si estuviera en el calentamiento de una clase de aerobic. De esa manera desapareció la tensión muscular generalizada que me estaba dominando y pude asomarme al ocular con renovadas energías. Y entonces, como por arte de magia, apareció en el centro de la nebulosa una débil estrella, la responsable de formar esa maravilla celeste. No es especialmente difícil de ver, pero el alto brillo de la nebulosa hace que pase fácilmente desapercibida. Al mismo tiempo que apareció la estrella central pude notar cómo los extremos del óvalo se extendían a modo de comisura de los ojos. De hecho, el aspecto final me recordó enormemente a un gran ojo cósmico, con esa pequeña estrella marcando el centro de la pupila, una imagen digna de recordar. Es en esos últimos minutos cuando todo el esfuerzo previo te demuestra que ha merecido la pena.

NGC 3242