La estrella de Luyten

Las estrellas más cercanas a nuestro sistema solar tienen algo especial, son nuestras vecinas y, por tanto, podemos llegar a conocer bastante sobre ellas, además del interés que tiene pensar que, si alguna vez viajamos a las estrellas, serán ellas las primeras en recibir nuestra visita… Hoy vamos a centrarnos en BD+05 1668, más conocida como la Estrella de Luyten, una interesante enana roja que se sitúa a “tan sólo” 12.36 años luz de distancia.

Una enana roja es una estrella de muy baja masa: la estrella de Luyten tiene, en concreto, un cuarto de la masa de nuestro sol, cerca de la masa mínima necesaria para que pueda tener lugar la combustión de hidrógeno en el núcleo y la estrella pueda definirse propiamente como estrella. Su tipo espectral es M3.5, situándose en el extremo rojizo de la línea espectral, y su superficie alcanza los 2900 grados centígrados (puede parecer mucho, pero no lo es tanto si tenemos en cuenta que el Sol presenta una temperatura de unos 5700 grados). Esta temperatura es la que otorga a la estrella su tono escarlata, apreciable si se observa con cualquier telescopio. No podemos ver muchas enanas rojas con nuestros instrumentos, si bien son las constituyentes más abundantes de nuestra galaxia, estimándose que al menos tres cuartas partes del total pertenecen a esta categoría. Su bajo brillo es lo que juega en su contra. La estrella de Luyten presenta una metalicidad mucho menor que la del Sol, signo indirecto de una edad mayor, habiéndose formado en una época en la que había menor densidad de elementos pesados (diferentes del hidrógeno o del helio). Las estrellas de mayor masa son las que más rápidamente consumen su combustible, de manera que su vida es muy corta. Sin embargo, las enanas rojas fusionan su hidrógeno lentamente, por lo cual se estima que pueden llegar a vivir durante 200.000 millones de años: no podemos más que sorprendernos de la relativa fugacidad de nuestro sistema solar, que en apenas 5.000 millones de años habrá dejado de existir.

Diversos trabajos de finales del siglo pasado han estudiado la velocidad radial de la estrella mediante espectrómetros, sugiriendo algunos la presencia de un compañero orbitando a la estrella de Luyten con una masa excepcionalmente baja, aunque no hay nada claro al respecto. En todo caso, el objeto en cuestión podría ser una enana marrón o un planeta gaseoso gigante, pero tendremos que esperar hasta tener mejores datos. Lo que sí conocemos es que la estrella rota sobre sí misma a una velocidad muy lenta, menor de 1 km por segundo (el Sol se mueve a unos 2 km por segundo de media). Podríamos pensar que la poca energía que desprende haría inviable la posibilidad de que surgiera la vida en un planeta alrededor de la estrella de Luyten, aunque no es del todo correcto: como ocurre con el famoso planeta descubierto en Próxima Centauri, a una distancia muy cercana de la estrella las condiciones atmosféricas pueden ser similares a las nuestras, de manera que no podemos rechazar su habitabilidad en base a estos parámetros.

La estrella más cercana a la de Luyten es Procyon, que se encuentra a 1.2 escasos años luz. En el cielo de un hipotético planeta en el sistema de Luyten, Procyon alcanzaría una magnitud de -4.7, más brillante incluso que Venus visto desde la Tierra. Hace unos 13.000 años tuvo su mayor acercamiento a nuestro sistema solar, situándose a 12 años luz. Desde entonces se ha alejado 370 años luz, lo que equivale a un recorrido anual de casi 270 mil millones de kilómetros alejándose de nosotros.

Estrella de Luyten.png

Encontrar la Estrella de Luyten no es difícil si partimos desde la brillante Procyon, aunque tendremos que navegar a través de algunas débiles estrellas haciéndonos camino hasta el destino. La estrella, visualmente, no supone un espectáculo portentoso, es un punto luminoso que brilla con un intenso tono anaranjado, con algunos destellos rojizos que contrastan con el resto de estrellas. Una de las cosas más interesantes que podemos hacer con la estrella es determinar su posición con bastante exactitud, plasmando la posición de las estrellas cercanas con la mayor precisión posible. Varios años después, cuando volvamos a observarla, podremos notar cómo se ha movido ligeramente, tal y como comprobó, en 1935, Wileem Jacob Luyten con la ayuda de Edwin G. Ebbighausen. La estrella de Luyten se mueve a la (asombrosa) velocidad de 3.74 segundos de arco por año. Puede parecer poco, pero es una de las estrellas accesibles a telescopios de aficionado más rápidas que podemos observar, y una prueba más para que nuestra mente comprenda que el universo está vivo y en continuo movimiento. En 16 años se habrá movido un minuto de arco, apenas un suspiro, pero los más pacientes serán capaces de detectar ese pequeño paso.

Fuera de lugar (NGC 2420)

El lugar de nacimiento de una estrella queda plasmado en su composición, impregnando el comportamiento que tendrá durante el resto de su vida. Este hecho, tan simple en apariencia, nos permite conocer datos extremadamente complejos, algo que vamos a comprobar con un cúmulo abierto que se encuentra en Géminis, muy cerca de NGC 2392, la nebulosa del esquimal.

La mayoría de cúmulos abiertos se encuentran a una distancia relativamente cercana al disco galáctico, lugar de gran formación estelar y “centro neurálgico” de la gran metrópolis que es nuestra Vía Láctea. Estos cúmulos situados en el disco tienen una gran metalicidad, que disminuye progresivamente a medida que nos alejamos de él. Uno de los principales indicadores de esta metalicidad es el hierro, elemento producido en el fragor de supernovas y cuya abundancia adopta un gradiente que disminuye a medida que nos alejamos del disco. Pues bien, NGC 2420 presenta una metalicidad similar a la de nuestro Sol y, sin embargo, se encuentra a la considerable distancia de 3000 años luz del disco galáctico. Este dato nos puede hacer pensar, de entrada, en dos posibilidades, ambas muy interesantes. Por un lado, se ha  especulado sobre el paso de una nube molecular que, por acción de la gravedad, habría arrastrado a NGC 2420 lejos del disco galáctico. Un contraargumento para esta hipótesis podría ser la ausencia del mismo comportamiento en otros objetos cercanos: si fuera el caso, lo lógico sería encontrar otros cúmulos o estrellas que hubieran sufrido la misma suerte (un tirón gravitatorio no tendría efecto sobre un solo cúmulo) y, por tanto, tuvieran una mayor metalicidad de la esperada. Sin embargo, podríamos rebatir dicha afirmación (un contra-contraargumento) con el pretexto de la edad de NGC 2420, ya que se ha estimado una edad de 2000 millones de años, extremadamente alta para un cúmulo abierto, lo cual significa que muchos de los cúmulos que habrían existido en su origen podrían haber desaparecido esparcidos por el espacio (pocos cúmulos abiertos superan los mil millones de años de vida). Sea como sea, otra posibilidad para la alta metalicidad de NGC 2420 sería que pertenezca a otra pequeña galaxia que se hubiera fusionado con nosotros, como ha ocurrido con algunos cúmulos globulares. Sin embargo, las galaxias enanas suelen tener una metalicidad muy baja, con lo cual tampoco encajaría muy bien con los datos que tenemos. Por supuesto, siempre tenemos una tercera opción, y es que los datos no sean del todo precisos, aunque diversos estudios coinciden en los números, por lo que sería algo poco probable.

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Crédito: Bernhard Hubl

Conscientes de la información que nos puede proporcionar la metalicidad, vamos a observar el cúmulo de una manera más visual. Es una gran aglomeración de 30 años luz de diámetro en la que se engloban unas 1000 estrellas, la mayoría con una vida estimada en 2000 millones de años, algo menos de la mitad que nuestro Sol. Su avanzada edad, teniendo en cuenta que es cúmulo relativamente compacto, se puede intuir también observando una fotografía de larga exposición, que nos mostrará estrellas de tonalidades anaranjadas y rojizas, algunas de ellas gigantes rojas con diámetros muy superiores al del Sol. Llama la atención el hecho de que existen multitud de parejas de estrellas con idéntica masa, gemelas estelares que forman sistemas binarios en una órbita compartida.

La distancia de NGC 2420, estimada en unos 10.000 años luz, jugará en su contra para que lo disfrutemos desde nuestro sistema solar, aunque en una buena noche puede, sin duda, llegar a sorprendernos. En mi caso lo observé con el dobson de 30 cm desde un cielo relativamente contaminado, con una magnitud límite de 5. Antes de ver el cúmulo hice una rápida visita a NGC 2392, tan deslumbrante como siempre, y luego, a 2 grados de distancia, me situé sobre NGC 2420. En un primer momento tan sólo vi unas pocas estrellas abigarradas, pero en cuestión de unos pocos segundos el cúmulo saltó a la vista como por arte de magia. Una quincena de débiles estrellas titilaban en el centro de la imagen, ocupando un área de entre 5 y 10 minutos de arco. Algunas más brillantes conformaban cerradas parejas, aunque la mayoría se aglomeraban sin forma definida. A 214 aumentos una tenue neblina se escondía tras las estrellas, fantasmagórica, nada más que un lejano reflejo del brillo conjunto de mil estrellas. Su forma era algo alargada y algunas otras estrellas podían adivinarse en el límite de resolución del telescopio. Desde cielos más oscuros, NGC 2420 debe de ser un verdadero espectáculo, otro de los tesoros que esta constelación alberga entre sus estrellas.

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Los latidos de Betelgeuse

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

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

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

Betelgeuse brillo.png

Variaciones de brillo desde 1988

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

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

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

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

Otras curiosidades sobre Betelgeuse:

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

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

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

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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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.

Doble - 38 gem.png

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.

Buscando el límite (PGC 16865)

El ser humano siempre ha intentado ir más allá de sus posibilidades, probando nuevos límites, saltando al océano para descubrir nuevas tierras o forzando su razonamiento para comprender el universo. De la misma manera nosotros, astrónomos, podemos conformarnos con el límite de visión que nos imponen teóricamente los instrumentos, o podemos intentar superarlo y llegar más allá. Como prueba de ello vamos a basarnos en un cúmulo abierto situado en la constelación de Tauro, denominado NGC 1807. Forma una pareja con otro cúmulo, NGC 1817, aunque dejaremos éste último para otra ocasión. NGC 1807, como decíamos, es una agrupación formada por una treintena de estrellas, cuyos principales componentes, de magnitud por encima de 8, adoptan la forma de un rectángulo achatado, con su arista superior prolongada hacia los extremos a modo de alas. Unas quince estrellas más débiles salpican un área de 15 minutos de arco. Estudios recientes han observado que, al parecer, no se trata de un verdadero cúmulo, sino que las estrellas parecen estar unidas por efecto de la perspectiva.

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Esa “estrella” difusa que hay en el cuadrante infero-izquierdo es la intrusa.

Sin embargo, no es el cúmulo, falso o verdadero, lo que nos interesa ahora, sino un intruso que esconde en su interior: una inmensa aglomeración de estrellas que se agolpan formando una galaxia elíptica de 80.000 años luz de diámetro. Sin embargo, de entrada no veremos nada, ya que se encuentra a la vertiginosa distancia de 246 millones de años luz. Si tenemos en cuenta que M31 está a 2.5 millones de años luz y la mayoría de galaxias del cúmulo de Virgo a 65 millones, no nos será difícil comprender la vastedad de este número: 246 millones. Pero hay un dato más interesante con respecto a esta galaxia elíptica. La primera vez que la observé no era consciente de su magnitud visual, simplemente la vi en una fotografía, brillante y redonda, y decidí probar suerte. PGC 16865 era su nombre de pila. Efectivamente, aunque al principio no pude verla, a los pocos minutos de mirar en el sitio exacto llegué a apreciarla sin ninguna dificultad, con visión lateral. No le di mayor importancia hasta que, al día siguiente, se me ocurrió buscar algo de información sobre este objeto. Comprobé su distancia, que ya de por sí me parecía elevada, pero lo que más me asombró fue conocer su magnitud, que la página de la NASA estimaba en 15.7. Nunca había visto un objeto tan débil, en teoría, e hice una amplia búsqueda para confirmar el hallazgo. Apenas pude encontrar nada, pero en algunos sitios web le estimaban una magnitud de entre 15.3 y 16, así que no parecía estar tan equivocado. Fue entonces cuando comprendí que no se puede establecer una magnitud límite generalizada para una abertura determinada. Hay tantos factores implicados en el proceso que no tiene sentido.

NGC 1807

En el caso de un telescopio de 30 cm, como el mío, muchas fuentes coinciden en otorgar una magnitud límite de 14.5, mientras que unas pocas dicen que es de 15.1. Sin embargo, no podemos dejarnos llevar por estos números, siempre cuando podamos disfrutar de un cielo en condiciones. La atmósfera, la humedad, la práctica, el brillo superficial del objeto… Son tantas variantes que es imposible acotar una magnitud límite generalizada. Y eso sin tener en cuenta el tiempo empleado para ver el objeto, una de nuestras principales armas y sobre la que hablaremos en otro capítulo más específico, pero a modo de resumen, nuestro ojo  es capaz de captar más detalles conforme más tiempo pasamos delante de un objeto, como si fuera una cámara que va recogiendo más y más luz. Por eso, nuestra paciencia es un potente amplificador de luz que nos podrá ser útil en cualquier momento, y con un poco de práctica superaremos sin ningún esfuerzo este hipotético límite. Ésta es una llamada al atrevimiento, a intentar siempre ir más allá. Si vemos un objeto que está por encima de nuestras posibilidades teóricas y tenemos la opción de ir a un cielo oscuro, intentémoslo. Que seamos nosotros mismos los que pongamos un límite a nuestra capacidad. Si no podemos ver el objeto en cuestión, ya tendremos ese dato como referencia para futuras observaciones, e incluso puede que tengamos más suerte meses después, tras haber acumulado horas y horas de práctica. Si no podemos ver algo, un objeto o un detalle en concreto, apuntémoslo en una libreta. Al cabo de tiempo, cuando disfrutemos de unas mejores condiciones, revisemos la lista de observaciones pendientes, y puede que nos sorprendamos a nosotros mismos rompiendo los límites establecidos.

Siguiendo migas de pan

La franja de la Vía Láctea es un hervidero de objetos que van apareciendo sucesivamente cuando navegamos a su través. Este hecho es más apreciable en la estación veraniega, cuando no hay lugar al que se mire en el que no se vea algún cúmulo o nebulosa. Sin embargo, la Vía Láctea invernal también está especialmente poblada de multitud de objetos que, en ocasiones, pasan desapercibidos. Hoy nos vamos a centrar en un objeto que se encuentra a mitad de camino entre M46 y M48, pero para llegar a él recorreremos un trayecto en el que podremos disfrutar de un agradable y variado paseo, viendo algunos objetos que ya comienzan a despedirse hasta la siguiente estación.

Comenzaremos por NGC 2610, una nebulosa planetaria ya conocida, pero que observé por segunda vez sin caer en la cuenta de que ya la había visto y dibujado unos meses antes. El error me sirvió para comprobar que el ojo va entrenándose y capta estrellas cada vez más débiles. Como recordatorio diremos que es una nebulosa planetaria de magnitud 12.8, situada a una distancia de entre 6.000 y 8.500 años luz, en la constelación de Hydra. Tiene una bonita estructura anular, sólo visible con potentes telescopios o en fotografías de larga exposición. Está formada por dos capas, a modo de cebolla, cada de las cuales ha sido expelida en distintas etapas, a modo de suspiros consecutivos que la estrella moribundo va lanzando al exterior. Dicha estrella tiene una magnitud 15.5, al alcance de un Dobson de 30 cm bajo unas condiciones ideales. Sin embargo, esa noche realicé la observación desde un pueblo cercano a Granada y, aunque el sur estaba relativamente oscuro, no tiene nada que hacer contra un lugar perdido en el monte. Aun así disfruté de su visión, así como del campo que la rodea. Una estrella está situada justo en su borde, dando la apariencia, como ya comentábamos con anterioridad, de un anillo con una pequeña gema engarzada. Una brillante estrella anaranjada la vigila a apenas 8 minutos de arco de distancia.

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Siguiendo hacia el oeste, entre una multitudinaria población estelar, daremos con el siguiente objeto, mucho más llamativo, que es NGC 2539, ya en la constelación de la Popa. También bajo la atenta mirada de una brillante estrella, 19 Puppis, es un cúmulo abierto situado a unos 4.000 años de distancia. Su edad es bastante avanzada, entre 600 y 700 millones de años, comparable a la de las Hyades. Como ya sabemos, las estrellas de los cúmulos se van esparciendo hasta que éstos desaparecen, por lo cual es difícil encontrar agrupaciones que superen los 500 millones de años. Hay excepciones, como M67 o Berkeley 17, pero NGC 2539 tiene una edad totalmente respetable. De hecho, si estuviera a la distancia del Pesebre, M44, sería uno de los objetos más llamativos del firmamento.

El cúmulo está formado por un número indeterminado de estrellas, refiriendo algunos autores una población de 60 componentes, mientras que otros le atribuyen más de 150. Tenga las estrellas que tenga, es un cúmulo muy atractivo si se observa desde un cielo oscuro. Una veinte de estrellas brillantes ocupan un área de unos 20 minutos de arco, con varias decenas más salpicando un área circular su alrededor. Cuento más de 50 estrellas, algunas tan débiles que aparecen en el límite de visibilidad del telescopio. La brillante estrella 19 Puppis, de tipo espectral K, domina el campo con una tonalidad amarillenta, dando un toque especial a esta interesante familia.

NGC 2539

El tercer objetivo es un objeto que difícilmente podríamos adivinar en esta región de la Vía Láctea: una galaxia espiral, denominada NGC 2525. Tiene una magnitud de 11.6 pero un brillo superficial bajo que nos hará sudar si las condiciones del cielo no son buenas. Es una galaxia espiral barrada situada a 73 millones de años luz de distancia. Cuenta con dos prominentes brazos en forma de letra “S” que se bifurcan en su camino al exterior, partiendo de una barra central amarillenta en la que se sitúan las estrellas más antiguas. Sus brazos, más azulados, no están al alcance de telescopios de aficionado. Con el Dobson de 30 cm se aprecia como una pequeña nubecilla redondeada, más brillante con visión periférica, que no muestra ningún otro detalle. Por la posición en la que se encuentra, probablemente haya una enorme cantidad de polvo y gas en su línea de visión, por lo que no debemos extrañarnos. El hecho de que podamos distinguir una galaxia a través de uno de los poblados brazos de la Vía Láctea debe ser suficiente motivo de asombro, más aún si esa mancha se encuentra a tan grande distancia.

NGC 2525

Y así, siguiendo migas de pan, llegamos a la casita de chocolate, que en este caso corresponde a un bonito cúmulo abierto denominado NGC 2506 o Caldwell 54, en la constelación del Unicornio. A 10.000 años luz de distancia, es un cúmulo bastante alejado del centro galáctico, lo cual ha servido para obtener datos interesantes. Normalmente se asocia la metalicidad de un objeto con su edad, de manera que se entiende que cuando un cúmulo se ha formado en un “universo temprano” su concentración de elementos pesados será menor, ya que en el ambiente predominaba el hidrógeno y el helio (se ha formado en una época en la que no ha habido todavía un número importante de novas, gracias a las cuales se forman los elementos más pesados). NGC 2506 tiene una edad de unos 2.000 millones de años, extremadamente elevada, pero superada por M67. Sin embargo, éste último cúmulo tiene más cantidad de elementos pesados que NGC 2506, lo cual va en contra de la asociación inversa metalicidad-edad. De este dato se puede concluir que la posición en la galaxia también es un determinante importante en la composición de las estrellas, siendo la metalicidad mayor cuanto más cerca del núcleo se encuentre el cúmulo abierto.

Después de este inciso teórico volvemos a mirar NGC 2506 como lo que es, una nube formada por 800 estrellas que nacieron y aún permanecen juntas, en un espacio de entre 25 y 35 años luz de diámetro. Nuestro sol, a su lado, es un triste lobo solitario. Lord Rosse y su hijo vieron en NGC 2506 una cierta estructura espiral, especialmente en cuanto a sus estrellas más brillantes, en una época en la que se pensaba que todas las nebulosas eran en realidad aglomerados de estrellas. Quizás pensaran que NGC 2506 era la primera “nebulosa espiral” que eran capaces de resolver. Personalmente no encontré una estructura espiral llamativa, aunque posteriormente, revisando el dibujo que hice, sí es cierto que se podría apreciar la forma, teniendo en cuenta las estrellas principales. Unas cuarenta estrellas quedan enmarcadas en un espacio de unos 10-15 minutos de arco, envueltas en un halo de nebulosidad que las arropa fantasmagóricamente. El campo está plagado de estrellas, como corresponde a esta zona inmersa en la Vía Láctea, y sólo por este detalle merece la pena echarle un vistazo desde un lugar oscuro.

NGC 2506