El Cúmulo de Fornax (3ª parte)

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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El Cúmulo de Fornax (2ª parte)

Continuamos el estudio del Cúmulo de Fornax, la poblada familia que se encuentra en la constelación del Horno. En el anterior capítulo nos centramos en el subgrupo de NGC 1316, la gran galaxia emisora de ondas de radio que se dirige hacia la región principal, dejándose llevar a través de un puente de materia oscura. Hoy viajaremos 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.

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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.

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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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El cúmulo de Fornax (1ª parte)

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.

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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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Lluvia de estrellas: las Gemínidas

Puede que hayamos leído en los medios que se avecina una de las grandes lluvias de meteoros, que podemos disfrutar de uno de los mayores espectáculos del cielo, pero… ¿qué hay de verdad en todo eso? Antes de hablar sobre las Gemínidas, que es el nombre de la lluvia en la que estamos inmersos, vamos a dar unos apuntes de cultura general acerca de este curioso fenómeno:

-El término meteorito hace referencia a la partícula que cae a tierra. Si no cae se denomina meteoro, de manera que la gran mayoría de estrellas fugaces que observamos son en realidad meteoros, ya que suelen desintegrarse cuando entran en contacto con la atmósfera.

-¿Cómo es posible que las lluvias ocurran cada año en la misma época? Para llegar a la respuesta tenemos que conocer el origen de estos fenómenos. Imagina el viaje de un cometa, que parte desde lugares alejados del sistema solar y se va adentrando hacia nuestra estrella, girando a su alrededor y volviendo a alejarse. En su camino, el cometa va dejando una estela de gas y polvo tras de sí, manteniéndose muchas de sus partículas flotando en el espacio, marcando, como migas de pan, la ruta que ha seguido el cuerpo celeste. Nuestro planeta gira alrededor del sol, completando una órbita en un año, y precisamente por eso atraviesa esa “nube de polvo” que flota a la deriva, de manera que esas diminutas partículas son “golpeadas” por la Tierra, como ocurre con el cristal de un coche y los mosquitos de la carretera. Nuestro planeta atraviesa esta nube cada año en la misma época, y por eso podemos disfrutar del mismo espectáculo en épocas determinadas.

-La mayor parte de los meteoros tienen un tamaño comparable al de pequeños granos de arena que, al entrar en contacto con la atmósfera, ionizan el aire alcanzando enormes temperaturas y producen esas llamativas estelas que surcan el cielo. De vez en cuando su tamaño es algo mayor, dando lugar a lo que conocemos como bólidos, enormes meteoritos que producen espectaculares estelas capaces de deslumbrar con explosiones y llamaradas en su recorrido.

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Crédito: Miguel Gil

Las Gemínidas

Es el nombre que recibe una de las principales lluvias de meteoros y que tiene lugar durante la mitad de diciembre, comenzando a notarse su actividad desde el 7 hasta el 17 de diciembre. Llega a alcanzar tasas de hasta 120 meteoros por hora, siendo por tanto una de las más prolíficas que podemos ver, y su cantidad ha ido en aumento en el último siglo, registrándose en 1900 tan sólo unos 15-20 meteoros por hora. Su nombre hace referencia al radiante, el lugar del que parecen provenir los meteoros, que en este caso se sitúa muy cerca de Cástor (alfa geminorum), la brillante estrella de Géminis.

Sin embargo, uno de los datos más interesantes de esta lluvia no radica en su frecuencia sino en su origen, ya que es una de las pocas lluvias de meteoros que procede de un asteroide, algo inusual, ya que un asteroide no es más que un “trozo de roca”, un cuerpo sólido que no se evapora con el sol ni forma colas de polvo a su paso. Este asteroide se denomina Phaeton 3200 y mide unos 5 km de diámetro, completando su órbita periódicamente cada 1.3 años. El hecho de que produzca una lluvia de meteoros a su paso parece deberse a una colisión con otro asteroide (se ha señalado a Palas como posible contendiente), lo cual explicaría también su extraña órbita que lo acerca anormalmente al Sol, llegando a alcanzar los 700ºC. Esta colisión pudo haber desprendido una gran cantidad de material que, debido al rápido movimiento del asteroide, fuera quedando rezagado formando una peculiar cola cometaria.

El máximo de las Gemínidas tiene lugar el 13 de diciembre, de manera que no se nos presenta un panorama excesivamente favorable este 2016, ya que la luna nos mostrará su mejor cara, iluminando el cielo y ocultando a la vista los meteoros relativamente débiles. Sin embargo, nuestra baza es que las Gemínidas se caracterizan por presentar meteoros especialmente brillantes, destacando la presencia de bólidos con una frecuencia superior a otras lluvias. Gracias a este detalle podremos intentar disfrutar de ellas incluso desde el centro de las ciudades. El 11 de diciembre, sin ir más lejos, la zona sur de España pudo disfrutar de dos enormes bólidos que atravesaron el firmamento. El mayor de ellos tuvo lugar a las 22:25 (hora local), estimándose su velocidad en unos 72.000 km por hora, apareciendo en el cielo como una inmensa bola de fuego que emitió varios destellos antes de desaparecer. Hay quien afirma que el bólido produjo sonido y vibraciones como si de un pequeño terremoto se tratase. Sea como sea, es uno de los fenómenos más espectaculares que podemos observar a simple vista. En este enlace podemos ver un impresionante vídeo sobre el evento del 11 de diciembre, registrado en el Observatorio de Calar Alto.

Aprovechemos que esta noche las nubes no habrán hecho acto de presencia aún y salgamos a nuestras terrazas a mirar el cielo. ¿Nos sorprenderá alguna Gemínida?

El cúmulo de las parejas (M34)

Hoy le toca el turno a uno de los cúmulos abiertos más conocidos por el aficionado, M34, situado en la constelación de Perseo, muy cerca de Algol, la estrella variable a la que le dedicaremos una entrada exclusiva más adelante. M34, también conocido como NGC 1039, fue descubierto en los albores de la exploración telescópica, descrito por primera vez de la mano de Giovanni Battista Hodierna a mediados del siglo XVII. Cien años más tarde Charles Messier lo añadió a su catálogo con el número 34, sumándose a la lista de objetos que todo astrónomo ha observado en sus comienzos y de la que nunca nos cansamos.

M34 es un llamativo cúmulo abierto que se sitúa a unos 1500 años luz de distancia, contando entre sus componentes con unas 400 estrellas relativamente jóvenes, de unos 225 millones de años de edad. Su composición es similar a la de nuestro sol, con una cantidad levemente superior de hierro (un 17%) pero bastante similar en cuanto al resto de elementos. Se han encontrado en M34 una veintena de enanas blancas, de las cuales la mitad pertenecen realmente al cúmulo, estrellas en la última fase de su vida. En concreto, estas enanas blancas, que son relativamente recientes, sirven para definir con mayor exactitud la masa límite que debe poseer una estrella para convertirse en enana blanca. Se estima este límite entre 7 y 9 masas solares, y el mecanismo es sencillo de comprender. Cuando una gigante roja consume el helio que forma su núcleo comienza a colapsar bajo los efectos de la gravedad, haciéndose cada vez más densa. En una estrella extremadamente masiva este aumento de presión conseguiría hacer que los electrones y los protones se fundieran formando una “papilla de neutrones”, dando lugar a una estrella de neutrones, e incluso a un agujero negro si su masa fuera mayor. Por el contrario, cuando una estrella de una masa menor a 8 masas solares comienza a condensarse, los electrones de sus átomos son los encargados de evitar el colapso total, gracias a una propiedad denominada “presión de degeneración de electrones”. Un electrón no puede ocupar el mismo lugar que otro, de manera que se genera una fuerza de repulsión que, en las enanas blancas, evita que la estrella se condense aún más. De todas formas, estas estrellas tienen temperaturas de varias decenas de miles de grados y una densidad tan elevada que equivale a reducir el tamaño de nuestro sol al volumen que ocupa la Tierra.

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REU program / NOAO / AURA / NSF

M34 forma parte de la “Asociación Local”, un conjunto de cúmulos abiertos que se encuentran a nuestro alrededor y que comparten movimiento y dirección a través de la galaxia, incluyendo las Pléyades, el cúmulo de Alpha Persei y nuestro propio sol. Esta dirección compartida se debe a un origen en la misma nube molecular, de manera que podríamos decir que venimos “del mismo sitio”, aunque posteriormente nos hayamos separado los unos de los otros. M34 tiene un diámetro de unos 14 años luz, y desde nuestro punto de vista llama la atención la disposición de muchas de sus estrellas en pares relativamente cercanos entre sí. Al menos seis parejas de brillantes estrellas destacan a bajo aumento, pudiendo encontrar más si observamos con mayor detenimiento. Al telescopio, el diámetro aparente es de unos 35 minutos de arco, por lo que haremos bien en observarlo a bajos aumentos. Con una magnitud de 5.5, es visible sin ninguna ayuda óptica si la noche es lo suficientemente oscura. Con prismáticos se aprecia como una pequeña nubecilla nebulosa y brillante, pudiendo distinguir alguna de sus estrellas más brillantes (la más brillante tiene una magnitud de 7.9). Con mi Dobson de 30 cm encontré una buena relación visual a 62.5 aumentos, suficientemente bajo para que sus estrellas no den la sensación de estar demasiado desperdigadas. En el centro destacaban varias estrellas dobles, la mayoría muy brillantes y fácilmente desdobladas, con otras más pequeñas que se entremezclaban aquí y allá, sumando unas 50 componentes, aunque este número es difícil de precisar por la poca definición de sus bordes. Puede que M34 no tenga llamativos contrastes cromáticos ni una concentración pasmosa de estrellas, pero no podemos negar que tiene cierto atractivo, y observar todas esas parejas que el azar ha reunido bajo el mismo techo no deja de ser interesante.

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¿Qué es un blázar? O sobre cómo viajar en el tiempo (CTA-102)

La pasada noche del 7 de diciembre me encontraba con el Dobson montado y mirando al mar de nubes que, contra todo pronóstico, se había gestado sobre mi cabeza. Avanzaban rápidamente, ocultando intermitentemente la luna creciente, augurando un giro turbio a esa noche, que “iba” a ser casi perfecta. Para rematar la faena, la humedad condensó una fina película de agua sobre el telescopio, sobre la mesa y sobre el coche, que se congeló rápidamente, haciendo además que las estrellas aparecieran engrosadas… Pero sabía que esa noche podía ser la última que tenía para viajar más lejos de lo que lo había hecho jamás, así que apunté a Pegaso, muy cerca de la luna, y confié en poder atravesar las nubes que iban y venían.

Mi objetivo no era otro que CTA-102, un objeto para el que la palabra “descomunal” puede llegar a quedarse corta. Fue descubierto en la década de los sesenta como una misteriosa fuente de ondas de radio, y en su momento fue una de las grandes alarmas del SETI, proponiéndose como la señal de una avanzada civilización extraterrestre. Pocos años después se conoció su verdadera naturaleza, un cuásar que brillaba fuertemente en todas las longitudes de onda y que sufría pequeñas variaciones sin orden alguno. Hagamos un repaso del concepto de cuásar, que ya tratamos en esta entrada, en la que hablábamos del lejano 3C 273, en dirección a Virgo. Este cuásar se encontraba a 2.500 millones de años luz, distancia ampliamente superada por CTA-102, que reside a la impresionante distancia de 8.000 millones de años luz. Pensemos por un momento en la escala de la que estamos hablado… El universo se formó hace 13.700 millones de años, y el Telescopio Espacial Hubble ha observado galaxias situadas a 13.000 millones de años luz, tal como eran cuando el universo tenía 700 millones de años. Pues bien, los fotones de CTA-102 nos llegan desde 8.000 millones de años luz, por lo que se formaron cuando el universo tenía menos de la mitad de su edad actual. En ese momento la tierra no se había formado aún, y todavía quedaban 3.000 millones de años para que naciese nuestro sol.

blazar

Bueno, ya tenemos claro que CTA-102 está lejísimos, pero… ¿qué es realmente? Bueno, en términos técnicos es lo que conocemos como “blazar”. Un blazar, perteneciente a la categoría de Núcleos activos de galaxias (AGN), tiene la misma estructura que los cuásars o las galaxias Seyfert. De hecho, podríamos decir que son el mismo objeto, salvo que su orientación varía de unos a otros. Su estructura general está protagonizada por un agujero negro supermasivo en el centro, rodeado de un disco de acreción que despide radiación intensa, formado por toda la materia que gira atraída por el agujero negro. Alrededor de esta zona la galaxia huésped genera una importante emisión con líneas espectrales anchas (broad-line region) y, más allá, líneas estrechas (narrow-line region). La zona de líneas anchas está rodeada por un torus de material oscurecido, de manera que si vemos el objeto de perfil sólo apreciaremos líneas de emisión estrechas (galaxia Seyfert de tipo 2). Si, por el contrario, observamos desde un punto de vista más elevado, podremos ver ambas líneas de emisión, siendo categorizada como una galaxia Seyfert de tipo 1. Ahora bien, la mayoría de estos objetos comparten una característica bastante llamativa, la emisión de un jet polar, un chorro de partículas de alta energía que sale despedido en ambas direcciones. Estos jets contienen rayos gamma, ondas de radio, ondas visuales, en infrarrojo… Cubren todo el espectro conocido y pueden alcanzar tremendas distancias, siendo tan energéticos que incluso producen la separación de los protones y los electrones. Pues bien, cuando vemos este jet apuntando exactamente hacia nosotros decimos que el objeto en cuestión es un blázar. De ahí su gran variabilidad, porque el jet es un elemento sujeto a un gran dinamismo, variando rápidamente en función de la materia que el agujero negro “traga”… Sí, podemos decir que los aumentos en el brillo del jet, que apreciamos desde la tierra, no son sino un signo de que el agujero negro ha eructado en nuestra cara…

CTA-102 ya demostró una importante variabilidad desde su descubrimiento. Normalmente ronda la magnitud 17, aunque en 2012 tuvo un pico en su brillo, llegando a la magnitud 14. Sin embargo, desde el año 2015 comenzó a aumentar poco a poco su brillo, con débiles variaciones de décimas de magnitud, llegando a documentarse el 30 de noviembre una magnitud de 11.85, más de 5 magnitudes por encima de su brillo normal. Esto equivale a un aumento 100 veces mayor en su brillo original, haciendo que un objeto situado a 8.000 millones de años luz de distancia sea observable por un sencillo telescopio de 6 cm de apertura. Por tanto, es un momento único para asomarnos al pasado y al límite de lo finito, y para ello solo tenemos que apuntar a la constelación de Pegaso, muy cerca de su estrella Markab o alfa pegasi. Allí, saltando de estrella en estrella, podremos cazar a CTA-102. Observé al blázar aprovechando un claro entre las nubes, y la intensa luna oscurecía casi todas las estrellas de la zona, pero aun así conseguí distinguir un punto de luz donde debía estar el voraz agujero negro. Lo comparé con una cercana estrella de magnitud 12.9, y estimé para el blázar una magnitud de 13.2, aproximadamente. Brillaba tímidamente, luchando contra una capa fina de nubosidad, pero se dejaba entrever sin grandes dificultades. Al verlo sentí un cosquilleo en el estómago, al pensar en que esa luz llevaba viajando a través del espacio 8.000 millones de años, casi el doble de la vida de nuestro planeta. No sabemos cuántos días estará brillando CTA-102, ni siquiera si volverá a brillar pronto una vez que vuelva a apagarse, por eso tenemos que aprovechar estos días, aunque la luna no sea favorable: es nuestra oportunidad para viajar al pasado antes de que el agujero negro sacie su hambre y vuelva a descansar.

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Rubí entre diamantes (M37)

Los cúmulos abiertos pueden no ser, a priori, los objetos más espectaculares del cielo, si bien poco a poco se van ganando el apego de cualquier astrónomo aficionado. Ya sea por su densidad, por la disposición de sus estrellas, el tamaño o alguna forma curiosa, cada cúmulo abierto es único, aunque de entrada pueda parecer “uno más”. En mi opinión, uno de los efectos más llamativos que comparten muchos cúmulos abiertos es la presencia de una brillante estrella roja que corona o preside la familia de estrellas, como un rubí en medio de blancas piedras preciosas. Su presencia tiene que ver, a menudo, con la edad del cúmulo. Cuando las estrellas son jóvenes predomina el azul, como podemos comprobar, por ejemplo, en las Pléyades. Son grandes estrellas que consumen hidrógeno y generan una importante cantidad de energía, especialmente intensa en el ultravioleta. Tras varias decenas de millones de años, e incluso cientos de millones de años tras su nacimiento, algunas de estas estrellas han consumido todo su hidrógeno, “perdiendo fuelle”, de manera que la gravedad gana terreno y genera un aumento de presión y temperatura que estimula la combustión del helio en el núcleo y de hidrógeno en las capas externas, comenzando así la fase de gigante roja, en la que la atmósfera de la estrella se expande enormemente, alcanzando un tamaño cientos de veces mayor que nuestro sol.

Estas estrellas rojas, que han entrado en la “edad adulta”, son las que contrastan con el resto de estrellas azuladas de estos cúmulos abiertos, que no tardarán mucho en seguir su mismo destino. M52, NGC 6940 o NGC 1857 son algunos ejemplos de cúmulos con estrellas rojas llamativas, y hoy vamos a ver uno de los grandes que cumplen esta premisa, el rey de los cúmulos abiertos en Auriga. Nos referimos a M37, también conocido como NGC 2099, el tercero de la línea de cúmulos que podemos apreciar con prismáticos y que está conformada por M38, M36 y M37. Su primer descubridor fue Giovanni Battista Hodierna, en 1654, siendo descrito por Messier un siglo después. Con una magnitud de 6, es visible a simple vista como una débil mancha pequeña si la noche es oscura, deslumbrando al ser observado con cualquier instrumento. La mayoría de fuentes coinciden en otorgar a M37 una distancia que varía entre 4.400 y 4.700 años luz, situándose por delante del brazo de Perseo desde nuestro punto de vista. Es uno de los cúmulos más ricos, con referencias que citan más de 2000 estrellas entre sus componentes. Su edad, de entre 400 y 500 millones de años, es relativamente avanzada para un cúmulo abierto, motivo por el que vemos, sobre todo en fotografías de larga exposición, un gran número de estrellas rojas. Sin embargo, la gigante roja central es la que se lleva el protagonismo, llamada HD 39183, una estrella de tipo espectral M1. Su temperatura, a pesar de lo que su intenso color pudiera sugerir, es más fría que la de nuestro sol, llegando a los 3600 kelvin. Su enorme expansión es la causante de que disminuya la temperatura, ya que el calor debe distribuirse por un volumen mucho mayor.

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Si M36 nos parecía un cúmulo interesante conformado por brillantes estrellas, nos sorprenderá comprobar cómo M37 es capaz de robarle protagonismo a base de la unión de incontables estrellas diminutas. De entrada, a bajo aumento, llama la atención su forma triangular, que se expande por un área de unos 24 minutos de arco de diámetro. Incontables estrellas se dispersan por toda su extensión, estrellas débiles pero tan numerosas que producen un fuerte efecto visual. La mejor visión la obtuve a 62.5 aumentos, con el Televue Panoptic de 24 mm, ocupando M37 casi la mitad del campo. El fondo, tremendamente poblado de estrellas, no era capaz de ocultar la magnificencia del cúmulo. Una brillante estrella roja de magnitud 6.3, V440 Aurigae, compartía campo a su izquierda, añadiendo aún más atractivo al conjunto. Su tipo espectral M3 denotaba un intenso color rojizo, superando incluso a la ya mencionada estrella central de M37. La región circundante al cúmulo tenía tantas estrellas que sería difícil saber si pertenecen o no a la familia. Había superado largamente la centena cuando perdí la cuenta.

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Pero la estrella rojiza del centro no es lo único curioso de esta agrupación estelar. Si observamos desde un lugar oscuro nos llamará fuertemente la atención una banda oscura que pasa junto a la mencionada estrella, una zona alargada casi carente de estrellas, que se puede ver también en la mayoría de fotografías, cortando el triángulo a nivel transversal. Con paciencia se aprecian otras zonas oscuras, destacando otra línea que cruza sobre la anterior de forma perpendicular, formando una cruz con el eje al lado de la estrella central. Algunas alineaciones de estrellas se perfilan también más allá de los bordes del cúmulo, añadiendo variedad a este cuadro celeste con tintes rojizos que resultará difícil de olvidar.