Galaxias cinceladas (NGC 300)

En la última entrada disfrutábamos de los interesantes detalles de NGC 55, y hoy veremos a su llamativa compañera que, a tan sólo 650.000 años luz de distancia, viaja a su lado más allá de los límites de nuestro Grupo Local. Se trata de NGC 300, una galaxia de tipo SA(s)d, lo cual significa que es una galaxia espiral sin estructura anular, con brazos difusos de baja densidad.

Su aspecto nos recuerda enormemente a M33, la Galaxia del Triángulo, y su distancia se ha estimado en poco más de 6 millones de años luz, situándose por delante de NGC 55. Hay algunos autores que consideran que ambas galaxias no pertenecen realmente al Grupo del Escultor, sino que incluso podrían formar parte del Grupo Local, y es que se encuentran rozando la frontera entre uno y otro, de manera que es difícil de precisar. Al igual que M33, presenta una importante proliferación estelar que podemos observar en la multitud de nebulosas y regiones HII que pueblan sus brazos, así como miríadas de estrellas azuladas que se pueden apreciar a pesar de la distancia. Muchas de esas nebulosas son remanentes de supernova, burbujas de gas que se están expandiendo a gran velocidad. De hecho, en 2010 se registró una supernova que alcanzó la magnitud 16, y será responsable de añadir una nota más de color a esta composición tan variopinta.

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Crédito: ESO

Esta galaxia puede vanagloriarse por contener el agujero negro estelar más masivo que se conoce, un objeto extremadamenteOriginal X-1.b.jpg interesante que se conoce como NGC 300 X-1. No se trata tan sólo de un agujero negro, sino que forma parte de un sistema binario, y el otro componente de esta pareja no es una estrella normal: es una enorme estrella Wolf-Rayet. Estas estrellas, como veíamos en esta entrada, son cuerpos muy masivos que crecen rápidamente, perdiendo material gracias a los veloces vientos que se generan a su alrededor y que llegan a alcanzar corrientes de millones de kilómetros por hora. Imaginemos por un momento a la imponente esfera azul girando alrededor de un agujero negro que, con 20 masas solares, va absorbiendo poco a poco el gas que la forma, produciendo destellos a medida que engulle la materia acretada: la realidad supera, en ocasiones, a la ficción. Ambos completan una órbita en tan sólo 32 horas, lo cual da una idea de sus rápidos movimientos.

The black hole inside NGC 300 X-1 (artist’s impression)

En 2008 se descubrió otro peculiar objeto, denominado en inglés como OT, traducción de transitorio óptico. Este objeto brilló con una magnitud de 14.3 en mayo, y revisando anteriores fotografías se encontró que ya estaba presente un mes antes, con una magnitud de 16. Previamente, en febrero, no había rastro de ningún punto luminoso, por lo que su aparición fue bastante repentina. Dio mucho que hablar, ya que su emisión era demasiado intensa para ser una nova, pero demasiado débil para ser una supernova. Aparecieron diversas hipótesis para explicar su naturaleza, siendo una de las más probables la que apuntaba a una fusión entre dos estrellas que, como dos bolas de billar colisionando a miles de kilómetros por hora, habían liberado una gran cantidad de energía. La masa conjunta debía de estar entre 12 y 25 veces la masa de nuestro sol, con lo cual su encuentro no debió pasar desapercibido.

NGC 300 presenta un brillo superficial relativamente bajo (otro punto en común con M33), así que no esperemos ver la misma definición que en NGC 55, por lo menos si la observamos a baja altura sobre el horizonte. No obstante, podremos disfrutar de ella si tenemos la paciencia necesaria para extraer sus sutiles detalles. En primer lugar apreciaremos su núcleo redondeado, al lado de una brillante estrella, con bordes poco definidos que van perdiéndose poco a poco en un tímido y amplio halo galáctico. Uno de sus principales brazos pasa muy cerca del núcleo, entre dos estrellas, y es quizás su estructura más visible, aunque no es tarea fácil. Justo al lado podemos ver una gran región HII, de varios miles de años luz de diámetro, que aparece como una pequeña mancha apenas perceptible con visión periférica. Conocer su situación exacta será imprescindible para poder apreciarla, y también podremos aspirar a intuir otro de sus brazos, que se abre más ampliamente que el anterior desde el núcleo. Su región más visible, al menos la que yo pude observar con el Dobson de 30 cm, es la que hay cerca de otra estrella al oeste, apareciendo como una nebulosidad muy difusa y alargada a su alrededor. NGC 300 es visible incluso a través de unos prismáticos, pero para observar estos detalles tendremos que recurrir al telescopio y a aumentos elevados. En mi caso el ocular que me resultó más útil fue el Hyperion de 13 mm, que me proporcionaba 115 aumentos y unos 30 minutos de campo en el ocular.

ngc-300

Galaxias cinceladas (NGC 55)

El otoño nos regala campos de galaxias que vemos sin dificultad gracias a la situación de nuestro sistema solar, que en esta época apunta directamente al polo sur galáctico. Esto permite que el polvo y las estrellas de nuestra propia galaxia no nos obstruyan la visibilidad, de manera que observamos a través de una “ventana” al universo lejano (ocurre lo mismo en primavera, momento en que miramos al polo norte). Hoy vamos a estudiar una galaxia que pertenece al Grupo del Escultor, el grupo de galaxias más cercano a nuestro Grupo Local. Se encuentra presidido por NGC 253, de la que ya hablábamos en esta entrada, pero hoy vamos a centrarnos en NGC 55, una verdadera maravilla cósmica cuyo único punto en contra, para los observadores del hemisferio norte, es su baja altitud sobre el horizonte.

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Crédito: ESO

Es una galaxia irregular con una barra central, cuya estructura y composición recuerdan a la Gran Nube de Magallanes, una de nuestras galaxias satélite. Un equipo se encargó de estimar, en 2006, su distancia en base a la función de luminosidad de sus nebulosas planetarias, de forma que, estudiando distintos parámetros en 21 de estos objetos, se pudo determinar una distancia a NGC 55 de 7.5 millones de años luz, convirtiéndola así en una de las galaxias más cercanas fuera de nuestro Grupo Local (posiblemente la más cercana). Es una galaxia muy rica en estrellas jóvenes, gigantes azules que aparecen salpicadas entre multitud de regiones HII, prueba de una intensa actividad proliferativa. También abundan otro tipo de nebulosas, fruto de supernovas ocurridas en los últimos millones de años, así como de estrellas Wolf-Rayet que, con sus fuertes vientos, moldean el gas de su entorno, dibujando caprichosas formas y contribuyendo a la aparente “anarquía” que reina en esta galaxia.

NGC 55, con unos 70.000 años luz de diámetro, no se acompaña de otras galaxias enanas, estando relativamente aislada del resto de galaxias. Sin embargo, se encuentra a unos 650.000 años luz de NGC 300, galaxia con la que se halla gravitacionalmente ligada. Aunque no hayan contactado aún (todo llegará a su debido tiempo), parece que ambas forman un sistema binario, de la misma manera que M31 y nuestra Vía Láctea “bailan” juntas en el mismo escenario. El Grupo del Escultor se dispone ocupando un espacio de unos 20 millones de años luz de longitud y unos 3 millones de años luz de anchura, de manera que forma una especie de filamento. Estudios recientes demuestran que comparte movimiento con nuestro Grupo Local y con el Grupo de Canes Venatici, de manera que los tres grupos galácticos formamos parte del mismo filamento en el Supercúmulo de Virgo. Pertenecemos al mismo barrio en esta metrópolis.

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Dibujo realizado en 1885 por R. L. J. Ellery con el Gran Telescopio de Melbourne

NGC 55 mide unos 30 minutos de arco de longitud, con una anchura de 5.6 minutos de arco y, con un brillo que ronda la octava magnitud, no supondrá ningún esfuerzo observarla con instrumentos de pequeña apertura, a pesar de situarse en una posición tan meridional. Es visible con prismáticos como una pequeña mancha difuminada, algo alargada, pero necesitaremos un telescopio para disfrutar de sus detalles, que no son pocos. La galaxia acompaña a una hilera de estrellas que se disponen sobre ella, y se presenta a bajo aumento como una nebulosidad alargada, muy brillante en su región central, destacando un núcleo con forma redondeada. Con la visión adaptada podremos apreciar una región destacada junto al núcleo, algo más grande y de forma triangular, y los bordes comienzan a elongarse cada vez más. A 115 aumentos ocupa casi la totalidad del campo del ocular en el Dobson de 30 cm, precisando visión periférica para observar los extremos. El núcleo se encuentra desplazado hacia el oeste, y al otro lado disminuye bruscamente su brillo, aunque se puede apreciar una banda tenue que continúa hacia el este, bordeando esta región más oscura y desembocando en una zona nuevamente brillante con nombre propio, conocida como IC 1537, que anteriormente fue considerada como un objeto aparte. Curiosamente, esta región de la galaxia no pertenece a la constelación del Escultor, sino que atraviesa la frontera con la sureña constelación del Fénix.

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Los latidos de Betelgeuse

Una de las estrellas más brillantes que podemos observar no es precisamente un remanso de tranquilidad. Puede que hayas oído hablar de que Betelgeuse, el hombro de Orión, está variando su brillo y va camino de alcanzar un pico máximo histórico, que acabará explotando a corto plazo como una enorme supernova, e incluso que puede que corramos algún tipo de peligro por su cercanía a nosotros… Pero empecemos por el principio, porque a mucha gente estos términos le sonarán a chino. Orión es una de las constelaciones más llamativas y estos días de invierno aparece en el cielo por el este al comienzo de la noche. Todo el mundo ha contemplado, aún sin saberlo, las estrellas que conforman su cinturón, esos tres astros perfectamente alineados que, incluso desde ciudad, llaman poderosamente la atención: no hay más que levantar la vista y mirar hacia el sur en estas gélidas noches invernales. Las estrellas de la constelación se disponen alrededor de este cinturón, de manera que podemos imaginar a Orión, el cazador, con sus pies y sus hombros formados por cuatro estrellas que conforman un rectángulo. El pie derecho del cazador, esa estrella blanquecina y brillante, es Rigel, una estrella muy caliente que se sitúa a unos 772 años luz de nuestro planeta. Su temperatura alcanza los 11.000 grados centígrados y tiene un tamaño 70 veces superior al de nuestro Sol. Pero no es ésta la estrella que nos ocupa hoy. Si levantamos la mirada al otro lado del cinturón nos sorprenderá otra estrella resplandeciente, que brilla con un tono rojizo que la hace fácilmente reconocible.

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Dibujo desde una zona rural, aunque afectada por la luz de la luna llena, que produce contaminación lumínica similar a una ciudad pequeña

Se llama Betelgeuse y es una estrella variable de período semirregular situada a “tan solo” 640 años luz de distancia (o, si lo preferimos, 6.000 billones de km). Su interés radica en que es la gigante roja más cercana a la Tierra y, por tanto, la más estudiada. De entrada adelantamos que sus proporciones son gargantuescas, alcanzando un tamaño 1500 veces mayor que el Sol. “Pero espera un momento…” podrás pensar, “¿Qué significa que sea una estrella variable?”. Pues, como su nombre indica, que su brillo varía con el tiempo. Imaginemos por un momento a la estrella como una esfera de gas, con abundante hidrógeno y helio en sus capas externas (en el núcleo estos elementos ya se han consumido y se ha producido carbono, oxígeno y silicio, elementos más pesados y que necesitan de “un mayor esfuerzo”para utilizarse). La energía generada en la estrella calienta las partículas que la forman y, al igual que ocurre con cualquier objeto cuando aumenta su temperatura, la estrella se expande, aumentando su brillo. El calor, entonces, tiene que distribuirse por un mayor tamaño, por lo cual la estrella se enfría y adquiere una tonalidad más rojiza. Precisamente al enfriarse ocurre lo contrario, ya que las partículas tienden a unirse y a ocupar un menor espacio, derivando en la condensación de la estrella, que aumenta gradualmente su presión y, con ella, su temperatura. Este ciclo, en Betelgeuse, tiene lugar desde hace millones de años y fue descubierto ya en 1836 por el astrónomo John Herschel. De hecho, en 1852, Herschel se refirió a Betelgeuse como la estrella más brillante del firmamento, disminuyendo luego progresivamente su intensidad, lo cual da una idea de su errático comportamiento. Los dos picos de brillo más marcados que se han registrado ocurrieron en 1933 y 1942, alcanzando la estrella una magnitud de 0.2 (la magnitud es la medida de brillo aparente de una estrella, siendo mayor la intensidad cuanto más bajo el valor numérico. De este modo, una estrella de magnitud 0, como Vega, es mucho más brillante

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Variaciones de brillo desde 1988

que una de magnitud 5. En condiciones idóneas el ojo humano es capaz de percibir estrellas de magnitud mayor a 7, aunque por desgracia cada vez hay menos lugares con cielos tan oscuros). Desde esa fecha Betelgeuse se ha mantenido entre las magnitudes 0.5 y 1.2, con pequeñas variaciones prácticamente imperceptibles a simple vista. Sin embargo, en la primera quincena de Septiembre se registró un repentino aumento de su brillo, alcanzando en poco tiempo la magnitud 0.29 (no corráis a la ventana, ya ha vuelto a la “normalidad”, rondando nuevamente la magnitud 0.5). Estamos, según parece, ante uno de esos “picos” de brillo que la estrella alcanza sin previo aviso, y lo más interesante de este comportamiento es que uno de estos incrementos en su intensidad precederá a una tremenda explosión que conocemos como supernova.

Aquí introducimos el segundo término importante, el de supernova, que es la forma en la que las estrellas con una masa 8 veces mayor que nuestro sol terminan su vida. Betelgeuse, en concreto, tiene una masa 18 veces mayor, con lo cual supera con creces este límite. El mecanismo por el que se produce la supernova es sencillo de comprender, especialmente si tenemos clara la idea de que una estrella se mantiene en un equilibrio de “fuerzas”, con la energía que genera gracias a la fusión nuclear (en dirección de dentro a fuera) y la gravedad que ejerce su masa, que tiende a colapsar el volumen de la estrella. Como ya hemos visto, la estrella va quemando hidrógeno y produciendo helio (liberando enormes cantidades de energía), que a su vez se fusiona y va dando lugar a elementos cada vez más pesados. Pues bien, cuando en el núcleo aparece hierro y níquel la estrella llega a un punto de no retorno: estos elementos no generan energía con su fusión, de hecho necesitan un aporte de energía para poder fusionarse, con lo cual la fuerza interna en la balanza de la estrella se detiene, dejando vía libre a la gravedad, de manera que la estrella comienza a colapsarse a gran velocidad. En el núcleo se alcanzan presiones desorbitadas que los electrones no son capaces de resistir, así como temperaturas de hasta 3.000 millones de grados, produciéndose fotones de alta energía que son capaces de desintegrar los átomos de hierro en partículas alfa y neutrones, comenzando una cadena energética de proporciones galácticas. Es en este ajetreado ambiente, en el que las partículas van y vienen en condiciones extremas, donde se forman algunos de los elementos que posibilitan la vida, como el calcio de nuestros huesos o el hierro de nuestra sangre. Ya conocemos, por tanto, el final de Betelgeuse, un destino inevitable que le llegará en poco tiempo, astronómicamente hablando. De hecho, podría haber explotado ya, viajando sus fotones a través del espacio y avisándonos con retraso de este evento (recordemos que su luz debe viajar durante 640 años antes de llegar a nuestros ojos). Sin embargo, parece improbable: cuando hablamos de “poco tiempo” nos referimos a un período de tiempo que varía desde unos días a unos pocos millones de años, con lo cual se hace totalmente imposible, a día de hoy, asegurar que tendremos en nuestro cielo una brillante explosión. Si tenemos la suerte de asistir a su fin, alpha Orionis alcanzará un brillo superior al de Venus y, durante varias semanas, será visible incluso a la luz del día, tal y como ocurrió en su día con la progenitora de Messier 1.

Betelgeuse tiene además algunas particularidades que se han ido descubriendo a lo largo del último siglo. Por ejemplo, en 1920 fue la primera estrella cuyo diámetro fue medido (después del Sol), pasando de ser un objeto puntual a una pequeña esfera de unos 0.044 segundos de arco de diámetro. 50 años después los telescopios comenzaban a obtener imágenes cada vez más precisas, y nuevos como la interferometría proporcionaban datos hasta entonces imposibles de obtener. Así se supo que Betelgeuse tiene dos pequeñas estrellas orbitando a su alrededor, completando la más cercana una órbita en dos años (situada a tan sólo 5 UA), mientras que la secundaria se encuentra a 40 ó 50 UA de distancia. En 1995 se obtuvo una imagen de la superficie de Betelgeuse, gracias al telescopio Hubble, convirtiéndose así en la primera estrella cuya superficie pudo ser observada directamente. Además, estudiando su atmósfera se pudo apreciar una zona especialmente caliente en su superficie, una gran mancha con una temperatura de al menos 2000 grados más que el resto de la estrella. Posteriormente se ha vuelto observar, concretamente en 2013, con el radiotelescopio e-MERLIN, confirmando dicha región de gas caliente (dos zonas en realidad), así como un arco de gas más frío que el resto. Este arco de gas llega a alcanzar distancias de hasta 7.400 millones de kilómetros y temperaturas de unos 430 grados, y parece estar relacionado con una anterior pérdida de masa de la estrella. A esta pérdida de masa contribuyen enormemente los rápidos vientos que genera la estrella, que dispersan su atmósfera rica en elementos pesados, enriqueciendo el medio interestelar.

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Podríamos escribir un libro entero con las características de esta apasionante estrella, pero no es ese nuestro propósito. El fin de este artículo es que, cuando observemos a Betelgeuse en las frías noches de invierno, seamos conscientes de todo lo que esconde y la veamos como el portento que es, disfrutando de ella porque, si la suerte nos acompaña, puede que nos regale su mejor despedida, brillando con la fuerza de miles de millones de soles.

Otras curiosidades sobre Betelgeuse:

-Nació en la asociación Orión OB1, famosa por contener a M42 y a las estrellas del cinturón de Orión, entre otros, pero su rápido movimiento a través del cielo la acercó a nosotros. Se mueve a 30 km por segundo, creando a su paso una “onda de choque” que podemos disfrutar en la siguiente imagen en el infrarrojo lejano.

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-Su nombre procede del árabe y viene a significar “axila de Orión” o “mano de Orión”.

-Si Betelgeuse se situara en el centro de nuestro sistema solar, al alcanzar su máximo diámetro sobrepasaría la órbita de Júpiter, acercándose incluso a la de Saturno, llegando a unas 8.9 unidades astronómicas.

Buscando líneas en Stock 2

Cada día, miles de personas apuntan con sus prismáticos al Cúmulo Doble de Perseo y se dejan maravillar por esas familias de estrellas que parecen bullir en la distancia. Sin embargo, muy cerca nos aguarda una sorpresa, la presencia de otro cúmulo abierto tan amplio que, para disfrutar de él, tendremos que verlo con prismáticos, ya que cualquier telescopio pasará por alto esa disgregada agrupación de estrellas que parecerían más bien una densa región de la Vía Láctea. Se trata de Stock 2, también conocido como el cúmulo del hombre musculoso, por la forma que adoptan sus estrellas.

Haciendo un poco de historia, el cúmulo fue descubierto por Jürgen Stock, un astrónomo alemán que fue a trabajar a Chile, siendo el primer director del observatorio Cerro Tololo, reconocido hoy a nivel mundial. Además de conseguir muchos otros logros, elaboró una lista de 24 cúmulos abiertos a los que puso su nombre. Unos pocos ya eran conocidos, pero la mayoría habían pasado desapercibidos por la dispersión de sus componentes. Stock 2 se sitúa a apenas 2 grados del Cúmulo Doble, aunque en realidad está bastante más cerca de nosotros, a unos 1000 años luz de distancia, perteneciendo a la Rama de Orión, ese “pequeño brazo” en el que nos encontramos nosotros también. Su descubrimiento, a mitad de los años 50, se pudo confirmar observando el espectro de las estrellas, la mayoría de las cuales son de tipo A, y colocándolas en un diagrama de Hertzsprung-Russell se comprobó un comportamiento similar en todas ellas. Stock 2 se encuentra velado por una gran cantidad materia interestelar, responsable de una extinción que disminuye su magnitud en 1.5, de manera que si su localización fuera distinta podría llegar a brillar con una magnitud de 3. Podría parecer que Stock 2, un objeto de magnitud 4.4, debería ser fácil de ver a simple vista, pero no nos dejemos engañar, necesitaremos un cielo muy oscuro para verlo sin problema, ya que se extiende por más de un grado de cielo, más de dos veces el diámetro de la luna. Sus estrellas son débiles, encontrándose la mayoría de ellas rondando las magnitudes 11 y 12, si bien las principales estrellas que delimitan su forma son, al menos, casi dos magnitudes más brillantes.

A lo largo de los 25 años luz que mide Stock 2 se han contabilizado casi 200 estrellas, si bien no podremos aspirar a ver tantas cuando nos asomemos con unos prismáticos. Con un telescopio perderíamos la cuenta con facilidad pero, como decíamos al principio, perdería “la gracia” a no ser que usemos un telescopio de campo amplio. Lo observé con mis prismáticos TS APO 22×100 mm, apareciendo ante mis ojos una multitud de débiles estrellas que se entremezclaban formando líneas aparentemente azarosas, confluyendo en el centro. Dos de estas alineaciones marcan las piernas del hombre musculoso, mientras que la zona central señala el torso. La cabeza y los brazos están formados por otras franjas menos definidas en el centro del cúmulo, sumando aproximadamente un centenar de estrellas en este curioso objeto.

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NGC 457, el cúmulo del extraterrestre

Buscar formas en el cielo es algo que nos encanta hacer desde pequeños, ya sea en nubes o en campos estelares. Hoy vamos a ver uno de los cúmulos abiertos más llamativos, no sólo por su riqueza de estrellas, sino por la forma que adoptan en el cielo, estimulando la imaginación: algunos verán al amigable extraterrestre E.T. de Steven Spielberg, otros verán un avión, una lechuza… Se trata de NGC 457, un cúmulo que ha ido ganando popularidad en los últimos años, para cuya observación no hacen falta más que unos prismáticos. En mi caso usé los impresionantes TS APO de 22×100 mm, apreciando perfectamente su forma y, un poco más lejos, otro lejano cúmulo, NGC 436.

NGC 457 se sitúa a una distancia estimada entre 8000 y 9000 años luz, formando parte, por tanto, del Brazo de Perseo de nuestra galaxia, junto a tantas otras familias de estrellas. Su rasgo más llamativo, además de su forma, es la presencia de dos brillantes estrellas que hacen las veces de ojos, un sistema binario conocido como Phi Cassiopeiae. La mayor de sus componentes es una supergigante amarilla, con un radio 250 veces mayor al de nuestro Sol y una luminosidad 100.000 veces superior. La secundaria, algo menor, presenta 83.000 veces la luminosidad del Sol. Al parecer, ambas estrellas forman parte de un sistema múltiple más amplio, que englobaría también a varias estrellas más, aunque es algo difícil de determinar con precisión por la gran riqueza del campo circundante. Todo apunta a que estas dos estrellas no forman parte del cúmulo abierto, estimándose su distancia entre 2000 y 4000 años luz; los ojos del extraterrestre no son, por tanto, más que un efecto de perspectiva. El cúmulo cuenta con unas 200 estrellas que se disponen por un área de unos 20 años luz, aunque claro, este último dato puede cambiar bastante según la distancia que tomemos como referencia. En NGC 457 se ha encontrado un gran número de estrellas Be, estrellas de tipo espectral B que muestran líneas de emisión de hidrógeno que no deberían estar presentes. Esta emisión no se produce en la misma estrella, sino en un disco circunestelar que se ha formado a su alrededor debido a una rápida rotación sobre sí misma. La consecuencia es la producción de fuertes vientos y una acentuada pérdida de masa mientras perdura este estado transicional de la estrella.

Si queremos estudiar NGC 457 en profundidad necesitaremos un telescopio con aumentos moderados, aunque unos prismáticos pueden mostrar su principal estructura con gran facilidad. En mi caso, con los TS APO 22×100 mm, su tamaño era más que suficiente como para llamar la atención de cualquiera que se asomara a los oculares. Su forma quedaba patente desde un principio, con esa hilera principal, algo más difusa, de la que salen los dos brazos, con los dos brillantes ojos en un extremo y, al otro lado, otras dos estrellas más brillantes que marcan los pies. Personalmente, le veo más parecido a un avión con las alas desplegadas, cuyo morro apunta a otra pequeña mancha que no es sino el cúmulo NGC 436. Se encuentra algo más alejado que su compañero, aunque todavía dentro de los límites del Brazo de Perseo. Aparece a los prismáticos como una pequeña mancha en la que se distinguen algunas diminutas estrellas titilando con timidez, apenas resolubles a 22 aumentos. La visión de ambas familias de estrellas pone de manifiesto la utilidad de un buen par de prismáticos, haciéndolos especialmente adecuados para amplios campos de observación y grandes cúmulos abiertos, aunque con los pequeños no se quedan cortos.

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Sigma Orionis: una historia de muchos

Llevamos ya dos años en este inhóspito planeta y seguimos sin recibir noticias de la nave de rescate. Tenemos suministros para otros dos años, así que espero recibir noticias pronto… Hemos dedicado este tiempo al estudio de Morfeo, el apodo que le hemos puesto a este planeta cuya noche dura tres veces más que el día. Curiosamente, este período no varía a grandes rasgos, lo cual nos ha permitido estudiar la Asociación Orión OB1 desde un lugar privilegiado. Durante el día brilla la estrella principal, que según nuestras cartas estelares es σ Orionis B. Su brillo no llega a eclipsar a las dos principales estrellas del sistema, dos llamativas estrellas que parecen tocarse en la distancia y que son las responsables de alargar el día. En estos dos años hemos podido comprobar que giran entre sí, completando una vuelta cada 143 días, y una de ellas, ligeramente más brillante, resplandece con cierta tonalidad azulada. De noche podemos ver la nebulosa de la Cabeza de Caballo, que desde este lugar adopta una forma totalmente distinta, apareciendo como una inmensa nube rojiza que ocupa una buena porción del cielo, con filamentos de luz que se expanden alrededor de la brillante Alnitak. Un débil punto luminoso atravesó el cielo el año pasado en el transcurso de pocos meses, a un ritmo lento pero estable, disminuyendo poco a poco su brillo a medida que se alejaba de Morfeo. No titilaba; probablemente sería un planeta sin estrella, uno de esos que, según se cuenta, pueblan esta zona. No puedo negar que Morfeo sería un bonito lugar para pasar en paz los últimos años de la vida…

σ Orionis (sigma Orionis) es una estrella que ha cautivado a los astrónomos desde hace siglos, siendo conocida también como 48 orionis o Struve 762. Pertenece a la famosa asociación Orion OB1, una enorme región formada por gas y jóvenes estrellas que se sitúa a poco más de 1000 años luz de distancia, y contiene en su interior verdaderas joyas del cielo como M42 y el Cinturón de Orión. σ orionis se formó hace unos 3 millones de años, y en su historia han participado muchos astrónomos a lo largo de los últimos siglos.

Conocida desde la antigüedad, fue Christian Mayer quien, en 1776, la catalogó como una estrella triple, y justo 100 años después se descubrió el cuarto componente de este interesante sistema. Pero las sorpresas continuaron con el descubrimiento de que su estrella principal era en realidad una doble extremadamente cerrada, logro obtenido por Sherburne Wesley Burnham en 1892. De esta manera, σ Orionis quedaba registrada como una estrella quíntuple, al menos hasta que, en 2011, un equipo internacional liderado por los españoles Sergio Simón-Díaz, Jose Antonio Caballero y Javier Lorenzo (puedes leer el interesante artículo en este enlace) descubrió que la estrella central era, a su vez, una binaria espectroscópica, con lo cual quedaron definidas sus 6 componentes. Hasta hoy no ha habido más cambios en cuanto al sistema principal, pero sabemos, además, que está acompañado de muchas otras estrellas, conformando lo que sus descubridores han venido a llamar Cúmulo de σ Orionis. Vamos a estudiar sus componentes con un poco más de detalle.

El centro del sistema está dominado por la binaria espectroscópica σ Orionis Aa y Ab, ambas tan juntas que completan una órbita en tan sólo 143 días. De magnitudes 4.2 y 5.1, sus tipos espectrales se han caracterizado como O9.5 y B0.5, respectivamente. La mayor tiene una masa similar a 19 veces la del Sol, mientras que σ Orionis Ab cuenta con 15 masas solares, masas que preconizan su destino: terminarán sus días en forma de supernova, y la explosión de la primera, que ocurrirá antes, será el motivo más probable de la disolución del cúmulo. Una estrella algo menor, de 9 masas solares, orbita a este par a una distancia mayor, rondando las 100 unidades astronómicas (el equivalente a 100 veces la distancia entre el Sol y la Tierra). Es el protagonista de la historia que abría esta entrada, y su lenta rotación hace que complete una vuelta alrededor de las dos principales en 157 años. Se denomina σ Orionis B y se encuentra separada de σ Orionis Aa/Ab por tan sólo 0.25 segundos de arco, siendo extremadamente difícil de separar con telescopios de aficionado. Sin embargo, su descubridor usó tan sólo un telescopio de 30 cm de apertura para intuirlo: su pericia y las condiciones atmosféricas debían rozar la perfección. Los rápidos vientos generados por este trío de estrellas son los responsables de haber “esculpido” la nebulosa IC 434, la famosa Cabeza de Caballo que, muy cerca de Alnitak, deslumbra en las fotografías de larga exposición.

El sistema principal lo terminan de conformar otras tres estrellas, más lejanas y débiles. σ Orionis C se sitúa a 3900 UA de las binarias centrales, y es una estrella de tipo espectral A2. σ Orionis D y E son estrellas de tipo espectral B, grandes estrellas con una masa 7 veces mayor que el Sol y una magnitud levemente superior a 6. Se encuentran a distancias mucho mayores, a 4.600 y 15.000 UA del centro, respectivamente, tardando en completar sus órbitas miles de años. σ Orionis E es una estrella rica en helio, una estrella en la que el hidrógeno superficial ha sido retirado, posiblemente debido a fuertes vientos estelares, poniendo de manifiesto su capa más interna rica en helio.

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Imagen en falso color. Crédito: Caballero et al. 2007

Alejándonos de este sistema podemos tomar conciencia del cúmulo de estrellas que acompañan a σ Orionis a través del espacio. Se han contado unos 400 cuerpos celestes formando parte de este cúmulo, encontrando una amplia variedad en cuanto a su naturaleza. Hasta un 33% de las estrellas de masa media han mostrado a ojos del Spitzer un disco protoplanetario, es decir, un disco de polvo y material que está en proceso de convertirse en un sistema solar, un paisaje similar al que presentaría nuestro sol hace 5.000 millones de años. También se han encontrado enanas marrones, cuerpos de una masa tan baja que son incapaces de iniciar la combustión de hidrógeno (podrían considerarse como estrellas fallidas). Otra muestra de este “bestiario galáctico de amplio espectro” recibe el nombre de σ Orionis IRS1, detectada inicialmente como una fuente de infrarrojo situada a 3.3 segundos del centro del sistema. Este objeto hace referencia a dos jovencísimas estrellas, una de ellas envuelta aún en la nebulosa que la formó, constituyendo lo que se conoce en inglés como Proplyd, (siglas de “Proto-Planetary Disc). Esa nube de gas se está disipando mediante un proceso conocido como fotoevaporación, en la que la estrella, que cada vez presenta una mayor emisión de energía UV, produce la disolución del disco de gas. Estamos asistiendo, por tanto, a los estadios más primigenios de una estrella, un “parto estelar” en toda regla.

Entre tantas estrellas también se han descubierto algunos planetas vagando sin rumbo, sin estar anclados a ninguna estrella. Generalmente tienen tamaños superiores a los de Júpiter y su composición también es primordialmente gaseosa. El núcleo de este cúmulo se dispone en unos 20 minutos de arco (centrado en σ Orionis), aunque algunos de sus miembros se extienden 30 minutos de arco más allá. Esto es algo que nos choca cuando ponemos el ojo en el ocular, ya que el campo parece extremadamente pobre, pero la causa es clara. Muchas de sus estrellas son tan tenues que escapan de nuestras posibilidades, mientras que otras tantas están escondidas tras una densa capa de gas. Si nuestros ojos pudieran captar detalles en el infrarrojo, un paisaje muy distinto aparecería ante nosotros, pero tendremos que conformarnos con disfrutar de sus principales componentes, que no es poco. A bajo aumento o con un telescopio de pequeña apertura son evidentes tres de sus componentes, siendo la estrella más brillante AB (en realidad, como ya sabemos, un trío de estrellas tan unidas que las apreciamos como una sola), y estando D y E a un lado de ella. Con un poco más de detenimiento aparecerá, al otro lado, la pequeña estrella C, de magnitud 8.79, que algunos observadores refieren ver con cierto color azulado. La separación entre sus componentes es muy cómoda, encontrándose C y D a 11 y 12 segundos de arco, respectivamente, mientras que E es la más lejana, a 42 segundos de arco.

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Podríamos quedarnos horas contemplando este sistema e imaginando a esos diminutos puntos girar entre sí como si fueran los satélites jovianos, pero antes de irnos aún tenemos otra sorpresa con la que disfrutar: encuadrada en el mismo campo del ocular, otra estrella múltiple añade vistosidad al paisaje. Se trata de Struve 761, otro sistema séxtuple en el que destacan sus tres estrellas principales formando un amplio triángulo. Rondan la octava magnitud y la principal se encuentra separada del resto por más de un minuto de arco de distancia, mientras que la pareja más brillante se encuentra más unida, a unos 6 segundos de arco. Dos de los restantes componentes son demasiado débiles, pero la cuarta estrella del sistema es fácilmente visible, con una magnitud de 12.4, a 35 segundos de arco de la principal. Este sistema pertenece también al cúmulo de σ Orionis, así como también lo harán, probablemente, algunas de las tímidas estrellas que aparecen en el campo del ocular. Resulta asombroso imaginarlas en su lejano periplo junto a la asociación Orión OB1, girando como el engranaje de un enorme reloj cuyos segundos, en principio infinitos, están contados y determinados por la gran estrella central, que marcará el final de esta fructuosa familia.

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Astrofísica en el Cúmulo de Fornax (artículo completo)

Este artículo es un compendio de los realizados sobre el Cúmulo de Fornax, para tener de un vistazo toda la información que esta familia de galaxias nos ofrece:

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Estos días vamos a dedicarlos a conocer otra parte de nuestra geografía extragaláctica, situada en dirección opuesta al conocido Cúmulo de Virgo. Estamos hablando del Cúmulo de Fornax, también conocido como Abell 373, una agrupación de galaxias que, análogamente al anterior, se sitúa a unos 60 millones de años luz de distancia, en la débil constelación del Horno. Después del mencionado Cúmulo de Virgo, el Cúmulo de Fornax es el más grande de nuestros vecinos más cercanos, localizado muy cerca del Cúmulo de Eridanus. Está compuesto por más de 230 galaxias de variada morfología, destacando un grupo principal, presidido por NGC 1399, y un subgrupo centrado en NGC 1613 que se encuentra en proceso de fusión con el anterior, formando parte de un colosal encuentro entre mundos distintos.

A groso modo podemos decir que es un cúmulo relativamente estable, con sus galaxias más grandes en un estado conocido como “virialized”, en el que no hay grandes perturbaciones gravitatorias. Las galaxias enanas, más pequeñas, sí se encuentran algo más ajetreadas, atraídas por algunas de las galaxias principales y destinadas a ser engullidas en poco tiempo. Rodeando a los dos subgrupos se ha descubierto la presencia un filamento de materia oscura que actúa como un túnel a través del cual se está produciendo el acercamiento de ambos. El medio intracúmulo (ICM por sus siglas en inglés) se encuentra extremadamente caliente, alcanzando temperaturas de hasta 10 millones kelvin, produciendo una importante emisión de rayos X. Este ICM se encuentra deformado, con una cola de unos 500.000 años luz que sugiere que la nube más densa está moviéndose a través de un medio de menor densidad, como si el cosmos fuera un océano vivo en el cual interactúan distintas masas de agua. Otra muestra de la interacción entre galaxias es que se han encontrado algunas estrellas individuales flotando a la deriva entre ellas, probablemente arrastradas en algún encuentro casual y destinadas a vagar sin rumbo en tierra de nadie. Más interesante aún es el descubrimiento de 6 novas en este medio intergaláctico, siendo las más lejanas observadas hasta la fecha. El origen de estas novas se halla en enanas blancas pertenecientes a sistemas binarios, como vimos detalladamente en esta entrada.

Foto NGC 1316.jpg

Hoy vamos a centrarnos en el subgrupo de NGC 1316, que supone un 15% del total de galaxias del cúmulo. Aún más interesante es el hecho de que en esta agrupación encontramos un 30% de las galaxias con formación estelar de todo el Cúmulo de Fornax, debido principalmente a que el grupo principal ha perdido gran cantidad de gas, la materia prima para formar estrellas. Esta diferencia es apreciable también en la presencia de una gran nube de hidrógeno neutro que rodea al subgrupo de NGC 1316, cuya consistencia hace bastante improbable que haya interaccionado con anterioridad con el grupo central (de otra manera presentaría irregularidades, pudiendo incluso haber sido removido por completo).

NGC 1316 fue la primera galaxia que observé del cúmulo, y quedé tan sorprendido por su brillo que fue entonces cuando decidí estudiarlo más a fondo. Es una galaxia elíptica situada a 62 millones de años luz de distancia. Con unos 60.000 años luz de diámetro, su aspecto recuerda al de la archiconocida NGC 5128, la Galaxia del Centauro, con la que comparte algo más que la apariencia. NGC 1316 se conoce también como Arp 154 y como Fornax A, indicando esta última denominación su intensa producción de ondas de radio. De hecho, NGC 1316 es la cuarta fuente de radio más brillante del cielo, presentando dos prominentes radio-lóbulos bipolares que alcanzan unas dimensiones de hasta 600.000 años luz. El responsable de estas grandes estructuras habita en el interior de la galaxia, y no es otro que un agujero negro supermasivo con una masa equivalente a 130-150 millones de soles. Se encuentra rodeado por un disco de acreción que gira rápidamente a su alrededor, alcanzando grandes temperaturas y produciendo, además, dos jets de 16.000 años luz de longitud que son lanzados por sus polos.

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La galaxia ha sufrido reiteradas interacciones con otras galaxias, como demuestran grandes filamentos de polvo que son típicos de galaxias en espiral, otra importante similitud con la galaxia del Centauro, así como diversas capas de estrellas que se extienden más allá de los límites de la galaxia, formando llamativos arcos difusos, probablemente restos de anteriores galaxias. Tiene pocos cúmulos globulares, si bien presenta un peculiar tipo de cúmulos abiertos formados por estrellas envejecidas, probablemente remanentes de anteriores épocas de mayor actividad proliferativa. Por si esto no fuera suficiente, otra prueba nos pone sobre la pista de sus anteriores interacciones, y es la presencia de un disco de gas interno, cercano al núcleo, que rota en una dirección excesivamente inclinada con respecto al resto de las estrellas. Según algunos estudios, la última interacción tuvo lugar hace apenas 100 millones de años, si bien ha sufrido otros encuentros en los últimos miles de millones de años. A pesar de la gran cantidad de energía que desprende la galaxia, el núcleo es hoy débil en cuanto a rayos X, dando a entender que su actividad ha disminuido recientemente, una situación que se equipararía perfectamente a la de un cuásar latente. Los cuásares son objetos extremadamente lejanos, siendo interesante el hecho de que apenas conocemos algunos que se encuentren cerca de nuestra galaxia. Observando el núcleo poco activo de NGC 1316 desde otra perspectiva, no sería descabellado pensar que los cuásares suponen una etapa evolutiva de las galaxias jóvenes, el momento de mayor actividad de sus agujeros negros supermasivos, lo cual explicaría su presencia en galaxias lejanas y, por tanto, jóvenes a nuestros ojos.

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Crédito: Martin Pugh

NGC 1316 cuenta con una pequeña compañera que se denomina NGC 1317, una bonita espiral de frente. Ambas fueron descubiertas por James Dunlop en 1826, aunque habrían sido vistas mucho antes si se encontrasen en una situación más septentrional. NGC 1317 parece estar atada a NGC 1316, aunque no han sufrido aún ningún encuentro realmente traumático, como se puede apreciar en su estructura bien compuesta. Se encuentra algo más alejada en el momento actual, formando parte de un baile que culminará dentro de algunos miles de millones de años. En NGC 1316 se han descrito 4 supernovas: la primera en diciembre de 1980 y la segunda en marzo del año siguiente, ambas separadas sólo por 3 meses, mientras que las dos últimas tuvieron lugar en 2006, separadas por 5 meses. Caprichosa galaxia que nos asombra por doble. NGC 1316 va encaminada a convertirse en una digna sucesora de M104, de manera que su bulbo irá haciéndose más brillante y las bandas oscuras se dispondrán de forma circular siguiendo el movimiento natural de la galaxia.

Para encontrarla podemos partir de Acamar o Theta eridani, una bonita doble que se sitúa al final de la constelación Eridanus (de hecho, su nombre proviene del griego “el final del río”). Podemos aprovechar para hacerle una visita y disfrutar con sus dos estrellas de magnitud 3.2 y 4.3, separadas por unos cómodos 8.3 segundos de arco. Ya a bajo aumento se aprecian sin dificultad ambos astros como dos perlas blanquecinas que nos miran desde la prudente distancia de 120 años luz. Desde allí, saltando de estrella en estrella, no nos costará trabajo llegar a NGC 1316. Visualmente, lo primero que apreciamos es que es una galaxia brillante, más de lo que podríamos esperar para una galaxia que se acerca tanto al horizonte, haciendo honor a su magnitud de 9.4. A 115 aumentos encontré una buena relación en cuanto a brillo y aumento, quedando NGC 1316 y NGC 1317 encuadradas sin ningún problema. La principal galaxia presenta un halo alargado, ovalado, con unos bordes relativamente definidos que abrazan a un bulbo bastante más brillante y redondeado. Justo en el centro destaca el núcleo puntiforme, más brillante que el resto, como si quisiera recordarnos que guarda un respetable agujero negro en su interior. En mejores condiciones y en zonas más meridionales no sería descabellado apreciar algunas de las nubes oscuras que fragmentan su disco, si bien pasaron desapercibidas a mi mirada. Su compañera, NGC 1317, con una magnitud de 12.2, presenta un brillo superficial elevado, facilitando su observación como una esfera pequeña y nebulosa, fácilmente visible también con visión directa. Juntas forman un curioso par que nos introduce en una fascinante familia de universos, que seguiremos explorando en la siguiente entrada.

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Vamos a viajar ahora directamente al núcleo del cúmulo, una zona especialmente rica en galaxias que se disponen de una forma relativamente esférica, rodeadas por una burbuja de hidrógeno neutro deformada por los vaivenes que han tenido lugar entre sus componentes.

Foto Abell 373.jpg

Crédito: ESO and Digitized Sky Survey 2

El centro del cúmulo está presidido por NGC 1399, una enorme galaxia elíptica que se sitúa a unos 65 millones de años; los dinosaurios estaban extinguiéndose cuando la luz que percibimos hoy salió de este lejano mundo. Es una galaxia de tipo cD, es decir, una gran galaxia caníbal que se encuentra dominando la región central de un grupo de galaxias, un fenómeno usual que encontramos en otros cúmulos, siendo quizás el más conocido el de Virgo, en cuyo centro reside M87. De forma análoga, en el interior de NGC 1399 habita un agujero negro supermasivo con la masa de 500 millones de soles, alimentado por el gas de las múltiples galaxias que han sido devoradas por este monstruo cósmico. Con un diámetro principal de unos 130.000 años luz, su área de influencia va mucho más allá, de manera que se han descubierto algunos de sus cúmulos globulares a más de 800.000 años luz de distancia. Estos cúmulos han dado mucho que hablar y han sido ampliamente estudiados en esta galaxia desde finales del siglo pasado. Lo primero que llama la atención es su número, que ronda la monstruosa cifra de 7000, pudiendo llegar a ser incluso superior. Estudiando sus propiedades se ha llegado a la conclusión de que hay dos grandes familias de cúmulos globulares bien caracterizados, teniendo por un lado algunos de muy baja metalicidad y por otro los de alta metalicidad. La metalicidad se relaciona fuertemente con la edad, de manera que las estrellas más antiguas, formadas en una época donde el hidrógeno era más abundante, presentan una baja metalicidad. A medida que avanzamos en la escala evolutiva de la galaxia encontramos una mayor cantidad de metales, debido principalmente a su formación en el interior de las estrellas, de forma que cuando éstas mueren los metales son dispersados por el espacio, por lo que las estrellas que se formen a raíz de su material tendrán una mayor metalicidad.

Dicho esto, podemos deducir que los dos tipos de cúmulos globulares de NGC 1399 ponen de manifiesto distintos períodos de formación. Según una de las teorías de formación de los cúmulos globulares, denominada “modelo de colapso multifase”, en primer lugar se formaron los cúmulos de baja metalicidad, al mismo tiempo que la propia galaxia se iba condensando e iba dando lugar a sus estrellas, de manera que ambos cuerpos, cúmulos y galaxia, poseían características similares. Posteriormente NGC 1399 ha ido interaccionando con otras galaxias, fusionándose con ellas y promoviendo nuevas oleadas de formación estelar, que paralelamente han producido nuevos cúmulos globulares, que en este caso serían de alta metalicidad. La poderosa gravedad de la galaxia le ha servido también para robar a sus vecinas parte de sus cúmulos globulares periféricos, con gran contenido en metales, de manera que esta subpoblación de globulares han aumentado también en NGC 1399. Resumiendo, NGC 1399 es una galaxia tremendamente dinámica que se ha relacionado con una gran cantidad de galaxias de su alrededor, como se puede comprobar estudiando su población de cúmulos globulares. Una de las principales donantes es, “en la actualidad”, NGC 1404, una galaxia elíptica muy cercana que comparte gran cantidad de sus cúmulos, como podemos apreciar en la siguiente representación:

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Una manera de cuantificar los cúmulos globulares se basa en la frecuencia específica (Sn), que no es más que el número de cúmulos globulares existentes por unidad de luminosidad de la galaxia. En elípticas normales el Sn medio se sitúa en torno a 3.5 (alrededor de 5 en las elípticas inmersas en cúmulos), mientras que en las elípticas cD (caníbales) el Sn puede ser mayor de 20. El Sn de NGC 1399 es algo superior a 11, bastante elevado, mientras que el de NGC 1404 es poco mayor de 2, lo cual indica que ha perdido cúmulos globulares en el pasado. De hecho, haciendo cálculos se puede inferir una pérdida de unos 1000 cúmulos globulares, que habría cedido “amablemente” a NGC 1399, muchos de los cuales pueden apreciarse en la imagen anterior. NGC 1404 no es la única que sufre acoso de NGC 1399; otras, como NGC 1387, también sufren la lejana gravedad de la galaxia, a pesar de su gran distancia a ella.

NGC 1379, otra galaxia elíptica, se encuentra muy cerca de NGC 1387, así como NGC 1381, que forma un triángulo con las anteriores. Esta última es una galaxia lenticular que se nos presenta de perfil, con una magnitud de 12.7 y unos 50.000 años luz de diámetro. Difícil de apreciar, NGC 1382 brilla con una magnitud de 13.8 y su tamaño de 1.5 minutos de arco hace recomendable observarla a mayores aumentos, si bien es distinguible a bajo aumento si conocemos su localización exacta. Rondando a este grupo de galaxias tenemos otra especialmente llamativa. NGC 1380 es una galaxia lenticular de unos 80.000 años luz de diámetro. En fotografías de alta resolución se ha podido atisbar la presencia de bandas de polvo que rodean el núcleo en su región más interna. Se han encontrado también los denominados “faint fuzzies”, que ya comentábamos en la entrada de NGC 1023, cúmulos globulares ricos en metales, muy poco densos, posiblemente relacionados con procesos de fusión previos. En el momento actual no se puede apreciar ninguna galaxia en interacción con NGC 1380, pero dicho encuentro podría haber tenido lugar hace miles de millones de años. Al telescopio aparece como una mancha de brillo elevado (magnitud 11.1) y una forma ovalada con centro ancho, visible incluso con visión directa.

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Muy cerca de ésta última tenemos tres galaxias relativamente débiles. NGC 1374 y NGC 1375, de magnitudes 12 y 13.4, respectivamente, se encuentran muy unidas aparentemente, de manera que la última necesitará toda nuestra atención y cielos oscuros para separarla de su compañera. NGC 1373 es más pequeña aún, midiendo apenas medio minuto de arco de diámetro y con una magnitud de 13.3. De todas formas, con un poco de esfuerzo no supondrá grande dificultades, y si no la apreciamos podemos usar mayores aumentos para intentarlo.

Nos quedan dos galaxias por descubrir en la zona más meridional, dentro de los límites de Eridanus. NGC 1389 es una galaxia lenticular que nos ofrece su perfil, con una magnitud de 12.6. Un poco más al sur encontramos a NGC 1386, la única galaxia espiral que hemos visto hasta ahora. Es una galaxia de tipo Seyfert en cuyo núcleo reside un agujero negro que emite una importante cantidad de energía de forma bipolar. Visualmente podemos apreciar su delicada forma alargada, si bien para disfrutar de sus brazos arremolinados necesitaremos grandes aperturas y un cielo especialmente oscuro.

abell-s373

Podemos decir que hemos estudiado el centro del cúmulo con cierto detalle, aunque siempre habrá galaxias que se escapen a nuestra visita, necesitando volver a ellas más adelante. No obstante, vamos a dejar una sorpresa para el siguiente capítulo, para cerrar por todo lo alto esta incursión al horno cósmico.

En la siguiente imagen podéis ver las galaxias vistas con su identificación correspondiente. Cuando vayamos a estudiar esta zona es mejor hacerlo en compañía de un buen atlas, ya que de otra manera podemos pasar por alto algunas de las galaxias más débiles y pequeñas.

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Si alguien quisiera aprender lo que es una espiral barrada podríamos enseñarle la siguiente fotografía de NGC 1365 y sobrarían las palabras. Esta maravillosa galaxia, además, va a cerrar nuestro estudio sobre el Cúmulo de Fornax, añadiendo un llamativo contrapunto frente a tanta elíptica.

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Crédito: Martin Pugh

Situada a medio camino entre NGC 1316 y NGC 1399, esta galaxia es un soplo de aire fresco y uno de los más elegantes ejemplos de lo que es una espiral barrada. De hecho, puede que el mejor, junto con NGC 1300 y NGC 1097, que tampoco se quedan atrás. NGC 1365, además, supone un soplo de aire fresco en el Cúmulo de Fornax, una galaxia en plena ebullición que aún está “en la flor de la vida”. Además de sus exóticos brazos, que la catalogan directamente como una galaxia SBc (la SBa presenta unos brazos simétricamente retorcidos alrededor del núcleo adoptando una forma circular, mientras que en la SBc los brazos se abren hacia ambos lados), uno de los principales rasgos identificativos es una prominente barra central, que nos lleva a preguntarnos su naturaleza. Aunque aún no sabemos muy bien cómo se originan las barras de las galaxias, lo que sí parece más claro es que actúan canalizando el gas desde los brazos espirales, de manera que esparce la materia prima para formar estrellas y, por tanto, deriva en una formación elevada de éstas. Por otro lado, el gas que transporta sirve a su vez para alimentar al agujero negro supermasivo que, invariablemente, ocupa el centro de estos grandes sistemas. Las barras, por tanto, otorgan una mayor actividad a la galaxia, y eso es algo que queda patente en cualquier imagen de NGC 1365, donde podemos apreciar una gran cantidad de estrellas azuladas agrupadas en cúmulos que salpimentan sus brazos. A veces las barras están relacionadas con interacciones entre varias galaxias, aunque en otras parece que actúa cierta variación en los campos gravitatorios de las regiones más internas que perdura en el tiempo y adopta una forma alargada. El número de espirales barradas se ha ido incrementando con el tiempo, de manera que antiguamente un 20% de las espirales tenían barra central, mientras que ahora esta población representa un 70%: por tanto, la presencia de barra podría indicar, más bien, una etapa por la que todas las galaxias pasan durante un tiempo. De hecho, nuestra propia Vía Láctea posee una prominente barra central cuya visibilidad queda enturbiada por la gran cantidad de estrellas y gas que se interpone desde nuestro punto de vista (nuestra galaxia es considerada una espiral SBbc, intermedia ente SBb y SBc, de manera que sus brazos están relativamente abiertos pero no hasta el punto de NGC 1365).

A spiral galaxy about 60 million light years from Earth in the constellation of Fornax.Centrémonos ahora en el interior de su barra central para espiar brevemente al agujero negro que descansa en su interior. La espectrometría nos permite estudiar las ondas electromagnéticas emitidas por un cuerpo, y según la morfología y anchura de esas líneas de emisión (son como un código de barras que puede alterarse por diversos factores) podemos deducir datos variopintos. En el caso de NGC 1365 se ha estudiado la zona central y se ha comprobado la existencia de líneas de hierro extremadamente anchas, gracias a lo cual se han podido calcular las dimensiones del agujero negro, estimándose en unos 3.2 millones de km, 8 veces la distancia que nos separa de la luna. Además, se ha podido observar el eclipse producido en el agujero negro por una gran masa de gas que orbita a su alrededor, ayudando a comprender algunos de sus parámetros. Este agujero negro fue el primero para el que se pudo calcular la velocidad de rotación, obteniéndose un resultado de unos 250.000 km por segundo… Sí, la velocidad de la luz es de 300.000 km por segundo, así que podemos decir que este agujero negro rota al 84% de la velocidad de luz. Intentemos imaginar por un momento la magnitud de estas cifras… Si hemos dicho que el agujero negro mide 8 veces la distancia entre la tierra y la luna, completaría una vuelta en apenas 40 segundos (su circunferencia es de 10 millones de km): no es de extrañar que tanta fuerza sea capaz de alterar el medio estelar que le rodea. El giro (conocido como spin) sirve además para estudiar diversas características de la galaxia huésped, de forma que nos permitirá conocer datos interesantes sobre su pasado. De entrada, una velocidad de rotación tan elevada sólo puede obtenerse en el contexto de las resonancias orbitales, que básicamente significa lo siguiente: si un cuerpo A está girando alrededor del sol y aparece un cuerpo B a una velocidad distinta, lo más probable es que la velocidad de A se ralentice a su paso. Sin embargo, si la razón entre ambas velocidades es una fracción de un número simple (por ejemplo, la velocidad de A es 1, y la de B, 3), la velocidad de A se potencia y aumenta gradualmente. Este efecto podemos verlo a corta distancia, por ejemplo con Júpiter y Saturno, que presentan una resonancia orbital 5:2 (por cada 5 vueltas de Júpiter alrededor del Sol, Saturno da 2 vueltas, estabilizándose así sus órbitas, que de otro modo podrían quedar enlentecida). Adaptando estos datos al agujero negro, podemos suponer que, para alcanzar una velocidad tan inmensa, no debe haber recibido materia de varios sitios a la vez, como podría haber ocurrido en una interacción entre galaxias, ya que eso habría ralentizado su rotación. Por tanto, parece que la velocidad de giro se ha ido obteniendo progresivamente gracias a la materia que caía presa del agujero negro, que lo hacía en el ángulo y a la velocidad necesarios para que la velocidad aumentase, como un columpio en el que se acrecienta la velocidad si se empuja en el momento adecuado.

Como hemos podido comprobar tras una buena dosis de astrofísica, NGC 1365 es una galaxia peculiar que tiene mucho que ofrecer, y, por si fuera poco, también es espectacular a la vista, siendo el único punto en contra su situación tan cercana al horizonte, que dificulta su observación desde el hemisferio norte. La encontraremos justo a medio camino entre NGC 1316 y NGC 1399, al lado de NGC 1386, que ya observamos en el anterior capítulo. Es una galaxia grande, con unas dimensiones de 11.2 x 6.2 minutos de arco, y su magnitud de 10.3 nos permitirá distinguirla aunque roce el horizonte. En mi caso, la observé a una altura respetable, aunque estaba encima de una zona iluminada por Pradollano, cuya luz se transmitía a través de una humedad creciente que desafiaba al frío invernal de la montaña (4 grados bajo cero). Aun así, la primera vez que apunté con mi Dobson de 30 cm a NGC 1365 me sorprendió lo brillante que era, apareciendo como una mancha alargada presidida por un brillante círculo central, correspondiente al núcleo. La nube alargada correspondía a la barra central de la galaxia, y no tardé en darme cuenta de ello, ya que en seguida pude distinguir, con visión periférica, que había “algo” a su alrededor. Conforme la vista se adaptó, apareció ante mis ojos el primer brazo, muy débil y apagado por las luces cercanas, pero visible como un filamento fantasmagórico que partía de uno de los extremos de la barra, prolongándose durante varios minutos hacia el sur. Casi a la par, el otro brazo fue dejándose entrever en el extremo opuesto, algo más débil, pero brillando lo necesario como para saber que estaba ahí, luchando por un poco de protagonismo. Los brazos giraban levemente formando un ángulo de unos 70º, de manera que NGC 1365 se asemejaba a la letra Z, una enorme letra extragaláctica que hacía difícil despegar la mirada del ocular. Dos débiles estrellas situadas al comienzo de cada uno de sus brazos parecen querer hacerse pasar por supernovas, pero no son más que estrellas de nuestra propia Vía Láctea que al azar ha colocado sobre la galaxia. Su visión desde lugares más meridionales debe ser sobrecogedora, pero no por ello debemos dejar pasar la oportunidad de observarla desde nuestras latitudes, especialmente cuando dispongamos de un horizonte oscuro y limpio.

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