La distancia a las estrellas (61 cygni)

Hubo un tiempo, no hace mucho, en el que la distancia a las estrellas era una incógnita, no habiendo medio alguno que sirviera como pista para conocerla. Uno de los primeros pasos en el camino para conocer las distancias estelares fue comprobar que algunas estrellas se movían más rápido que otras por el firmamento. Por ejemplo, el rápido movimiento aparente de la Estrella de Barnard hacía suponer que se encontraba más cerca que el resto de astros, aunque hacían falta nuevas herramientas para poder confirmarlo y poner números objetivos a las hipótesis. Una estrella de la constelación del Cisne fue crucial para entender la magnitud de las distancias estelares, y será la protagonista de la entrada de hoy: 61 cygni.

En 1792 Giuseppe Prazzi se dio cuenta de que 61 cygni, una bonita estrella doble, parecía haberse movido 3 minutos de arco con respecto a la última medida de que disponía, hacía ya 40 años. Estudiándola con detenimiento pudo comprobar su rápido movimiento aparente, surcando el cielo a razón de unos 5 segundos de arco cada año: 61 cygni fue conocida como la “estrella voladora de Piazzi”. A principios del siglo XVIII los astrónomos se lanzaron a la caza de estrellas cercanas para descubrir, por vez primera, la distancia real que las separaba del Sol. A falta de otros métodos más modernos, se basaron en la paralaje, un medio que nuestros propios ojos usan para que podamos apreciar el entorno en tres dimensiones. Podemos entender lo que es la paralaje con un sencillo experimento: cerremos un ojo y coloquemos el dedo de nuestra mano delante, a unos 20 centímetros. Ahora miremos con el otro ojo: el dedo parecerá haberse movido con respecto a los objetos del fondo. Sabiendo la distancia que hay entre nuestros dos ojos y el ángulo que forma el dedo con los objetos del fondo podremos obtener, mediante la más sencilla trigonometría, la distancia que nos separa del dedo. De la misma manera se pensaba que podríamos conocer la distancia a estrellas cercanas, comparando su posición relativa al resto de las estrellas desde distintas posiciones. En la Tierra, con un diámetro de unos 12.000 km, no podemos separarnos lo suficiente como para apreciar ningún movimiento en las estrellas (es como si nuestros ojos, en el ejemplo anterior, estuvieran prácticamente juntos y el dedo muy lejano). Hacía falta aumentar la separación entre los dos puntos de observación, algo que podía conseguirse si observásemos en distintos momentos del año. El 1 de enero, por ejemplo, la Tierra se encuentra en su punto más lejano al lugar que ocupa el 1 de julio, distando entre ambos puntos unos 300 millones de km, de manera que, observando en esos dos días extremos, podríamos agrandar la distancia entre “nuestros ojos”, permitiendo distinguir, en teoría, desplazamientos más pequeños.

Paralaje

Y así fue. Con la mejora de los instrumentos de medida, en 1838 Friedrich Bessel hizo historia al comprobar la paralaje de 61 cygni, convirtiéndose así en la primera estrella cuya distancia se conoció. Bessel comprobó que, desde puntos distantes, la estrella parecía moverse 0.314 segundos de arco con respecto al fondo, estimando que se encontraba a 10.4 años luz, distancia bastante parecida a la estimada hoy en día, 11.36 años luz. A partir de entonces la distancia a las estrellas dejó de ser un misterio y se abrió un nuevo mundo a ojos del ser humano, que fue consciente, bruscamente, de la inmensa magnitud del cosmos.

Pero vamos a estudiar ahora la composición de la estrella, ya que, como hemos apuntado con anterioridad, se trata de un sistema binario. La estrella primaria, de magnitud 5.21, se encuentra separada de la secundaria, de magnitud 6.03, por 30.7 segundos de arco. Ambas son enanas rojas de tipo espectral K, algo más pequeñas que nuestro sol, con una edad que ronda los 6 mil millones de años. Giran entre sí lentamente, tan lento que tardan 659 años en dar una vuelta completa, habiendo entre ellas un espacio de 84 unidades astronómicas. No se ha descubierto ningún planeta alrededor del sistema: de haberlo, la vida allí sería bastante improbable ya que 61 cygni B, la estrella secundaria, presenta erupciones periódicas de radiación que desintegrarían, literalmente, cualquier atmósfera planetaria.

Para el aficionado, 61 cygni tiene dos aspectos fascinantes que la hacen meritoria de, al menos, una visita. Por un lado, es una bonita doble con sus dos componentes claramente anaranjadas y una separación más que cómoda: de hecho, es posible distinguir ambas estrellas con unos simples prismáticos de 10×50, siempre y cuando tengan un soporte estable. En segundo lugar, su rápido movimiento propio las convierte en candidatas perfectas para seguirlas periódicamente, dibujando o fotografiándolas cada cierto tiempo para comprobar cómo se van moviendo entre las restantes estrellas. Un pequeño astro de magnitud 10.7 está en una situación idónea para servir de referente, muy cerca de ambas estrellas. Si visitamos 61 cygni dentro de un año o dos podremos comprobar cómo las dos gemas anaranjadas se han alejado ligeramente de la pequeña estrella, mostrándonos, de primera mano, que nuestra galaxia no es precisamente estática.

61 cyg

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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Paisajes galácticos (Hickson 68)

Todos tenemos nuestros objetos favoritos, que a menudo van constituyendo una lista más grande conforme vamos explorando el cielo. Hasta hace poco apenas había oído hablar de Hickson 68, motivo por el cual quedé completamente asombrado cuando lo observé a través de mi telescopio. No sabía muy bien lo que iba a ver, tan sólo tenía claro que era un pequeño grupo de galaxias relativamente débiles dispuestas en un espacio reducido. Pero Hickson 68, y la zona circundante, es mucho más que eso, convirtiéndose en uno de los paisajes primaverales más fascinantes que podemos disfrutar desde un cielo oscuro.

Las cinco galaxias que conforman Hickson 68 están situadas a unos 100 millones de años luz de distancia, pese a lo cual tres de ellas ofrecen una cómoda magnitud en torno a 11. La principal componente es NGC 5350, una espectacular espiral barrada que se nos muestra de frente, con dos prominentes brazos de los que van saliendo extensiones hacia el exterior. Multitud de regiones HII y condensaciones azuladas pueblan su superficie, muestra de la gran actividad proliferativa que reina en la galaxia, mientras que su núcleo, extremadamente brillante, guarda un agujero negro supermasivo. NGC 5350 es una galaxia Seyfert, un faro cósmico en cuyo núcleo podemos percibir un aluvión de radiación en múltiples longitudes de onda. Muy cerca, a apenas 4 minutos de distancia, podemos ver dos interesantes galaxias lenticulares prácticamente en contacto, probablemente interactuando entre sí. Una de ellas, NGC 5354, es redondeada, mientras que la otra, NGC 5353, presenta una forma alargada con un núcleo muy brillante. Ésta última es la más brillante del grupo, con una magnitud de 11, y es por ello que Hickson 68 también se conoce como el Grupo de NGC 5353. Otros dos pequeños universos son visibles, de manera mucho más tenue y algo más alejados. NGC 5355 es una pequeña galaxia de apenas 1 minuto de arco de diámetro y magnitud 13.2, mientras que NGC 5358, aún más débil, alcanza la magnitud 14.6. Este grupo de galaxias ocupa un lugar estratégico interesante, ya que forma parte del filamento que une Abell 1656, el Supercúmulo de Coma, y el Cúmulo de Virgo, a 300 y a 65 millones de años luz, respectivamente. Como comentábamos en esta entrada, los grandes cúmulos se encuentran en encrucijadas, son los vértices entre los cuales se disponen filamentos galácticos a modo de aristas o autovías galácticas.

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Pero Hickson 68 no es sólo impresionante a nivel extragaláctico, sino que se encuentra en un escenario onírico, presidido por dos brillantes estrellas que guardan entre sí un contraste asombroso. HD 121197, de la magnitud 6.4, es una gigante roja de tipo espectral K, mientras que su compañera, BD +41 2434s, es una estrella amarilla situada mucho más cerca, rondando la magnitud 10. Sin embargo, la cercanía entre ambas hace empalidecer a la secundaria, que se nos muestra con un color azulado especialmente delicado y contrastado con el tono anaranjado de la principal. Están separadas por 50 segundos de arco, pero el efecto, sumado al de las lejanas manchas galácticas, es sumamente sugestivo. Por si fuera poco, otra doble, esta vez mucho más cerrada y débil, se encuentra al lado de NGC 5358. Son dos estrellas blanquecinas extremadamente cercanas entre sí, de la magnitud 12, que no necesitan ningún contraste cromático para asombrar al observador, que no sabrá a qué parte del ocular dedicar su atención. Lo mejor es observar sin prisas y dedicarle a cada objeto su merecido tiempo, disfrutando al terminar del idílico paisaje en su conjunto.

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De la mano de Pollux

Géminis se va ocultando estas noches antes cada vez, aunque todavía, si observamos a primera hora de la noche, estamos a tiempo de ver algunos de sus objetos. En este caso vamos a dar un paseo por la pierna del gemelo meridional, aquel cuya cabeza podría considerarse como la estrella Pollux. Podemos comenzar por NGC 2392 (la Nebulosa del Esquimal) o por la pareja que forman Abell 21 y NGC 2395. Nuestro primer objetivo es un cúmulo abierto llamado NGC 2355. Lo observé desde un cielo relativamente contaminado, al lado de Granada, pero cuando el hambre aprieta…

NGC 2355 es uno de esos cúmulos abiertos que podríamos definir como  maduros. Con una edad de más de mil millones de años, pertenece al 7% de cúmulos abiertos con más de 600 millones de años (tomando como referencia la edad de las Hyades). Al igual que muchos de estos cúmulos “ancianos”, NGC 2355 ocupa un lugar en el plano galáctico relativamente elevado, de manera que no sufre las inclemencias o procesos de marea típicos de lugares más centrados, que habrían dispersado, con casi total seguridad, sus componentes. Se encuentra a unos 5400 años luz de nosotros y, con una magnitud de 9.7, es fácilmente visible con instrumentos de aficionado. Tiene unas 140 componentes, aunque visualmente nos conformaremos con bastantes menos. Desde el cielo contaminado conseguí ver unas 30 o 40 estrellas dispersas por un espacio de 7 minutos de diámetro, con una curiosa neblina de fondo que no es más que la suma de las estrellas más débiles.

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El siguiente paso nos lleva mucho más lejos, a una galaxia lenticular que se encuentra a la respetable distancia de 90 millones de años luz. A pesar de estar, aparentemente, muy cerca del anterior cúmulo, NGC 2350 cae en los dominios del Can Mayor. Como ya hemos comentado en otras ocasiones, una galaxia lenticular es aquélla que comparte características con las espirales y con las elípticas. Poseen un disco galáctico, aunque sus estrellas no se disponen en forma de brazos en espiral, ya que han perdido todo el polvo y el gas interestelar. Mide 1.3 x 0.7 minutos de arco, lo cual corresponde a unos 35.000 años luz de diámetro. Estamos, pues, ante una galaxia pequeña y débil, con una magnitud 14, que hará casi imposible  distinguirla bajo cielos contaminados. En mi caso me resultó extremadamente difícil, aunque intuyo que bajo cielos oscuros no supondrá mayor problema. Necesité usar 300 aumentos para tener un mayor contraste con el cielo lechoso, y tras veinte minutos al ocular comencé a notar una tenue mancha difusa, de bordes poco definidos, como un fantasma con forma alargada.

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Por último, vamos a abordar un objeto mucho más agradecido bajo cielos suburbanos. Se trata de una bonita estrella doble que presenta un delicado contraste cromático. Es 38 Geminorum, una pareja de soles que se sitúan a 83 años luz de distancia y tardan casi 2000 años en dar una vuelta completa. La principal es de magnitud 4.7, mientras que la secundaria presenta una magnitud de 7.8, separadas ambas por 7 segundos de arco. Si hablamos del color, tendremos que hacerlo con reservas. Aunque ambas son de tipo espectral F, la mayor parte de la gente coincide en otorgar a la primaria un tono amarillento, mientras la secundaria posee un tono azulado. Sin embargo, no todo el mundo comparte esa opinión. Personalmente me sorprendió el tono amarillento y anaranjado de la secundaria, que contrastaba enormemente con el blanco pálido de la principal. Al parecer son varios los aficionados que afirman ver tonalidades rojizas en la pequeña estrella secundaria, muestra de la variabilidad que existe entre distintos ojos. Sea como sea, 38 Gem es una doble que bien merece nuestra atención, aunque sólo sea para comprobar de qué color vemos a la secundaria.

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Pueden parecer objetos poco interesantes, sobre todo después de las grandes galaxias de la primavera o los cúmulos de Invierno que ya hemos visto, pero después de muchas semanas de nubes, ver estas manchas en un cielo relativamente estrellado se agradece como agua de mayo.

El fantasma de la Primavera (NGC 3242 y U Hya)

Entre tanta y tanta galaxia primaveral podemos acabar sintiendo algo de vértigo, y por ello es de agradecer poder observar alguna nebulosa planetaria de nuestra propia galaxia. En este caso vamos a recurrir de nuevo a la constelación de la Hidra para abordar a NGC 3242, conocida como Caldwel 59 o el “Fantasma de Júpiter”. Pero antes aprovecharemos el camino para echar un vistazo a una estrella especialmente roja. Se trata de U Hydrae, una estrella de carbono que preside el lomo del monstruo marino. Tiene una magnitud de 4.92 y se encuentra a 680 años luz de distancia (es una de las estrellas de carbono más brillantes que existen). U Hydrae es una estrella que ha consumido todo su hidrógeno, y ahora, debido a la fusión del helio, presenta importantes cantidades de carbono que, por convección, acaban en su superficie formando parte de su atmósfera. El carbono, como ya sabemos, absorbe las longitudes de onda más azuladas, de manera que los rayos de la estrella que traspasan su superficie son los rojizos. La intensidad de este color rojizo es un dato que podemos confirmar con el Índice de color B-V. Este método consiste, básicamente, en mirar la estrella con dos filtros, uno de los cuales es sensible al ultravioleta y el otro no lo es. La diferencia entre ambos filtros será mayor cuanto más rojiza sea la estrella, y el número obtenido será indicativo de la intensidad del color. Por ejemplo, R leporis, también llamada Crimson Star, tiene un Índice de color B-V de 5.74, mientras que V Hydrae se le acerca con un índice de 5.5 (es otra estrella de carbono que veremos en otra entrada). La estrella que nos ocupa hoy, sin ser tan roja, tiene un respetable índice de 2.7. Al ocular destaca como una brillante estrella con un núcleo amarillo y una corona roja, como si estuviera rodeada por una atmósfera de fuego.

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No tenemos más que descender 6 grados para que entre en campo NGC 3242, una de las nebulosas planetarias más impresionantes que podemos contemplar con nuestro telescopio. Se encuentra a unos 1400 años luz, ronda la octava magnitud y fue descubierta por Herschel, quien la comparó con Júpiter debido a su tamaño y forma circular. Henry Smith la contempló un siglo después, compartiendo la apreciación de Herschel, aunque el nombre de “Fantasma de Júpiter” le sería dado posteriormente. Abordaremos su exploración desde el centro hacia el exterior, comenzando con el misterio que envuelve a su estrella central. Y es que, a pesar de tener una magnitud poco mayor a 12, no fue descubierta hasta que Angelo Secchi, astrónomo italiano, la observó con su telescopio en el siglo XIX. ¿Cómo pudo pasar desapercibida a los expertos ojos de Herschel, Smith y tantos otros? El problema principal radica en el alto brillo del disco de la planetaria, que disminuye enormemente el contraste con la estrella. Además, gran parte de su luz es emitida en longitud ultravioleta, y es por eso que su magnitud fotográfica es mucho más brillante que la visual. Al parecer, la estrella comparte el centro con otras dos compañeras: una enana marrón que prácticamente roza su atmósfera y la orbita a gran velocidad, y otra estrella más grande, similar a nuestro sol, situada a una distancia mucho mayor. El baile entre estas estrellas es el responsable, casi con total seguridad, de la asimetría observada en el gas circundante.

Foto NGC 3242

En fotografías realizadas a bajo aumento la nebulosa aparece redondeada, uniforme, con un anillo ovalado más brillante en el interior. Sin embargo, a medida que nos acercamos podemos apreciar que la envoltura gaseosa es de todo menos regular. El óvalo interno presenta dos protuberancias polares, como las asas de una taza, y en ambos extremos aparecen dos haces de luz rojiza denominados FLIERs. Como hemos visto en otras planetarias, estos FLIERs son el resultado de la expulsión de material por parte de la estrella que avanza a gran velocidad, encontrándose con la masa de gas y produciendo, al contacto, una elevada temperatura y la emisión de rayos X. Todas estas irregularidades pueden ser explicadas por la acción simultánea de las estrellas centrales. La rápida traslación de la enana marrón, por ejemplo, puede promover la expansión acelerada de la envoltura de la estrella principal, la enana blanca que va camino de consumirse lentamente. Observadores de un futuro a medio plazo tendrán material suficiente para ver la evolución de las nebulosas planetarias en el tiempo, y seguramente podrán entender su mecanismo de formación de una manera más directa.

NGC 3242 puede ofrecer grandes momentos de placer al observador paciente, sobre todo bajo un cielo oscuro y una atmósfera estable. La primera vez observé la nebulosa, hace más de un año, no llegué a percibir su estrella central. Simplemente la observé como una esfera difusa con un débil anillo interior, no dedicándole ni una fracción del tiempo que merece. Hace una semana, sin embargo, decidí observarla con toda la paciencia del mundo, aprovechando que el seeing no era especialmente malo. Comencé a 214 aumentos, apreciándola inmediatamente como una brillante nebulosa redondeada, con el anillo interno claramente distinguible, de forma algo ovalada. Decidí usar el ocular de 5 mm, obteniendo 300 aumentos, y la planetaria me mostró con más intensidad su anillo interno, más definido. No había ni rastro de la nebulosa, y tuve la sensación de que la atmósfera me iba a permitir usar mayores aumentos, así que usé por primera vez mi ocular Omegon de 3.5 mm, proporcionándome 428 aumentos. La nebulosa apareció entonces con un tamaño considerable, sin perder su elevado brillo. El anillo interno, ovalado, tenía sus extremos más marcados que la zona media, y tras unos minutos mostró dos engrosamientos que terminaban casi en punta, de forma similar a la Nebulosa Saturno. Sorprendido por esa nueva morfología que no conocía aún, persistí ante el ocular en busca de más información. Y entonces, sin esperarlo, me di cuenta de que la estrella central estaba allí, mirándome disimuladamente, visible sobre todo con visión periférica en el centro del óvalo. Permanecí mirándola, en total, casi una hora, obteniendo al final una imagen que casi podría definir como “fotográfica”. Tuve claro, una vez más, la importancia de la paciencia y persistencia a la hora de ver estas maravillas celestes, y dediqué un rato más a disfrutar de NGC 3242, ya plenamente consciente de todos sus detalles. Esta planetaria es, sin duda, un respiro cuando uno quiere descansar de la lejanía que suponen las galaxias de la estación y una oportunidad para comprobar la capacidad de adaptación que tienen nuestros ojos, nuestras más preciadas herramientas.

NGC 3242

Acompañando a Cor Caroli

 

La primavera es la estación de las galaxias, y es por eso que miremos donde miremos con nuestro telescopio, casi con toda seguridad hay al menos una galaxia cerca. Hoy vamos a ver un grupito de 4 galaxias en Canes Venatici, a cuyo encuentro iremos partiendo de la brillante estrella Cor Caroli o Alfa Canis Venaticorum. Este egregio nombre se debe a Edmund Halley y hace referencia a Carlos II de Inglaterra (hay algunas fuentes que lo atribuyen a Carlos I. Halley fue aconsejado por el físico de la corte del Rey, que defendía que el día en que el soberano regresó a Londres, en 1660, la estrella brilló de forma inusual.

Cor Caroli es un estrella doble muy llamativa y sencilla de ver, con sus componentes a unos 19 segundos de separación. Su estrella principal es un astro de magnitud 2.89, con 10.000ºC en su superficie. Situada a 110 años luz de nosotros, es una estrella de tipo espectral A y tiene una masa 2.8 veces mayor que la del Sol. Su compañera es más pequeña, con una magnitud de 5.61, y se sitúa a 650 UA de la primaria, completando una vuelta en más de 8000 años. Es de tipo espectral F, de tonalidad amarillenta, pero su cercanía a la brillante compañera produce curiosos efectos visuales. Hay observadores que dicen distinguir un color anaranjado, mientras que otros la encuentran liliácea, rosácea y algunos, entre los que me encuentro, verdosa. La primera vez que la vi no me llamó la atención ningún color especial, probablemente debido a que la calidad de la atmósfera no acompañaba; sin embargo, la segunda vez que la observé quedé gratamente sorprendido, ya que nunca pensé que podría ver una estrella de color verde. Es una tonalidad difícil de definir, a medio camino entre el verde y amarillo, como la luz de un amanecer que se filtra a través de un frondoso árbol en primavera. Aquí entra en juego la sensibilidad cromática de cada uno, pero sin duda supondrá un bonito espectáculo se mire como se mire.

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Desde Cor Caroli no tenemos más que movernos unos 4 grados hacia el noreste para que entren en campo las galaxias que queremos observar, un cuarteto que se sitúa a unos 60 millones de años luz, aunque con una gran variabilidad según los métodos empleados, aportando cifras entre 39 y 100 millones de años luz. Una de las mayores es NGC 5005, también llamada Caldwell 29, una galaxia espiral de unos 100.000 años luz de diámetro que se nos muestra levemente inclinada, de manera que en fotografías de larga exposición podemos apreciar sus brazos bien definidos. Es una Galaxia de Núcleo Activo, clasificada como LINER por muchos autores. LINER significa “Low Ionization Nuclear Emission Region” y viene a ser un tipo de núcleo activo que emite menos radiación que otros tipos de galaxias activas como las Seyfert. Sin embargo, parece que el mecanismo subyacente a todas estas Galaxias de Núcleo Activo es un agujero negro que acelera la materia a su alrededor, despidiendo partículas a velocidades cercanas a la luz, de ahí la gran energía que podemos captar desde nuestro planeta. NGC 5005 es una galaxia con una importante proliferación estelar, especialmente en su región central, donde se ha descubierto, a 10.000 años luz del núcleo, un disco de hidrógeno molecular, el caldo de cultivo para formar estrellas. Con unos 6 x 3 minutos de arco y una magnitud poco mayor que 10, es fácilmente visible a través del Dobson, con una forma claramente ovalada y un núcleo brillante, reflejo del monstruo que habita en su interior.

Foto NGC 5033.jpgMuy cerca de ella podemos ver otra gran galaxia denominada NGC 5033, mayor que la anterior, con un diámetro total de unos 180.000 años luz (supera a nuestra propia galaxia). Tiene un tamaño aparente mayor que NGC 5005, de 10 x 5 minutos de arco, aunque lo que veremos a través del telescopio será su región más interna, con lo cual parece más pequeña. Es similar a su compañera en muchos aspectos. Su estructura espiral se deja adivinar en fotografías gracias a su leve inclinación, y guarda en su interior otro gran agujero negro. NGC 5033 es otra galaxia LINER, e incluso se parece a NGC 5005 a la hora de verla por el ocular, con una forma ovalada, algo menor, y con un brillante núcleo en el centro. Con visión periférica el halo ocupa una extensión mayor, aunque no llega a superar a su gemela. Las dos se ven fácilmente en el mismo campo a 65 aumentos, y si la noche es oscura podemos intentar ver otras dos galaxias, más débiles y pequeñas.

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NGC 5002 es una galaxia de apenas 20.000 años luz, irregular, similar en tipo y forma a la Nube de Magallanes. Tiene una barra central y un halo totalmente deformada, sin una clara silueta. Mide poco más de un minuto de arco de diámetro, y su magnitud de 14 puede dificultar un poco su identificación, aunque sabiendo su localización no deberíamos tener problemas en una noche oscura. No distinguiremos detalle alguno, tan sólo un tenue manchón, pero no todos los días podemos ver una galaxia irregular a 60 millones de años luz… La otra galaxia es algo más definida, una galaxia espiral denominada NGC 5014, que avanza por el espacio junto a las anteriores. Su magnitud de 13 la hace algo más fácil de ver, y tiene una forma más ovalada, más clara con visión periférica, con los extremos muy finos. Estas dos últimas galaxias son un aditivo reservado para cielos oscuros, pero la mera visión de NGC 5005 y NGC 5033 basta para tenernos pegados al ocular durante un tiempo considerado.

NGC 5005 - detalles.png

En el corazón de la Catedral (la Espada de Orión)

Si el cielo fuera una gran ciudad Orión sería, como muchos la han denominado, su Catedral, el lugar que más tesoros resplandecientes alberga y la meca de todo astrónomo aficionado, ya sea novel o veterano, y es que alberga en la constelación una inmensa variedad de objetos de todo tipo, para todos los gustos y colores. Pero si Orión es la catedral, sin duda su zona central sería el retablo de las maravillas, la región conocida como el Tahalí de Orión o la espada. No es difícil imaginarla, pues se ve a simple vista como si colgase del llamativo cinturón, y si la noche es oscura podemos apreciar que no es una simple hilera de estrellas. Pocas regiones del cielo muestran tanto esplendor en un espacio tan reducido, de apenas 3 grados de diámetro, en los cuales encontramos una importante variedad de objetos que bien merecen un libro aparte.

Espada de Orión.png

Comenzaremos con una vista global para situarnos en este océano cósmico. Cuando miramos a la constelación de Orión estamos viendo una inmensa familia de estrellas y gases que conforman lo que se conoce como Asociación Orión OB1, situada en torno a los 1450 años luz. Ésta, a su vez, se puede dividir en cuatro regiones:

  • Orión OB1a: situada al oeste del Cinturón de Orión, es la región más antigua, con 10 millones de años de edad y a una distancia de 1.100 años luz. Al parecer fue la responsable de engendrar a Betelgeuse, que es una estrella de tipo espectral M que ha crecido asombrosamente rápido hasta adquirir su intenso color rojizo.
  • Orión OB1b: engloba a las estrellas del Cinturón, grupo conocido como Collinder 70, con una edad de 2-5 millones de años y algo más lejos que el anterior, a unos 1.500 años luz.
  • Orión OB1c: la zona del Tahalí de Orión que ocupa este capítulo.
  • Orión OB1d: formada por M42 y M43, la nebulosa de Orión propiamente dicha, aunque se encuentre abarcado por Orión OB1c.

Estas dos últimas zonas son las más jóvenes, especialmente Orión OB1d, contando sus estrellas con menos de un millón de años. Teniendo en cuenta que nuestro Sol tiene una de edad de 4.500 millones de años, no es difícil ser conscientes de su efímera vida.

Como curiosidad “geográfica” cabe decir que Orión OB1 y nosotros, junto con otras estrellas y nebulosas de distintas zonas del cielo, pertenecemos a la misma estructura galáctica, conocida como el Cinturón de Gould, descubierta en 1870. Dicha “nube estelar” ocupa un área curvilínea de unos 3.000 años luz de diámetro, y las últimas hipótesis apuntan a que fue formada por la colisión contra nuestra galaxia de una nube de gas hace 50 ó 60 millones de años. Dicha teoría estuvo en entredicho hasta que hace poco se descubrió la existencia de la Nube de Smith, un cúmulo de gas de gran masa que está en vías de colisionar con la Vía Láctea. El sol, que ya tenía una edad respetable por aquélla época, pudo contemplar un espectáculo variopinto. El gas de procedencia extragaláctica colisionó con las estrellas del brazo de Perseo, provocando una onda de choque que desestabilizó las grandes nebulosas que allí residían, produciendo un inmenso brote de formación estelar. Algunas supernovas, fruto de esta gran proliferación, terminaron de esculpir la región tal y como la conocemos hoy. Dedicaremos un capítulo completo a hablar, a grandes rasgos, de la geografía de nuestra galaxia, aunque demos algunas pinceladas mientras tanto.

Retomamos nuestra atención sobre el Tahalí de Orión, la espada, el altar de la Catedral celeste. La siguiente fotografía, realizada por Leonardo Fernández de Alarcón Web con un refractor de 110 mm y F/7, nos muestra la región en cuestión, con el norte arriba:

Foto M42 espada

Vamos a recorrerlo de norte a sur, metódicamente, para poder disfrutar cada una de sus estrellas. Lo primero que nos encontramos es un curioso cúmulo abierto denominado NGC 1981, que pasa desapercibido debido a su cercanía con M42, pero situado en un lugar más solitario sería un objeto muy llamativo. Está formado por una veintena de estrellas brillantes, de magnitud entre 7 y 10, dispuestas a lo largo de un espacio de 20 minutos de arco. Sus estrellas más brillantes se disponen en forma de dos hileras de tres componentes, siendo flanqueadas por dos astros algo más débiles. Entre ellas podemos ver dos interesantes estrellas dobles. La primera, la más sencilla de separar, es Struve 750, la estrella situada más al norte. Su componente principal es de magnitud 6.40 y su secundaria dos magnitudes más oscura, separadas por 4.1 minutos de arco. Son de color blanco-azulado, jóvenes como la mayoría de las estrellas de la zona, y algunos observadores encuentran a la más débil una tonalidad más azulada que a la primaria. La otra estrella doble de interés es Struve 743, de magnitudes 7.7 y 8.2, esta vez más unidas entre sí, a una distancia de 1.8 minutos de arco. Para desdoblarlas necesitaremos mayores aumentos, aunque no supondrá gran problema si la noche es serena, viendo entonces dos pequeñas perlas casi en contacto. El cúmulo puede ser considerado relativamente pobre, pero si la noche es oscura llaman la atención un grupito de estrellas muy débiles dispersas al norte de Struve 743, que dan la sensación de ser, de por sí, otro cúmulo abierto más lejano.

NGC 1977

Nuestra siguiente parada nos sumerge en la niebla de una interesante región HII en la que se están gestando estrellas continuamente, una zona situada a 1.500 años luz de distancia que se compone, a grandes rasgos, de tres grandes masas gaseosas. El color rojo denota su naturaleza de emisión, excitadas por las estrellas que residen en su interior, pero podemos comprobar, en cualquier fotografía, que los tonos azules llegan a predominar, muestra de que son también nebulosas de reflexión que reflejan la luz de sus astros. La mayor de ellas, situada al sur, es NGC 1977, una gran nebulosa de unos 15 años luz de diámetro. En su interior reside c orionis, una estrella de magnitud 4.8 visible a simple vista, compañera de una estrella más tenue a tan sólo 1 minuto de arco de distancia. Esta estrella, junto con otras dos brillantes, se sitúa en el centro de la nebulosa, que tiene forma alargada, con nebulosas oscuras delimitando su forma en algunos de sus bordes. 42 orionis, de magnitud 4.7, es la responsable de ionizar la mayor parte del hidrógeno que conforma la nebulosa. NGC 1975 rodea a la estrella HD 36958, de magnitud 7.34, y es la segunda en extensión y brillo de este grupo. Tiene una forma ligeramente alargada y poco definida, perdiéndose sus bordes hacia el exterior. Muy cerca, y rodeando a la estrella que hay justo al norte de NGC 1975, encontramos la tercera nebulosa, NGC 1973, una pequeña nubecilla que se aprecia mejor con visión indirecta. El conjunto de estas tres nebulosas es especialmente llamativo y constituye una de las nebulosas difusas más brillantes que podemos ver. Sin embargo, siempre será un segundo plato por el delicado lugar que ocupa, al lado de la nebulosa principal  que ya, por fin, vamos a abordar.

Hay mucho que decir sobre M42 y M43 y no hay un espacio ilimitado para ello, así que tendremos que centrarnos en sus principales detalles. Para empezar, imaginemos a una inmensa región llena de gas que poco a poco se ha ido enfriando, con el paso de los años, de forma que sus partículas se van uniendo entre sí, haciéndose cada vez más densas. Así, en un área de más de 100 años luz de diámetro, se fueron formando nuevas estrellas desde hace unos escasos 3 millones de años, apenas un suspiro en la escala cósmica. Ahora FOto m42 trapecio (1)centremos nuestra atención en el centro de esta masa gaseosa, lugar de residencia de cuatro brillantes estrellas que todo astrónomo conoce. Galileo descubrió 3 de ellas, y en el siglo XVII varios astrónomos se dieron cuenta de que eran realmente 4 estrellas, dispuestas en forma de trapecio, nombre con el cual se conoce al grupo. En conjunto, reciben el nombre Theta Orionis, y son estrellas muy jóvenes de tipo espectral O y B, con una edad de apenas un millón de años. Tienen una masa de entre 15 y 30 veces la masa de nuestro sol, y emiten una inmensa cantidad de radiación ultravioleta. Theta Orionis C, la más brillante de ellas, es la principal responsable de ionizar el hidrógeno de la masa de gas circundante y, por tanto, tenemos que agradecerle que podamos disfrutar de este espectáculo. Es la estrella más caliente de todas las que podemos ver a simple vista, con 40.000 grados en su superficie. El Trapecio se encuentra formado, realmente, por once componentes, siendo 6 de ellas accesibles a instrumentos de aficionado. Las componentes E y F, de magnitud 11, requieren de una noche estable para poder verlas, ya que el brillo de la nebulosa juega en nuestra contra a la hora de distinguirlas.

Pero estas estrellas no están solas en el centro de la nebulosa. Invisibles a nuestros ojos, más de 2.000 estrellas se esconden tras el gas de la región, visibles sin embargo con instrumentos específicos como el Chandra X. En la siguiente imagen podemos comparar la zona más céntrica en longitud de onda visible y en el infrarrojo, sobrando las palabras para describirla: la vida se esconde tras esas densas nubes. Los últimos estudios sugieren que en el centro hay un agujero negro de unas 100 masas solares, de manera que podría explicar los anárquicos movimientos observados en las estrellas. De hecho, como ya comentábamos al hablar de IC 405, la estrella AE Aurigae parece tener su origen en el centro de M42, habiendo sido despedida al interactuar con otras estrellas.

Foto m42 centro

Estas grandes estrellas, además de iluminar la nebulosidad a su alrededor, generan fuertes vientos que van moldeando las estructuras a su paso, de manera que la Nebulosa de Orión muestra centenares de arcos y ondas, reflejo de los rápidos movimientos a los que se ve sometido el gas. De esta forma, la nebulosa Foto m42 vientose va expandiendo a pasos agigantados, calentando el espacio a su paso y estimulando la formación, en un futuro cercano, de miles de estrellas nuevas. De hecho, M42 cuenta en su interior con una gran cantidad de discos protoplanetarios y estructuras típicas de estrellas en formación, desde Glóbulos de Bok hasta cuerpos Herbig-Haro. El Telescopio Espacial Hubble ha encontrado hasta 13 planetas gaseosos, similares a Júpiter, vagando a la deriva sin estar ligados a ninguna estrella. Lo cierto es que no son planetas, sino “estrellas fallidas”. Comenzaron a formarse como cualquier otro astro, condensando sus átomos, pero el núcleo no fue capaz de llegar a fusionar el hidrógeno y el helio, de manera que no llegan a brillar con luz propia. Son una especie más de la abigarrada fauna que compone este increíble hábitat espacial.

FOto m42 protoplat

Discos protoplanetarios en Orión

M42 tiene forma esférica, con una gran concavidad en su interior que se ha generado mediante un proceso llamado fotoevaporación en el que las estrellas centrales más masivas alejan el gas y el polvo. Debido a esta dispersión, en cuestión de 100.000 años apenas quedarán restos gaseosos, y el resultado será un gran cúmulo estelar. Sus estrellas más masivas, en un período relativamente corto de tiempo, explotarán en forma de supernovas, volviendo a generar el caos a su alrededor. Hay un gradiente importante de temperatura, de forma que en las regiones más internas se alcanzan los 10.000º K, enfriándose a medida que se aleja del centro.

M43 es en realidad parte de la misma Nebulosa de Orión, aunque fue considerada en el siglo XVIII como un objeto distinto. Un filamento de polvo oscuro separa ambas nebulosas, dando esa sensación. También se la conoce como NGC 1982 o Nebulosa de Mairan, debido a su descubridor Jean-Jacques Dortous de Mairan, y se encuentra ionizada por la estrella HD 37061, justo en su zona central. Fue inmortalizada por Messier a finales del siglo XVIII, en un dibujo junto a M42.

Foto M42 messier

Visualmente, M42 y M43 suponen un espectáculo a través de cualquier instrumento. Con unos simples prismáticos bien firmes y una noche oscura se puede apreciar la nebulosa en el mismo campo que NGC 1981 y el complejo de nebulosas de NGC 1977. M42, si el cielo es favorable, mostrará incluso la porción opuesta al trapecio, ese lazo que la rodea de forma tenue. Las estrellas del trapecio pueden empezar a resolverse con pequeños prismáticos, pero para distinguir sus 4 estrellas será mejor recurrir a grandes prismáticos o a pequeños telescopios

A través del Dobson de 30 cm y un filtro la vista es, sencillamente, superponible a la mayoría de fotografías de M42, e incluso mejor, ya que la zona central no aparece velada y podemos disfrutar de todos sus detalles a la vez. Usando bajos aumentos podemos encuadrarla en el mismo campo, mostrando nebulosidad y filamentos donde quiera que pongamos la vista. La zona central es muy brillante, contrastando enormemente la denominada Boca de Pez, un entrante oscuro que avanza hacia el trapecio, una región rectangular llamada Regio Huygheniana. En este último distinguimos las cuatro estrellas principales, y basta con usar 125 o 214 aumentos para poder ver, si la atmósfera no es turbulenta, las componentes E y F, brillando débilmente a muy poca distancia del resto. Al sur del Trapecio aparece otra bahía oscurecida, más estrecha, que separa Regio Huygheniana de Regio gentili, llamada Sinus gentili.

M42 interna

Las alas se abren en direcciones opuestas, y la occidental (proboscis maior) se divide en dos arcos claramente diferenciados, abiertos en un ángulo de 50º. Uno de ellos se dirige hacia Iota Orionis y se une a la otra ala cerrando un círculo casi perfecto. En esta zona posterior, bastante más débil, se pueden apreciar entrantes de nebulosidad hacia el centro, creando pequeños arcos que se aprecian mejor con visión lateral. Volutas de humo aparecen flotando en el interior de la nebulosa y multitud de estrellas pueblan cada uno de sus rincones. M43, al lado del trapecio, despliega una elegante forma redondeada que se extiende acabando en una curvada punta hacia el norte. Sin duda, cualquier descripción se queda corta ante este monumento estelar. Lo mejor es verlo por uno mismo, no de pasada, sino deteniéndose en cada detalle. Conforme pasen los minutos vislumbraremos zonas hasta entonces invisibles, estrellas que antes parecían no existir, y tras media hora estaremos contemplando una verdadera y “viva” fotografía.

M42

Por último, terminamos este recorrido echando un vistazo a NGC 1980, nebulosa descubierta por William Herschel en torno a Iota Orionis. Dicha estrella, denominada Hatysa, tiene una magnitud aparente de 2.75 y es una gigante azul de tipo espectral O9, con una temperatura mayor a 31.000º K. Es una interesante estrella triple, con dos componentes más débiles a 10 y a 40 segundos de arco. La más alejada, según algunos observadores, tiene un tono rojizo que contrasta con el blanco azulado de sus compañeras. Además, la primaria es a su vez binaria espectroscópica, con una estrella orbitando a su alrededor cada 29 días en una órbita muy excéntrica, que podría haber sido causante de la fuga de AE Aurigae. La naturaleza de NGC 1980 es algo incierta, con cierta controversia acerca de si se trata de una porción de M42 o si es una nebulosa con entidad propia situada más cerca de nosotros. Hay incluso quien dice que es un cúmulo abierto formado por Hatysa y una quincena de estrellas, si bien Herschel describió sin ninguna duda su naturaleza gaseosa.

Espada de Orión - detalles

Sea como sea, la imagen que podemos ver a través de un ocular de gran campo es inolvidable, con tantas formas y sombras que tardaríamos una eternidad en estudiarla a fondo. No en vano es el objeto más visitado del firmamento.