El Supercúmulo de Perseo-Piscis (2ª parte)

Hoy vamos a continuar el estudio de esta gran estructura, sumergiéndonos para ello en la constelación de Piscis, donde este Supercúmulo comienza a mostrar grupos cada vez mayores de galaxias. La última vez nos quedamos en NGC 315, y desde esa galaxia sólo tenemos que desplazarnos 3 grados en dirección a Mirach (Beta Andromedae) para que entre en campo el llamativo grupo de NGC 383. Conocida como la Cadena de Piscis o Arp 331, es un conjunto de galaxias situadas a una distancia entre 200 y 240 millones de años luz que se disponen formando una cadena con su centro en NGC 383. Ésta es una galaxia lenticular clasificada como radiogalaxia, también denominada 3C 31, que presenta dos prominentes jets visibles en ondas de radio que se alejan del núcleo a medida que se expanden y se retuercen hasta una distancia de casi 1 millón de años luz. En la siguiente imagen, del NRAO, puede apreciarse junto a otras galaxias de la cadena que nos ocupa hoy. El mecanismo de emisión de energía es similar al resto de radiogalaxias, formándose a raíz del disco de acreción de un agujero negro supermasivo que ocupa el centro de la galaxia, de manera que los chorros de partículas son despedidos por sus polos a velocidades cercanas a la de la luz.

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En la siguiente imagen, obtenida con el Hubble, se aprecia una increíble vista de NGC 383, con enormes bandas de polvo que oscurecen la galaxia y la asemejan, en cierta manera, a M64, la galaxia del Ojo Negro:

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NGC 383 se aprecia al telescopio como una nube de bajo brillo superficial compañera a una débil estrella. Presenta cierta forma alargada, y a altos aumentos se puede distinguir, casi rozando su disco, a NGC 382, una pequeña galaxia compañera elíptica que aparece con aspecto estelar. Más evidentes son, a ambos lados de NGC 383, dos parejas de galaxias que siguen, aproximadamente, la misma dirección. Por un lado tenemos a NGC 380, una galaxia elíptica que aparece como una pequeña esfera difusa, más visible con visión lateral, de apenas 1 minuto de arco de diámetro. Por encima está NGC 379, una galaxia lenticular de magnitud 12.8 y una forma alargada que se distingue al telescopio cuando la estabilidad atmosférica acompaña.

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Al otro lado de NGC 383 podemos ver otras dos galaxias más débiles, siendo la más cercana NGC 385, una elíptica de magnitud 12.9. Justo detrás, NGC 384 es una galaxia lenticular de magnitud 13.1 y una forma ligeramente achatada que se puede apreciar, no sin cierta dificultad con el telescopio. Entre NGC 383 y NGC 385 podemos intentar cazar la débil y esquiva NGC 386, que cuenta con 0.4 minutos de arco de diámetro y una magnitud de 14.3, vislumbrándose tan sólo como una diminuta nubecilla con visión lateral. Una vez que tenemos la visión completamente adaptada a la oscuridad podemos disfrutar de todo el conjunto, y si observamos desde un lugar muy oscuro podremos aspirar a encontrar algunas otras galaxias aún más tenues.

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La siguiente familia del Supercúmulo de Perseo-Piscis, conocida como el Grupo de Piscis o Grupo de NGC 507, se sitúa por debajo de Mirach, justo entre la estrella y M33, la Galaxia del Triángulo (sin embargo, pertenece a la constelación de Piscis). Es un grupo bastante numeroso cuyas componentes se encuentran alrededor de una llamativa estrella denominada HD 8347. Con una magnitud de 7.6, nos llamará fuertemente la atención su intenso color anaranjado, como corresponde a una estrella de tipo espectral K5, y contrasta con una tenue estrella de la décima magnitud que se encuentra a 42 segundos de distancia, y que aparece con una tonalidad azulada, fruto seguramente de la diferencia de intensidad, ya que realmente es una estrella amarillenta. Ambas estrellas no forman un sistema binario, ya que la rojiza se encuentra a casi 1000 años luz de distancia, mientras que la “secundaria” está a apenas 50 años luz. La perspectiva ha querido colocarlas en esa peculiar disposición para engañar a nuestros sentidos.

NGC 507, la galaxia principal del grupo, se denomina también Arp 299, englobándose dentro del capítulo de galaxias con capas externas, una característica que se puede apreciar en fotografías de larga exposición. Estas capas superpuestas a modo de cebolla se deben, probablemente, a la fusión previa de varias galaxias más pequeñas, y seguramente no serán las últimas. NGC 507 es una galaxia elíptica que lidera a su grupo de galaxias, y se piensa que la vecina NGC 499 pertenece en realidad a otro grupo que probablemente ha interaccionado en el pasado con el grupo de NGC 507 (un gran halo deformado visible en rayos X apoya esta teoría). NGC 508 es una pequeña galaxia elíptica que, a pesar de aparecer junto a NGC 507, no parece estar sufriendo ninguna interacción con ella, permaneciendo ajena a su influencia a pesar de su cercanía. Cerca de esta pareja se deja ver NGC 504, una galaxia lenticular de magnitud 13 que muestra una silueta alargada, así como también se muestra ovalada NGC 494, una bonita espiral que se encuentra inclinada hacia nosotros. De magnitud 12.9, está acompañada por tres débiles estrellas que forman una línea a su lado.

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Junto a la llamativa y anaranjada estrella central podemos ver algunos puntos débiles, y hacemos hincapié en lo de “puntos”, ya que uno de ellos no es una estrella sino la débil galaxia IC 1687, que con una magnitud de 13.7 podría pertenecer a la categoría de “galaxias compactas”, un tipo de galaxia pequeña, densa y con poco polvo interestelar. Algo más alejada, IC 1682 es una galaxia espiral de magnitud 13.6 y un tamaño algo mayor, visible como una pequeña mancha extremadamente débil.

Y de aquí saltamos al grupo de NGC 499, en el mismo campo del ocular si no usamos aumentos elevados. En mi caso pude contemplar ambos grupos con el ocular Hyperion de 13 mm, a 115 aumentos. NGC 499 es la más evidente, una galaxia elíptica de magnitud 12.1 que muestra, incluso a bajo aumento, un núcleo puntiforme que pierde brillo hacia los bordes. Otras dos galaxias relativamente brillantes forman un triángulo con ella. Por un lado, NGC 495 es una bonita galaxia espiral que se nos presenta de frente, mostrando dos espectaculares brazos que recuerdan a NGC 1300. Por último, NGC 496 es una débil galaxia espiral de magnitud 13.4 y un aspecto que llama mi atención en fotografías de larga exposición, ya que contrasta con el resto de las galaxias estudiadas por presentar un tono azulado y multitud de “grumos”, aglomeraciones de jóvenes estrellas típicas de las galaxias que han sufrido alguna interacción reciente. Al telescopio, sin embargo, no es más que una nubecilla sin forma y extremadamente débil, pero eso no nos impide maravillarnos con el hecho de poder intuirla tras el ocular.

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A riesgo de alargar demasiado esta entrada vamos a terminar hablando de una llamativa estructura que hace su aparición en esta zona del cielo, siendo bordeada por parte del Supercúmulo de Perseo-Piscis. Se trata del Vacío de Tauro, una zona especialmente vacía en galaxias que ayuda a definir la estructura a gran escala del cosmos que cada día vamos teniendo más clara. Esta estructura, si recordamos anteriores entradas, está formada por filamentos de galaxias con zonas poco densas, o vacíos, entre ellas, otorgando al universo una disposición con forma de esponja. El Vacío de Tauro se encuentra separando el Supercúmulo de Virgo, nuestra familia de galaxias, y el Supercúmulo de Perseo-Piscis, a través de un espacio de 150 millones de años luz. En la siguiente recreación podemos apreciar el Vacío, cuya concentración de galaxias es ínfima. De hecho, tan sólo se han descubierto unas pocas galaxias en su seno, como es el caso de UGC 2627 y UGC 2629, dos débiles galaxias que algún día trataremos de cazar.

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En la siguiente entrada trataremos los dos últimos grandes cúmulos de esta gran familia y representaremos de forma global todos los componentes que hemos ido viendo en estos artículos.

¿Superluna? Bueno…

Un rápido vistazo a las redes sociales pondrá en evidencia una noticia espectacular, en apariencia, anunciando para este lunes la “superluna” más grande que ha tenido lugar en los últimos 70 años y que no podremos ver de nuevo hasta dentro de 28 años. Dicho así, no es de extrañar que mucha gente salga mañana en busca de nuestro satélite con la ilusión de quedar cegado por su esplendor y, al verlo, tengan que resignarse con un “¿Y para esto tanto?”. Pues sí, esta es la sensación que tendrá mucha gente porque, efectivamente, nuestros ojos serán incapaces de apreciar cambio alguno. Para ilustrar esta realidad no necesitamos más que un par de datos, pero comenzaremos con unos pequeños apuntes de teoría para entender lo que hay detrás de esta noticia.

La Luna, como todos sabemos, gira a nuestro alrededor siguiendo un período fijo de 29.53 días, lo que conocemos como mes sinódico, en el cual discurren las fases lunares que ya conocemos (luna nueva, creciente, llena y menguante). Además, la Luna no sigue una órbita perfectamente circular alrededor de la Tierra, sino que describe una elipse, una especie de óvalo en el que la Tierra no ocupa el centro. Por este motivo, habrá momentos en los que la Luna se encuentre más alejada de la Tierra y momentos en los que esté bastante más cerca, y esto ocurre de manera natural todos los meses. La Luna tardará en completar esta elipse 27,32 días, lo que conocemos como mes sidéreo. En su mayor acercamiento, también conocido como perigeo, la Luna llega a estar a unos 356.000 km de distancia, mientras que en su curva más alejada, apogeo, está a 406.000 km. Además de esto, la órbita lunar sufre múltiples y complejas variaciones (debido a la influencia del Sol, por ejemplo) que producen pequeños cambios en la distancia a lo largo del tiempo. Por tanto, habrá apogeos que coincidan con la Luna llena, mientras que en otras ocasiones coincidirán con la luna nueva.

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Fotografía realizada por Leonardo Fernández Lázaro. Alarcón Web

Bien, ya en conocimiento de sus movimientos básicos, vamos a los datos importantes sobre su tamaño. El tamaño de los astros vistos desde la Tierra, lo que se conoce como tamaño angular, se mide en minutos de arco, de manera que a una distancia media de 384.000 km, la Luna mediría 31.05 minutos de arco. En el apogeo la Luna mide unos 29.5. minutos de arco, mientras que en el perigeo alcanza, en los casos más extremos, hasta casi 34 minutos de arco.

¡Eso son casi 3 minutos de arco de diferencia respecto al tamaño medio, seguro que se aprecia perfectamente! Podría decir cualquiera que venga siguiendo el artículo. Pues bien, ahora viene la última premisa y el dato que hace que estas noticias carezcan de sentido. Si extiendes tu brazo hacia el cielo podrás comprobar que la Luna es más pequeña que la yema de tu dedo meñique. De hecho, el ancho del dedo equivale a un grado en el cielo, es decir, 60 minutos de arco. Si recordamos, la Luna normal mide unos 30 minutos de arco, justo la mitad de nuestro dedo. Imagina la mitad de tu dedo subdividido en 10 partes iguales o, si lo prefieres, el ancho total dividido en 20, y ahora suma mentalmente una de esas partes… ¿Serías capaz de apreciarlo? El ojo humano es incapaz de detectar cambios tan pequeños en el tamaño, máxime aún si, como ocurre en el cielo, no tenemos sistemas de referencia para comparar la Luna. Es más, este cambio de tamaño no ocurre instantáneamente, sino que es un proceso gradual, lo cual hace aún más difícil cualquier estimación.

Por último, hace dos meses el tamaño de la Luna llena fue de unos 33.6 minutos de arco, apenas 0.3 minutos de arco menos que la de este mes… ¿De verdad nos vamos a asombrar con la superluna de Noviembre? La del mes que viene también tendrá algo más de 33.6 minutos de arco, esperaremos a ver la noticia sensacionalista que sacan los medios de comunicación… Teniendo en cuenta que nuestros ojos tienen una capacidad de resolución de un minuto de arco, esos 0.3 minutos de diferencia serán indetectables y podremos “revivir” la experiencia de la superluna…

Todo esto no quita el atractivo que nos puede ofrecer la Luna llena saliendo por el horizonte, sea o no “superluna”, pero disfrutémosla por el hecho de estar ahí disponible para nosotros cada día, además de ofrecernos su bella silueta cambiante.

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PD: como dato adicional, el término de “superluna” no ha sido acuñado por ningún astrónomo, nosotros no lo usamos en nuestro día a día como podría parecer. El término lo acuñó un “astrónomo homeópata”, también conocido como astrólogo, llamado Richard Nolle, en 1979, asociando el fenómeno a importantes eventos y desastres naturales.

PD2: como mencionábamos, cada 27 días tiene lugar el apogeo de la Luna, por lo que, teóricamente, cada 27 días tendríamos una superluna. Sin embargo, en otras ocasiones esa fecha coincide con la Luna nueva, con lo cual no puede apreciarse en su totalidad, aunque, en teoría, debería provocar las mismas catástrofes que en luna llena…

 

Parte de un todo (IC 348)

Ya vamos comprobando que el espacio “vacío” está lleno, en realidad, de polvo y gas, como podemos ver en multitud de fotografías que contemplamos a diario. Hoy vamos a estudiar una zona especialmente interesante situada en la Nube Molecular de Perseo, una interesante región que se sitúa a una distancia de entre 600 y 1000 años luz. Comparte localización con la asociación Perseus OB2, en la cual quedan englobadas multitud de estrellas de tipo espectral O y B, jóvenes y grandes astros que iluminan el gas que hay a su alrededor. Entre estas nubes hay algunas que no reciben luz alguna y aparecen como nebulosas oscuras parcheando toda la zona, algunas fácilmente visibles si observamos desde un lugar alejado de la contaminación lumínica. Esta región OB cuenta con dos importantes zonas de formación estelar, una de las cuales ya vimos en su momento, la nebulosa de reflexión NGC 1333. En su interior se ha descubierto un gran número de estrellas jóvenes, muchas de las cuales cuentan con un anillo de gas a su alrededor, así como numerosos objetos Herbig-Haro. Hoy nos centraremos en la otra fábrica de estrellas que se sitúa muy cerca, IC 348. Podemos contemplar ambas zonas en la siguiente fotografía, una a cada lado de la imagen, así como la gran cantidad de polvo que reina en la región. IC 348 es la nebulosidad blanquecina que hay bajo la brillante estrella de la izquierda, mientras que NGC 1333 es una pequeña nubecilla de la misma tonalidad que hay en la mitad derecha:

Pero antes identificaremos la estrella más brillante que preside la asociación OB. Se trata de Zeta Persei (también conocida como Menkib), y su nombre también es usado para referirse a la asociación. Es una estrella de tipo espectral B1, bastante joven, que se sitúa a 750 años luz de distancia. Desde la tierra la vemos con una magnitud de 2.9, si bien posee una luminosidad equivalente a 47.000 veces la del sol. Tiene, por cierto, una compañera de magnitud 9 situada a unos 13 segundos de arco. Menkib, con una masa 19 veces mayor que la del sol, terminará sus días como una brillante supernova, aunque todavía le restan varios millones de años de vida.

Vamos a saltar de Menkib a Atik, también conocida como Omicron Persei, la estrella de magnitud 3.8 que tomaremos de partida para nuestra observación. Es una estrella que comparte el tipo espectral de Menkib, y junto a ella reside IC 348, un pequeño cúmulo abierto, de 15 años luz de diámetro, cuyas estrellas iluminan el gas circundante a modo de vela cósmica. Esta familia de estrellas está compuesta por casi 500 componentes, de los cuales una tercera parte presentan a su alrededor un disco de polvo en cuyo seno se están gestando planetas, como ocurrió en nuestro sistema solar hace 4500 millones de años. Esto es de gran importancia porque nos permite estudiar las primeras etapas de las estrellas, cuya edad ronda los 2 millones de años, si bien se han encontrado algunas extremadamente jóvenes que apenas llegan a los 500.000 años. Su “compañero de nube”, NGC 1333, posee incluso más estrellas recién nacidas, así como cuerpos de Herbig-Haro, de lo cual se deduce que su edad es algo menor. En la siguiente fotografía, hecha por Rafael Rodríguez Morales, podemos apreciar IC 348 con mayor detalle, a la izquierda, además de los impresionantes contrastes cromáticos que se han creado en la región. La nebulosidad más opaca, de forma alargada a la derecha, es Barnard 3; justo bajo IC 348 podemos ver Barnard 4, algo menos evidente:

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Imagen obtenida por Rafael Rodríguez Morales

Otra particularidad de este cúmulo es que en él se han descubierto tres enanas marrones de baja masa, un peculiar objeto que podría ocupar el eslabón entre los planetas y las estrellas. Se trata de estrellas extremadamente jóvenes que poseen una masa particularmente pequeña, con lo cual su temperatura apenas alcanza los 600 grados Celsius. Estos astros tienen una masa menor de 10 veces la masa de Júpiter, batiendo así el récord estelar de “estrellas con peso pluma” en el universo conocido. Otra estrella especialmente interesante es LRLL 54361, un sistema doble formado por dos protoestrellas que orbitan una alrededor de otra. Cada 25 días este sistema sufre un repentino aumento de brillo, y parece deberse a que cada 25 días, en el periastro (cuando ambas estrellas están más cerca entre sí), sus atmósferas prácticamente entran en contacto, pasando materia de una a otra y produciendo una gran cantidad de energía.

Si observamos el cúmulo a bajo aumento es posible que la brillante Omicron Persei nos deslumbre, aunque si el cielo está oscuro no tendremos problema en ver una marcada nebulosidad en torno a un grupito de estrellas que hay a apenas 10 minutos. Lo cierto es que el cúmulo parece más bien pobre y la vista se va impresionando rápidamente de la nebulosa, cuya silueta se va recortando contra el fondo oscuro. La brillante Omicron Persei se encuentra en la parte inferior del ocular, y en el centro puedo contar una quincena de pequeñas estrellas, destacando un par de ellas más brillantes, rodeadas por algunas extremadamente débiles. La nebulosidad no es homogénea, destacando en torno a esta pareja de estrellas y a otra que se encuentra inmediatamente superior, partiendo de esos puntos débiles prolongaciones que otorgan al conjunto una forma de letra “C”. Hay otras zonas con nebulosidad débil, incluyendo una hilera de tres estrellas que se encuentran cerca de Omicron Persei. Esta estrella, en concreto, también parecía envuelta en una difusa nube redondeada, pero viendo posteriores fotografías probablemente fue debido al propio brillo de la estrella y una leve humedad que iba imperando en el ambiente. Sea como sea, otra faceta que quedó patente fue la verdadera escasez de estrellas que había al suroeste del cúmulo, no pudiendo ver ninguna de ellas en sus inmediaciones. No es que no haya, sino que en ese lugar se encuentra la nebulosa oscura Barnard 4. Muy cerca se encuentra Barnard 3, un poco más contrastada, en dirección a NGC 1333. De esta manera, si observamos estas variadas nebulosas y sus estrellas asociadas, podremos decir que conocemos relativamente bien a esta inmensa región conocida como Perseus OB2 y, como exploradores, podremos marcar su situación en el mapa de nuestros viajes galácticos.

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*Me parece importante tratar el cielo por regiones, de la misma manera que no podemos estudiar el ojo humano y, por otro lado, el área visual del cerebro, sino que para entender el conjunto debemos estudiar cómo llega un fotón a la retina y su camino a través del sistema nervioso. Así, en este caso, tenemos que tomar a NGC 1333 e IC 348 como parte de un todo más grande, un órgano que se manifiesta de distintas maneras en cada uno de sus rincones, contribuyendo a la magia de esta afición y añadiendo aún más incentivos para observar el cielo.

El Supercúmulo de Perseo-Piscis (1ª parte)

Hace meses nos sumergimos en el estudio del Cúmulo de Perseo, observando la enorme fuente de rayos X que se situaba en NGC 1275, y vimos la gran cantidad de galaxias que se pueden contemplar en el mismo campo del ocular. Hoy vamos a dar un paso más, y no es algo precisamente sencillo así que dedicaremos varias entradas a ello. La idea es completar un trozo de nuestro mapa mental del universo con una de las estructuras más grandes que podemos observar desde nuestro humilde observatorio, una estructura que hace empalidecer al propio Cúmulo de Virgo. Anteriormente introducíamos el concepto de la Gran Muralla, una estructura a gran escala que englobaba los Supercúmulos de Coma-Leo y Hércules, situados a unos 300 millones de años luz de distancia. Hoy vamos a estudiar el mayor supercúmulo que tenemos a “corto alcance”, que se encuentra en dirección contraria y se denomina Supercúmulo de Perseo-Piscis. Ya conocemos uno de sus extremos visibles, porque corresponde a Abell 426, el Cúmulo de Perseo, mientras que el otro extremo se introduce en la constelación de Piscis, atravesando gran parte del cielo otoñal. En la zona de Perseo nuestra propia Vía Láctea dificulta el estudio de sus galaxias tras la gran cantidad de polvo y materia de sus brazos, por lo que es probable que continúe más allá de Abell 426. Se estima que esta familia tiene una extensión de unos 350 millones de años luz, una verdadera muralla, ya que el supercúmulo tiene una estructura extremadamente fina, salpicada con algunos grandes cúmulos y grupos galácticos que parecen perlas engarzadas en un velo alargado. En la siguiente imagen podemos encontrar este Supercúmulo en el cuadrante derecho-superior, apareciendo como esa hilera formada por multitud de puntos negros.

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Recientemente ha comenzado a estar en boca de todo el mundo el término Laniakea, que, según estudios recientes, correspondería a una gran agrupación de galaxias de la cual formamos parte. Englobaría, según los datos del movimiento de las galaxias cercanas, al Supercúmulo de Virgo (al cual pertenecemos), el Supercúmulo de Hidra-Centauro y el Supercúmulo del Centauro, entre otros, y se encontraría totalmente enfrentado al Supercúmulo de Perseo-Piscis, el que nos ocupa hoy. Ambos supercúmulos parecen situarse de una forma relativamente simétrica, como podemos comprobar en la siguiente imagen:

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Cada uno de ellos está compuesto de numerosos filamentos formados por galaxias, con zonas más engrosadas que corresponden a los grandes cúmulos, donde más abundan estos “ladrillos” cósmicos. Colindante con el Supercúmulo de Perseo-Piscis tenemos uno de los más impresionantes Vacíos del universo, conocido como el Vacío de Tauro, pero hablaremos de él en la siguiente entrada. Tras esta introducción vamos a ir presentando a algunas valientes que conforman el extremo oriental de esta metrópolis galáctica, y poco a poco iremos dando paso a los grandes grupos que predominan al otro lado.

Comenzamos por NGC 7515, una solitaria galaxia que se sitúa en Pegaso, muy cerca de Markab (alfa Pegasi). Podemos aprovechar esta visita para ojear de nuevo a NGC 7479, la bonita galaxia espiral que nos embelesará con sus brazos si la noche es propicia. Una vez que apuntemos a NGC 7515 lo que más llamará nuestra atención será un bonito sistema binario con dos estrellas que parecen gemelas, blanquecinas, de magnitud 9.9 y una cómoda separación de 26 segundos de arco. Allí, muy cerca, podremos distinguir una tenue nubecilla, pequeña y redondeada. Ningún detalle puede apreciarse en su superficie, ni siquiera a 214 aumentos y con una adaptación más que suficiente. Es de magnitud 12.5 y se encuentra a unos 210 millones de años luz. Si miramos directamente parece desvanecerse poco a poco, aunque con visión lateral es un objeto más sencillo. Tendremos que acostumbrarnos a este comedido brillo superficial, ya que es el que caracteriza a la mayoría de galaxias del Supercúmulo de Perseo-Piscis. NGC 7515 es una galaxia espiral que vemos de frente, una espiral de tipo Sc con unos bonitos brazos bastante simétricos y uniformes, con algunas condensaciones azuladas que nos enseñan que en el supercúmulo vecino también están naciendo estrellas, al igual que ocurre en “nuestro barrio”.

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Para ver el siguiente objetivo, NGC 7831, vamos a ir a Andrómeda, al lado opuesto del cuadrilátero del Pegaso, cerca de Alpha Andromedae, más conocida como Alpheratz. Esta galaxia es una espiral vista de canto, ofreciendo a nuestra vista una imagen bastante más atractiva. Situada algo más lejos, a 235 millones de años luz, posee una magnitud visual de 12.8, pero su brillo superficial es mayor, ya que su luz se dispone en un espacio de 1.7 x 0.4 minutos de arco. Es relativamente grande en términos absolutos, con unos 115.000 años luz de diámetro, y lidera un pequeño grupo de galaxias al que da nombre, y cuyos componentes, más débiles, podemos intentar cazar si nada nos lo impide. Sus principales galaxias compañeras son NGC 7805, NGC 7806, NGC 7819 y NGC 7836. NGC 7831 aparece al ocular como una delicada mancha alargada, junto a dos débiles estrellas, muy fina y relativamente fácil de ver. No hace falta distinguir sus brazos para adivinar su verdadera naturaleza, y es que estas galaxias de canto tienen una gracia característica que hace posible su detección en cuanto se vislumbran al ocular.

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Para terminar este capítulo vamos a ver un trío de galaxias en el que destaca, en el centro, NGC 315, una lejana elíptica que se encuentra a 230 millones de años luz. Es una enorme galaxia que presenta dos prominentes jets bipolares que se pueden apreciar intensamente en ondas de radio. Su origen y estructura parece similar al de M87, que podemos recordar en esta entrada, si bien en este caso se nos muestra completamente de perfil. El causante, escondido en el interior de la galaxia, es un agujero negro supermasivo del cual no conocemos gran cosa. Para tomar conciencia de la increíble longitud de este chorro de energía imaginemos la distancia que nos separa de la Galaxia de Andrómeda, unos 2.5 millones de años luz. Pues bien, el jet de NGC 315 mide, de un extremo a otro, más de 3.5 millones de años luz… Es, sin duda, uno de los objetos más grandes detectados jamás, y cataloga a la galaxia como “radiogalaxia gigante”.

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NGC 315 es fácil de ver bajo un cielo oscuro, con una magnitud de 11.2 según algunas fuentes, y presenta una forma esférica relativamente brillante, apreciable incluso con visión directa. No son tan sencillas sus compañeras, NGC 311 y NGC 318, que la flanquean a apenas 5 minutos de distancia cada una. La primera tiene una magnitud de 13 y es una espiral con cierto ángulo de inclinación con respecto a nosotros, no mostrando ningún detalle ni en fotografías de larga exposición. NGC 318 es la más débil del trío, con una magnitud que ronda la 15 y unas dimensiones de apenas 0.3 x 0.5 minutos de arco. Es una galaxia cuya estructura no se ha definido con precisión, pudiendo ser de tipo lenticular o espiral barrada. Cualquier fotografía puede dar fe de ello, mostrando una pequeña esfera algo alargada y de núcleo brillante, con dos prolongaciones axiales que bien podrían ser atisbos de una barra central o parte de un disco de estrellas que vemos desde el ecuador. Lo cierto es que visualizarla no será todo lo fácil que nos gustaría, necesitando varios minutos de adaptación y visión periférica, así como paciencia y conocer previamente su situación exacta. No obstante, los breves y débiles destellos que nos llegan de ella ayudan a formar, junto a sus compañeras más brillantes, un interesante marco cósmico. Nos vamos adentrando poco a poco en la región septentrional de Andrómeda, una zona en la que el Supercúmulo de Perseo-Piscis nos aguarda con su mejor arsenal y sus grandes familias galácticas.

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Tres por el precio de uno (NGC 133, NGC 146 y King 14)

Casiopea es una constelación rica en cúmulos abiertos, localizados la mayoría en distintos puntos del brazo de Perseo, y hay tal cantidad de ellos que, en ocasiones, podemos ver varios ocupando una misma parcela celeste. En el caso de hoy vamos a ver tres cúmulos en el mismo campo del ocular, algo que no es muy frecuente, y se localizan muy cerca de la galaxia IC 10, que ya hemos estudiado con anterioridad.

Pero antes de hablar de los cúmulos vamos a dar unas pinceladas sobre la estrella que nos sirve para localizarlos, la brillante Kappa Cassiopeaie. No decimos “brillante” en un sentido puramente visual, ya que su magnitud de 4.2 puede que no sea nada sorprendente. Sin embargo, lo verdaderamente fascinante es que la estrella, una supergigante azul de tipo espectral B, se encuentra a más de 4000 años luz de distancia. Es una de las estrellas que más radiación emite, con una luminosidad equivalente a 420.000 soles y una temperatura de 24.000 kelvin. Si estuviera en el centro de nuestro sistema solar “achicharraría”, literalmente, cualquiera de los planetas que conocemos, de manera que podemos tacharla de nuestra lista de candidatas a viajes espaciales. Además, es una estrella de gran velocidad que está provocando, a su paso, un choque en arco (bow shock), un fenómeno que podemos apreciar en la siguiente fotografía tomada en el infrarrojo por el telescopio Spitzer:

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Se trata, en resumidas cuentas, del choque entre el campo magnético de la estrella con el medio interestelar, que es estimulado y emite radiación que podemos detectar desde nuestro planeta. Esa onda de choque se encuentra 4 años luz por delante de la estrella, lo cual da una idea del gran alcance de este coloso azul. Nos alejamos ahora de la peligrosa Kappa Cas para explorar los cúmulos ya mencionados.

El triángulo de cúmulos está conformado por NGC 133, NGC 146 y King 14. Aunque parezcan estar a la misma distancia, el primero de ellos se encuentra muy cerca, compartiendo con el Sol el ramal de Orión, mientras que los otros se sitúan en la parte más externa del brazo de Perseo. Comenzaremos por el primero de ellos, NGC 133, aunque es el de menor atractivo. De hecho, es posible que, si no nos dijeran nada, ni lo apreciáramos como cúmulo, ya que a través del ocular podemos ver 5 estrellas brillantes con forma de letra Y, con alguna que otra estrella más débil que parece formar parte del fondo. La primera vez que lo observé pensé que era un error de catálogo, aunque después de todo, parece que esas estrellas están unidas entre sí, constituyendo una pequeña familia. Quizás, su elemento más interesante es una de sus estrellas intermedias, de magnitud 10, que tiene una débil compañera a 5 segundos de arco, que necesitará un aumento medio para desdoblarla. Se encuentra a unos 2000 años luz de nosotros en dirección al brazo de Perseo, y hacia allá vamos ahora para ver los otros dos cúmulos.

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Atravesamos con nuestra imaginación el denso brazo galáctico, pasando de largo miles de estrellas hasta llegar a la zona más externa del brazo de Perseo, a casi 10.000 años luz de distancia. Si seguimos más allá llegaríamos al borde de nuestra galaxia, pero dos grandes familias de estrellas nos retienen aquí. “Estos sí son cúmulos de verdad”, pensamos cuando su luz impregna nuestra retina. El primero de ellos, NGC 146, es un joven grupo de estrellas cuyos miembros más jóvenes nacieron hace apenas 3 millones de años, aunque la nebulosa original se ha dispersado por completo. Son estrellas azuladas entre las que destaca una de tipo Herbig Be. Este tipo de estrellas son tan jóvenes que se encuentran envueltas en una nube de polvo que dificulta su visualización, si bien se pueden detectar por su brillo en el infrarrojo. El núcleo de la estrella todavía no ha comenzado a quemar hidrógeno, pero pronto comenzará a dar sus primeros pasos y pasará a ser una estrella de la secuencia principal, como la mayor parte de los astros que pueblan la galaxia. El cúmulo tiene una forma alargada, con una región interna más densa, y una treintena de componentes pueden contarse con facilidad en sus dominios. El tercer cúmulo, igualmente joven, se denomina King 14, y con abertura moderada es probablemente el más sugestivo de los tres. Con un diámetro de unos 7 minutos de arco, está formado por casi 200 estrellas, si bien son visibles unas 30 de ellas, muy débiles y unidas, con algunas en el límite de detección del telescopio titilando en la lejanía, asomadas tímidamente entre el resto. Hay que reconocer que tiene su encanto, y su visión es aún más interesante si tenemos en cuenta la distancia que nos separa de esas jóvenes estrellas. La brillante Kappa Cas parece mirarlas con cautela, protegiendo con su potente luz estos distantes cúmulos.

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La galaxia conejo (IC 10)

Hoy vamos a conocer a un miembro más de nuestro acogedor Grupo Local, del que ya hemos hablado en otras ocasiones y que se encuentra presidido por la Vía Láctea y la Galaxia de Andrómeda, siendo M33, la Galaxia del Triángulo, la tercera en cuanto a tamaño. La mayoría de las restantes galaxias menores se relacionan con alguna de estas galaxias principales, de manera que la del presente artículo está anclada a M31, orbitándola como la Luna a la Tierra.

Se trata de IC 10, una galaxia enana irregular cuyas últimas estimaciones la sitúan a unos 2.6 millones de años luz de distancia. Se encuentra tras una zona densamente poblada de la Vía Láctea, de manera que el brazo de Perseo dificultad su visión y disminuye en gran medida el brillo que nos llega. No obstante, siempre es agradable disfrutar de galaxias en zonas de gran riqueza estelar, e IC 10 es un buen ejemplo de ello. Pasó por alto el escrutinio celeste de los primeros grandes astrónomos que rastrearon el cielo con telescopios, siendo descubierta por Lewis Swift en 1889, descrita como “una débil estrella envuelta en una larga, débil y difusa nebulosidad”. El famoso buscador de cometas no podía imaginar la verdadera naturaleza del objeto que acababa de descubrir. En la década de los 20 se puso en evidencia su localización extragaláctica y más adelante, en 1936, Hubble sugirió que pertenecía al Grupo Local. No se pudo confirmar este dato hasta que en los 60 se midió su velocidad radial y se comprobó que la galaxia se acercaba a nosotros a unos 350 km por segundo. De esta manera no cupo duda de la pertenencia de IC 10 al Grupo Local.

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Crédito: Observatorio Lowell

IC 10 es una pequeña galaxia que apenas alcanza un diámetro de 5000 años luz, pero es, sin duda, una de las galaxias más peculiares que podemos observar en nuestro vecindario. Se trata de la única galaxia del grupo local clasificada como “Starbust Galaxy” o, traducido al castellano, galaxia de estallido estelar. Este nombre tan comercial viene a significar que está sufriendo una importante proliferación de estrellas que, a juzgar por los estudios realizados, comenzó hace unos 10 millones de años. Este dato viene apoyado por la ingente cantidad de estrellas Wolf-Rayet que campan a sus anchas por la galaxia. Estas estrellas, si recordamos otras entradas, vienen a ser astros masivos y muy jóvenes que están perdiendo materia a grandes velocidades, generando rápidos vientos que moldean su entorno como un enorme huracán. Hay más estrellas Wolf-Rayet en IC 10 que en todas las demás galaxias enanas del Grupo Local juntas, y eso es un dato indirecto más de su reciente actividad proliferativa. Para que una galaxia enana forme estrellas a tanta velocidad debe haber recibido un aporte extra de gas, pero no podemos ver ninguna galaxia a su alrededor capaz de aportar la materia prima. Un equipo de investigación está estudiando la posible hipótesis de que un encuentro con otra galaxia enana hubiera sido el responsable de esta proliferación, habiendo quedado dicha galaxia fusionada con IC 10 y, por tanto, invisible a nuestros ojos. Encontrar evidencias de esta idea no es tarea sencilla, ya que habría que estudiar el movimiento de sus estrellas y ver si siguen algún patrón característico que nos ponga en la pista de la fusión. Sin embargo, hay un dato indirecto que puede hacer pensar en este proceso. Se ha encontrado, alrededor de la galaxia, una envoltura de gas, hidrógeno neutro, de hasta 60.000 años luz de diámetro, lo cual hace pensar en que puede ser el remanente de una galaxia que fue engullida hace poco por IC 10. Esta envoltura, además, gira en sentido contrario a la galaxia, apoyando la hipótesis con más fuerza aún.

De confirmarse, esta fusión galáctica sería un importante hallazgo, ya que las grandes galaxias, como la Vía Láctea, se creen haber sido formadas por la unión de muchas pequeñas galaxias. El problema es que, para estudiar la fusión de galaxias enanas, los astrónomos tienen que usar grandes telescopios para observar estas galaxias en las épocas jóvenes del universo, añadiendo una importante dificultad (galaxias muy lejanas y que, por tanto, no muestran un gran nivel de detalle). Si supiésemos que IC 10 se acaba de tragar una galaxia enana podríamos obtener mucha más información de este proceso, estudiando de primera mano lo que ocurre con este tipo de interacción.

Pero IC 10 es una caja de sorpresas, y es que guarda en su interior una importante fuente de rayos X correspondiente a un peculiar sistema binario. En esta entrada aprendimos como una estrella doble puede originar una nova o una supernova, gracias a la acreción de materia por parte de una enana blanca. Pues bien, en estrellas muy masivas el colapso de la estrella, además de la supernova, continúa hasta producir lo que se denomina agujero negro estelar, y ése es el origen de la fuente de rayos X observada en IC 10. Lo interesante es que la estrella compañera eclipsa al agujero negro desde nuestro punto de vista, de manera que se ha podido calcular la masa de éste último, estimándose entre 24 y 33 masas solares, convirtiéndolo así en el agujero negro estelar más masivo conocido hasta el momento.

IC 10 no es difícil de encontrar, muy cerca de Caph, Beta Cassiopeiae, uno de los extremos de la constelación. Su magnitud de 10.4 no es una buena referencia a la hora de estimar la dificultad de verla, ya que posee un bajo brillo superficial y una extensión algo mayor de 5 minutos de arco. Si no fuera por el polvo interestelar que se interpone entre la galaxia y nosotros sería, sin duda, mucho más sencillo. Aun así IC 10 ya es visible a bajo aumento con el Dobson de 30 cm si la noche es buena, una pequeña nubecilla sin forma aparente al lado de dos brillantes estrellas. Relativamente alargada, su silueta es difícil de definir por lo difuso de sus bordes. A 214 aumentos la cosa va mejorando, quedando evidente una zona más brillante que marca el núcleo de la galaxia, desviado de su centro. Con visión lateral se ve con mayor facilidad, una zona más densa que corresponde a la región HII que domina el centro de la galaxia y que se aprecia fácilmente en cualquier fotografía. A esta zona se le denomina HL 111 y es el motor proliferativo de IC 10.

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Pero no es la única región HII que podemos observar, ya que, si observamos con detenimiento, podremos apreciar otra débil condensación alargada, entre tres pequeñas estrellas, que corresponde a dos cercanas regiones HII, HL 45 y HL 50. Es emocionante poder espiar nebulosas de otras galaxias y comprender que no son tan distintas a las que podemos observar, por ejemplo, en Orión o en Sagitario. Para ver esto un requisito es fundamental: un cielo oscuro y una gran transparencia, por lo cual estas noches, que comienzan a ser más frías, van convirtiéndose en las idóneas para lograrlo.

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La delgada línea oscura (NGC 7814)

La constelación de Pegaso alcanza estas noches el cenit poco después de la puesta de sol, momento idóneo para intentar cazar algunas de sus muchas galaxias. Hoy vamos a ver una especialmente interesante, tanto que entró a formar parte del catálogo Caldwell con el número 43 y recibe el sugerente nombre de “la pequeña Galaxia del Sombrero”, debido a su parecido con la famosa M104.

Estamos hablando de NGC 7814, una pequeña galaxia que podemos localizar a 2 grados y medio de Algenib, Gamma Pegasi, uno de los vértices del cuadrilátero de Pegaso. Con una distancia estimada entre 45 y 50 millones de años luz, pertenece al conocido como Ramal de Pegaso, un grupo de unas 35 galaxias que comparten vecindario cósmico, de la misma manera que la Vïa Láctea y M31 forman parte del Grupo Local. NGC 7814 es una galaxia espiral de tipo Sa, es decir, de forma relativamente esférica y de brazos uniformemente circulares. Su inclinación pone en evidencia su característica más peculiar, esa llamativa banda oscura de polvo que le ha valido su apodo. De hecho, la galaxia tiene tanto gas y polvo que sufre una importante extinción, bloqueando sus regiones más brillantes a nuestra vista y dificultando la visualización de sus regiones internas. Pero no todo está perdido, ya que tenemos la suerte de que el polvo es transparente a la longitud de onda del infrarrojo cercano. Es decir, si disponemos de un instrumento capaz de detectar esta longitud de onda, podemos aventurarnos en el corazón de esta galaxia, y de esa manera conocer su estructura y algunas interesantes características.

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NGC 7814 es, podríamos decir, un clon de M104, con su mismo diámetro (unos 80.000 años luz) y una estructura muy similar. La principal diferencia, apreciable a simple vista, es su distancia, ya que M104 se encuentra a mitad de camino, a unos 24 millones de años luz. NGC 7814 posee un bulbo extremadamente prominente, que lo asemeja en cierta forma a una galaxia lenticular. La gran banda oscura que lo rodea presenta una leve inclinación que permite seguirla en toda su extensión en la siguiente fotografía tomada por Ken Crawford, del observatorio Rancho del Sol:

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Crédito: Ken Crawford, Observatorio Rancho del Sol

Podemos comprobar que dicha banda de polvo presenta cierta curvatura sobre el plano horizontal, fruto de la interacción con otra galaxia en un pasado relativamente remoto. Podemos ver, así mismo, una pequeña galaxia extremadamente débil justo por debajo de NGC 7814, una probable galaxia satélite que acabará siendo engullida próximamente.

Localizar a NGC 7814 es extremadamente sencillo, como hemos dicho, a partir de Algenib, desplazándonos de estrella en estrella hasta encontrar esta difusa mancha. De entrada, a bajo aumento, aparece como una débil nubecilla en la que destaca principalmente su núcleo y un halo redondeado y brillante que corresponde al prominente bulbo. El campo circundante no estaba especialmente poblado, pero conforme pasaban los minutos el ojo iba captando más estrellas diminutas al borde del límite de visión, y fue entonces cuando comencé a pensar que sería capaz de vislumbrar su banda de polvo. Decidí usar mayores aumentos, probando a 214 con el ocular de 7 mm. Aunque el seeing no era perfecto, decidí intentarlo con paciencia, usando visión periférica… Hubo un momento en el que incluso me levanté de la silla y empecé a dar vueltas por la explanada, de manera que cuando llegué al ocular me encontraba más relajado y pude cazar, durante una fracción de segundo, la esquiva banda oscura. Muy débil, realmente la solución pasó por comprender que el halo era mayor de lo que parecía, extendiéndose hacia ambos lados de manera muy débil, y una vez detectado ese débil resplandor la línea oscura aparecía inmersa en él. Varios intentos más me mostraron de nuevo la banda, aunque cerca del núcleo el brillo de la galaxia impedía verla con claridad, por lo que sólo era detectable a un minuto de distancia del núcleo. Luego probé de nuevo a observar a 115 aumentos y, una vez tomada la referencia, me fue más sencillo ver la finísima línea que ocupaba el ecuador de la galaxia. Era la tercera noche que intentaba ver la banda, lo cual demuestra que la astronomía es una afición en la que de nada sirve ir con prisas. Tenemos la suerte de que estos objetos van a estar ahí durante toda nuestra vida, así que aprovechemos para disfrutar de ellos poco a poco, exprimiéndolos a nuestro propio ritmo.

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