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M7: El Cúmulo de Ptolomeo

Posted in Cielo Profundo with tags , , on 19 junio, 2011 by bitacoradegalileo

Aunque inmerso en densos campos estelares y situado en el corazón mismo de la Vía Láctea, entre las estrellas de la famosa Tetera de Sagitario y el Aguijón de Escorpio, el cúmulo abierto Messier 7, o M7, llamado con frecuencia Cúmulo de Ptolomeo, es uno de los más notables objetos de su clase de todo el cielo nocturno. Se trata de un cúmulo grande y luminoso, conocido desde la Antigüedad, pues puede detectarse a ojo desnudo con relativa facilidad, y que también ha sido catalogado como NGC 6475. El campo de estrellas sobre el que se sitúa, muy rico, junto con una cierta dispersión de las estrellas del cúmulo, le resta sin embargo efecto de contraste a pesar de su brillo.

La primera noticia que tenemos de M7 nos la proporciona el astrónomo greco-egipcio Claudio Ptolomeo, quien en su obra Almagesto lo describió hacia el año 130 de nuestra era como “la nebulosidad que sigue a la cola de Scorpius”, aunque no está claro que Ptolomeo hablara sólo de M7, o en su descripción incluyera también al vecino M6, el Cúmulo de la Mariposa. Giovanni Battista Hodierna es quien primero lo resuelve en estrellas, contando 30, probablemente antes de 1.654. Lacaille lo inscribió en su catálogo de objetos australes como Lac II.14, dada su declinación de casi 35º sur, el más austral de todos los objetos del Catálogo Messier, quien lo incluyó el 23 de mayo de 1.764, con la siguiente descripción:

“Amas d’étoiles plus considérable que le précédent (M6); cet amas paroît a la vue simple comme une nébulosité, il est peu éloigné du précedént, placé entre l’arc du Sagittaire & la queue du Scorpion.” “Cúmulo de estrellas considerablemente mayor que el anterior (M6); este cúmulo aparece a simple vista como una nebulosidad, está a poca distancia del precedente, situado entre el arco de Sagitario y la cola del Escorpión.”

Más tarde, John Herschel (hijo de William Herschel, el descubridor de Urano) pudo observarlo desde el Cabo de Buena Esperanza y su descripción se incluyó en el NGC (New General Catalogue). También es mencionado por Edmundo Halley, el descubridor del famoso cometa.

M7, el Cúmulo de Ptolomeo, se puede localizar con facilidad, incluso cuando está a muy baja altitud, pues hay que recordar su declinación de -34º49′; esta posición, al sur del ecuador celeste, hace que en el norte de Europa y en la mayor parte de Canadá nunca aparezca sobre el horizonte, pero en el Hemisferio Sur se ve muy alto, y es uno de los cúmulos más brillantes de todo el cielo.

Desde Cádiz es importante esperar a su tránsito justo en el sur, pues es cuando alcanzará una mejor visibilidad, elevándose casi 18º sobre el suelo. En estas fechas (segunda mitad de junio), eso ocurre hacia las 2 am. Dentro de un mes, en la medianoche.

Su identificación viene facilitada por el hecho de estar flanqueado por dos brillantes estrellas: Al este encontraremos a Kaus Australis (ε Sgr), la estrella más notable de Sagitario, y al suroeste se ubica Shaula (λ Sco), que es la más brillante de la cola de Escorpio. Otro cúmulo muy luminoso, M6, o Cúmulo de la Mariposa, lo encontraremos al noroeste.

En mi opinión, cuando no se divise directamente a causa de la contaminación, lo mejor es partir de Kaus Australis, y desde allí sólo hay que desplazarse unos 7º hacia el oeste para toparse directamente con el Cúmulo de Ptolomeo, sin necesidad de mover el eje de declinación.

En cielos rurales e incluso en el extrarradio de las pequeñas ciudades, M7 se deja ver con facilidad a ojo desnudo, aunque sólo apreciaremos una pequeña mancha de aspecto nebuloso, con magnitud visual +3.3. Con ayuda de unos pequeños binoculares, ya es posible distinguir más de una docena de estrellas, con un precioso aspecto, que se verán incrementadas hasta una treintena con un telescopio de 50 mm. Apreciaremos entonces dos formaciones de estrellas en dirección este-oeste, complementadas por otras estrellas brillantes entre ambas alineaciones, hasta asemejar una letra H acostada. Con un reflector de 4 pulgadas ya se ven más de 80 astros en un campo que abarca un grado y 20 minutos de arco.

El par de estrellas del centro son blanco-azuladas, de 6ª y 7ª magnitud, y en el extremo suroeste aparece una estrella amarillo-anaranjada, la más brillante del cúmulo, de magnitud +5.6, que es doble y que parece encontrarse algo más cerca que el resto de las integrantes del cúmulo, aunque no he podido confirmar esta apreciación.

El Cúmulo de Ptolomeo se encuentra a una distancia estimada entre 800 y 1.000 años-luz del Sistema Solar, y el arco que ocupa en el espacio difiere bastante según las fuentes, entre 30′ y 80′, debido a que sus confines se confunden sobre un fondo estelar muy rico y luminoso, lo que provoca que tampoco haya acuerdo en cuanto a las dimensiones reales del cúmulo, que se ha estimado entre 18 y 25 años-luz de diámetro. La mayoría de sus estrellas son azules, lo cual demuestra que se trata de un cúmulo bastante joven; su edad se ha estimado en unos 220 millones de años. Se aproxima a nosotros a una velocidad de 14 km/s.

Claudio Ptolomeo, astrónomo greco-egipcio que vivió en el siglo II de nuestra era, es una de las figuras más importantes en la Historia de la Astronomía. Autor del catálogo de 48 constelaciones clásicas, su concepción del Universo y del Sistema Solar, aunque errónea, fue capaz de ofrecer una explicación plausible del movimiento retrógrado de los planetas, si bien insistía en la concepción geocéntrica, ignorando el heliocentrismo que había propugnado Aristarco. Su Almagesto, transmitido por los árabes, es uno de los más importantes legados de la ciencia de la Antigüedad.

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Neptuno: Ciclones lejanos

Posted in Planetaria with tags , on 17 mayo, 2011 by bitacoradegalileo

Doce largos años a la increíble velocidad, para un ingenio creado por el hombre, de 14.8 kilómetros por segundo, necesitó la sonda espacial Voyager 2 para salvar los 4.500 millones de kilómetros que separan a la Tierra del lejano Neptuno, último de los planetas del Sistema Solar, convirtiéndose así en la primera y hasta el momento única nave que ha visitado el planeta. El Dios de los Mares, trasladado a los cielos, dista del Sol 30 veces más que la Tierra, es decir, 30 Unidades Astronómicas. Como la luz del Sol tarda en llegarnos 8 minutos a nosotros, resultará que a Neptuno la distancia es de

8 x 30 = 240 minutos

o, lo que es lo mismo, 4 horas-luz, y ése precisamente es el tiempo que tardaron en llegarnos los datos y las imágenes que nos transmitió la Voyager 2.

Con el descubrimiento de Plutón en 1.930, éste pasó a ser el último de los planetas, hasta que la Unión Astronómica Internacional privó a Plutón de la consideración de planeta en su Asamblea General celebrada en Praga en 2.006, y entonces Neptuno recuperó su condición de ser el más alejado de este tipo de astros en lo que a nuestro sistema planetario se refiere. Pero incluso en el periodo comprendido entre 1.979 y 1.999, Plutón irrumpió en la órbita de Neptuno, que en esa veintena de años, también fue el más distante.

Los ocho planetas del Sistema Solar se dividen en dos grupos, separados por el Cinturón de asteroides entre las órbitas de Marte y Júpiter. Los cuatro más cercanos al Sol, llamados planetas interiores, rocosos, telúricos o terrestres (en referencia a la Tierra), son Mercurio, Venus, la propia Tierra y Marte, y un segundo grupo, formado por los llamados planetas exteriores, gigantes gaseosos o jovianos (de Júpiter), entre los que se encuentra Neptuno, junto con el mismo Júpiter, que es el mayor de todos, Saturno y Urano.

Neptuno es el cuarto de mayor tamaño entre todos los planetas de nuestro Sistema Solar, superado por los otros tres grandes planetas gigantes gaseosos, pero con un diámetro casi 4 veces mayor que el de la Tierra, que es el planeta que, a distancia, le sigue en tamaño. Su diámetro ecuatorial es de 49.427 kilómetros (Tierra = 12.756 km).

Descubrimiento

El descubrimiento de Neptuno fue el primero basado en cálculos matemáticos. En cambio, antes de ser identificado como un planeta, ya había sido avistado en los mismos albores de la Astronomía moderna. En efecto, Galileo Galilei tuvo que verlo en sus observaciones de Júpiter durante los años 1.612 y 1.613, pues en esos momentos ambos planetas estaban en conjunción. El pisano, sin embargo, no se apercibió de la naturaleza del astro y lo anotó como una estrella, quizás por la limitación de sus instrumentos, o llevado por el entusiasmo que le provocaría el descubrimiento de los cuatro satélites galileanos, que él llamo planetas mediceos.

Fue el estudio de la órbita de Urano, que había sido descubierto por William Herschel en 1.781, lo que alertó a los astrónomos y matemáticos. El planeta no obedecía las previsiones de la Ley de Gravitación Universal de Isaac Newton, ni tampoco las Leyes de Kepler. Todas esas leyes físicas estaban equivocadas, o algo ocurría más allá. Así las cosas, el astrónomo frances Urbain Joseph Le Verrier y el matemático y astrónomo inglés John Couch Adams, trabajando de forma totalmente independiente, calcularon la posición de un supuesto planeta situado más allá, y que sería el responsable de las perturbaciones en la órbita de Urano, por su influjo gravitacional. Los trabajos de los dos investigadores fueron ignorados por la Astronomía oficial de sus respectivos países, así es que Le Verrier remitió sus resultados al astrónomo alemán Johann Gottfried Galle, quien desde el Observatorio de Berlín no tuvo mayor dificultad en encontrar al nuevo planeta el 23 de Septiembre de 1.846, justamente el primer día en el que se puso manos a la obra, a sólo 1º de distancia de la posición prevista por Le Verrier. Tritón, el mayor satélite del nuevo astro, fue descubierto solamente diecisiete días más tarde. Naturalmente, en la actualidad ambos países, Francia y Gran Bretaña, se disputan el mérito del descubrimiento de Neptuno para sus respectivos científicos. En mi opinión, no hay que olvidar a Le Verrier ni a Adams, como tampoco al alemán Galle a la hora de adjudicar la autoría de esta importante aportación.

Estructura y composición

El centro del planeta es un núcleo en estado sólido compuesto por hierro, níquel y silicatos, entre otros materiales rocosos, con un tamaño mayor que el de la Tierra (7.500 km de radio), a temperaturas superiores a la fotosfera solar (entre 6.500 y 7.000 ºK).

Esto hace que el astro irradie más energía de la que recibe del Sol. No están claras las causas que provocan este calor, y se especula con la posibilidad de que Neptuno aún esté contrayéndose, sin haber acabado el proceso de su formación, de donde procedería esta energía, e incluso con la desintegración de algunos de los materiales del núcleo. A éste lo rodea un manto compuesto por agua, amoníaco y hielo de metano, a una temperatura superior a los 2.000 ºK. A esta mezcla, los astrónomos la llaman hielo a pesar de estar a temperaturas tan elevadas y en estado líquido.

La atmósfera, compuesta mayoritariamente por hidrógeno, helio y gas metano, está a la misma temperatura que la de Urano, a pesar de encontrarse 1.500 millones de kilómetros más alejado del Sol. En las capas altas, las trazas de metano forman nubes, a la manera de los cirros de la Tierra, y son las responsables del característico color azul que presenta Neptuno.

Este excedente de energía parece ser el responsable de la formación en las capas altas de verdaderos ciclones, en forma de diversas manchas en la superficie, en cuyas proximidades se han medido vientos huracanados de hasta 2.000 kilómetros por hora, los más violentos de todo el Sistema Solar. La Gran Mancha Oscura, similar a la Gran Mancha Roja de Júpiter, tenía el tamaño de la Tierra, aunque desapareció en 1.994 y se han formado otras nuevas. En esta zona, el porcentaje de hidrógeno alcanza hasta el 80%.

Sistema de anillos

Desde el mismo descubrimiento de Neptuno, diversas observaciones habían informado de la existencia de un sistema de anillos, similar al de los otros tres grandes planetas gaseosos del Sistema Solar, aunque sin una confirmación definitiva. Estas pesquisas se basaron muchas veces en ocultaciones de estrellas, que dejaban de brillar mucho antes de alcanzar el limbo del planeta. El espaldarazo definitivo a la existencia de estas estructuras lo asestó la visita de la sonda Voyager 2, en 1989. Los anillos, hasta un total de cinco, son estrechos y tenues, y están compuestos por partículas de polvo provenientes de los satélites que pastorean la zona, que han sufrido el impacto de pequeños meteoritos, y así se ha desprendido ese material que ahora los forma. Tres de los anillos reciben el nombre de los descubridores del planeta, Adams, Le Verrier y Galle.

Satélites naturales

Hasta un total de trece satélites naturales de Neptuno conocemos hasta el momento, aunque la mayoría de ellos son pedruscos de formas irregulares con apenas unas pocas docenas de kilómetros de diámetro. De ellos, sólo dos, Tritón y Nereida (radio = 340 km), fueron descubiertos antes de la llegada de la sonda de la Agencia Espacial estadounidense Voyager 2. Ésta aportó el avistamiento de otros seis satélites, en 1.989, a los que se llamó Náyade (29 km), Thalassa (40 km), Despina (74 km), Galatea (79 km), Larisa (104 x 89 km) y Proteo (200 km).

Es Tritón, con sus 3.200 kilómetros de diámetro, el más notable y luminoso de todos ellos, aunque su brillo, de decimotercera magnitud (Mv = +13.6), sólo es accesible desde la Tierra para telescopios de cierta potencia. Con un tamaño casi equivalente al de nuestra Luna, fue descubierto por William Lassell sólo diecisiete días después de que Galle avistara a Neptuno, y su nombre es el de uno de los hijos del Dios del Mar. De ambos dioses, padre e hijo, hablaremos en su lugar. Tritón es un astro muy interesante, dada su singularidad, pues es el único satélite natural importante de todo nuestro Sistema planetario con un movimiento retrógrado, es decir, que gira en dirección contraria al de rotación de su planeta.

La otra razón por la que he afirmado su singularidad es que se trata del astro en el que se han registrado las temperaturas más frías de todo el Sistema Solar: 235 ºC bajo cero, así es que probablemente se componga de una buena parte de hielo, y el resto materiales rocosos. A pesar de ello, tiene una tenue atmósfera compuesta por nitrógeno y algo de metano, e incluso manifiesta una ligera neblina.

Hay en la superficie de Tritón una notable actividad de géiseres, que arrojan al exterior un material desconocido proveniente del subsuelo. Aparecen también surcos, grietas e incluso algunos cráteres, tanto volcánicos como de impacto.

Observación amateur

Neptuno tarda 164.8 años en dar una vuelta completa alrededor del Sol, así es que permanece algo más de 14 años en cada una de las constelaciones del Zodíaco, desplazándose sólo un par de grados por cada año terrestre; es decir, tardaría tres meses en atravesar en su totalidad el disco de la Luna si ésta estuviera fija en el cielo, como lo están, prácticamente, las estrellas. Es bueno saber, por tanto, que en estos momentos el planeta transita por Acuario, donde acaba de ingresar procedente de Capricornio, y allí es donde hemos de buscarlo en los próximos años.

Actualmente, el planeta presenta una magnitud visual de +7.9, y no llega a brillar mucho más, hasta alcanzar un máximo de +7.78, esto es, resulta imposible verlo a ojo desnudo. Sí es posible divisarlo con ayuda de binoculares, pero la tarea de distinguirlo de las estrellas que lo circunden será demasiado ardua, pues sólo lograremos ver un punto brillante que ocupará en el cielo un arco máximo de 2.4”. Por eso se necesitan cartas celestes para su localización, efemérides del planeta o la asistencia de algún programa informático. Stellarium y Cartes de Ciel son dos buenas herramientas, y me he servido de ambas para confeccionar las cartas que aquí les presento.

En la siguiente página figuran todos los datos que se necesitan para localizar a Neptuno con ayuda de círculos graduados:

http://www.surastronomico.com/neptuno

Para lograr ubicar al planeta, tendremos que utilizar bajos aumentos, o sea, oculares de distancia focal más larga, para obtener una mayor amplitud de campo. Una vez localizado, y aplicando entonces la mayor potencia de nuestro telescopio, llegaremos a divisar un pequeño disco de color azul verdoso, pero hemos de olvidarnos de poder ver al sistema de anillos ni a ninguno de los satélites, que resultan demasiado tenues, a excepción hecha de Tritón, que sí se podrá ver en telescopios a partir de 8 pulgadas (200 mm de abertura).

Mitología

Depuesto Saturno y confinado en el Tártaro, sus tres hijos, Júpiter, Neptuno y Plutón, se reparten el dominio del mundo, correspondiendo a Neptuno el gobierno de los mares, y el señorío sobre las tempestades y los terremotos. Se trata de un Dios Olímpico, que en la antigua Grecia equivale a Poseidón. Éste se enamoró de la ninfa Anfítrite, hija de Nereo, es decir, una de las cincuenta Nereidas. Anfítrite en principio rechazó la propuesta matrimonial de Poseidón, pero éste envió al Delfín, quien fue tan insistente que resultó persuasivo y consiguió el sí de la ninfa. En agradecimiento, Poseidón concedió al Delfín un lugar en los cielos (Constelación de Delphinus). Ambos, Poseidón y Anfítrite, engendraron a Tritón, que es el nombre que se dio al primer satélite que se descubrió en órbita del planeta Neptuno.

Poseidón se representa con un tridente, montado en un carro tirado por caballos o por hipocampos, y es un dios con mal genio al que no conviene enojar. Que le pregunten si no a Casiopea, esposa de Cepheo y madre de Andrómeda, que ofendió a las Nereidas al pretender ser más bella que las hijas del sabio Nereo. Anfítrite, que como ya he dicho era una de ellas, pidió a su esposo Poseidón su intervención, y éste envió a Cetus, la ballena, para provocar inundaciones en el reino de Casiopea y Cepheo.

Para terminar, una curiosa coincidencia: Próximamente (a mediados de julio) se cumplen 164.8 años desde el descubrimiento de Neptuno, un año neptuniano, así es que desde entonces el planeta sólo ha completado una vuelta alrededor del Sol, y está en el mismo lugar del cielo donde lo encontró Johann Gottfried Galle.

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La Cascada de Kemble

Posted in Cielo Profundo with tags , on 10 abril, 2011 by bitacoradegalileo

Como las aguas de un río que claras y lozanas procuran el brusco desnivel para exhibirse más cristalinas que nunca, en el desfile de mil colores y luces eternas, las estrellas que forman la llamada Cascada de Kemble parecen, en rápida pero graciosa caída, buscar el descanso en el cúmulo que las espera al final de su camino, el lago más brillante jamás soñado: El llamativo cúmulo estelar NGC1502.

La sucesión de estrellas que forma este asterismo (enseguida aclararé este concepto), se muestra refrescante en el páramo desierto de la tenue Constelación de la Jirafa, como si de un río Nilo se tratara sobre la enorme extensión de arena que lo rodea, como el oasis que calma la sed del observador nocturno, ávido de nuevas sensaciones. Veremos como la región donde se ubica parece vacía en cuanto los cielos no son totalmente oscuros.

Llegados a este punto, parece necesario aclarar la diferencia que existe entre tres conceptos relacionados, pero bien distintos entre sí: los de asterismo, constelación y cúmulo.

La Constelación de Camelopardalis (La Jirafa)

Particularmente, es frecuente confundir los dos primeros conceptos; piénsese en la Osa Mayor, y su asterismo más conocido: El Carro o Sartén. La Osa Mayor (latín Ursa Major), como la Jirafa (latín Camelopardalis) y todas las demás constelaciones, es una región del cielo; digamos que es un territorio

Constelación de Ursa Major (La Osa Mayor)

independiente del resto de las constelaciones, con las que puede tener o no sus límites, y que alberga en su interior determinados objetos celestes.

Otra cosa es la forma que ofrece la disposición de sus siete estrellas principales, característica y bien conocida, que es el asterismo de El Carro. Sólo

Asterismo de Camelopardalis

hay 88 constelaciones, las reconocidas oficialmente por la Unión Astronómica Internacional, pero podemos encontrar tantos asterismos como nuestra imaginación sea capaz de crear. Muchas veces, unimos con líneas imaginarias a estas estrellas, para que formen la figura que hemos concebido

Asterismo de El Carro, en la Osa Mayor

artificialmente. Usted hará bien en idear sus propias figuras, con independencia de las que sean aceptadas por la mayoría. Elija el diseño que mejor pueda ayudarle a reconocer cada constelación o agrupación de estrellas.

Por otro lado, las estrellas que forman un asterismo pueden estar o no relacionadas gravitacionalmente. En caso afirmativo forman un cúmulo estelar. Es el caso de la cometa que forman las principales integrantes de Las Pléyades o la “A” que dibujan las del Joyero. Pero en otros casos, la sensación de proximidad entre ellas es una simple cuestión de perspectiva, y esas estrellas, vistas desde cualquier otro punto de vista, formarían otra figura distinta, e incluso ninguna. Ocurre esta circunstancia con el asterismo de La Percha, mal llamado Cúmulo de Brocchi, y también con nuestra Cascada de Kemble. Las estrellas que lo forman no están una al lado de la otra, sino que algunas se encuentran más cerca y otras más alejadas, y observadas desde otro lugar del Universo no ofrecerían esa alineación. Ni Orión ni la Cruz del Sur tendrían esa forma vistas desde otro sitio.

Observen la fotografía de la derecha. Los puntos de luz que aparecen en ella están a distancias diferentes. La sensación de proximidad entre las farolas del fondo desaparecería desde cualquier otro punto de vista, y eso mismo ocurre con los asterismos como el que nos ocupa, como el de la Percha y nuestra Cascada de Kemble. En un cúmulo, sin embargo, las estrellas sí están verdaderamente cerca unas de otras y ejercen unas sobre otras fuerzas gravitacionales.

La Constelación de Camelopardalis

La región donde se ubica nuestro objeto, es una de las más extensas y sin embargo menos destacadas de todo el cielo. Tanto es así, que fue considerada por los griegos, junto con la que hoy constituye la Constelación del Lince, una zona vacía, y no aparece registrada hasta que lo hizo Jakob Bartsch, yerno de Kepler, en 1.624, aunque parece haber sido ideada con anterioridad por Petrus Plancius. El nombre de Camelopardalis deriva de la idea en la Grecia clásica de la jirafa como un animal con el aspecto parecido a un camello y la piel de un leopardo. Como estrellas destacadas citaremos a… ninguna. Las más brillantes son de 4ª y 5ª magnitud, y ninguna ha merecido nombre propio, ostentando sólo tres de ellas denominación de Bayer: Alpha, Beta y Gamma Camelopardalis. Tampoco ofrece objetos de cielo profundo de especial interés.

Camelopardalis se presenta como circumpolar para latitudes medio-bajas del Hemisferio Norte, y resulta invisible para casi toda la mitad sur del planeta. En entornos próximos a las ciudades resulta invisible al carecer de estrellas con el brillo suficiente, y hay que servirse de las constelaciones vecinas para ubicarla. La encontrará en el centro del semicírculo formado por Capella (α Aurigae), Mirphak (α Persei), Ruchbah (δ de Casiopea) y Polaris (α Ursae Minoris).

Esta falta de notoriedad ha provocado un tradicional desinterés de los aficionados hacia la región, a pesar de la presencia de la Vía Láctea en su mitad meridional, hasta que, en diciembre de 1.980, un artículo publicado en la prestigiosa revista Sky & Telescope, firmado por Walter Scott Houston, autor de reportajes de cielo profundo en la publicación, daba a conocer una carta que había recibido del fraile franciscano Lucien Kemble, en la que le remitía un dibujo y la descripción de una cadena de estrellas en la Constelación de la Jirafa que fascinaban al religioso. Muchos profesionales de la cosa esta de las estrellas se han aprovechado de los descubrimientos de los aficionados, pero Houston supo dar a Kemble lo que es de Kemble, y por eso merece mi reconocimiento (póstumo) en esta página. Alguno debería tomar nota, y no aprovecharse del esfuerzo ajeno.

La secuencia de estrellas, unas 20 entre la 8ª y la 9ª magnitud, asemeja un río de luces que cae suavemente desde el nordeste hasta el suroeste, extendiéndose por un arco equivalente a cinco veces el tamaño de la Luna llena, lo que la convierte en un objeto adecuado para binoculares, y no telescopios que en su ocular no pueden abarcar tanto espacio. Es un asterismo y no un cúmulo, ya que la proximidad entre sus estrellas es sólo aparente, y se debe a la perspectiva desde la que observamos al conjunto; desde cualquier otro lugar, las estrellas aparecerían mucho más alejadas, que es como están en realidad. En la siguiente carta celeste pueden verse sus coordenadas en Ascensión Recta y Declinación:

Como algunas de sus estrellas alcanzan hasta la 10ª magnitud, es necesario un cielo oscuro y la adaptación progresiva de nuestros ojos para poder discernir los componentes más tenues. No obstante, algunas estrellas brillantes del entorno nos servirán para su localización y disfrute (iba a escribir “localización y estudio”, pero en este caso es casi lo mismo).

Estas referencias son tres: Un trío de estrellas brillantes al nordeste, otra estrella también muy notable en el centro, y el cúmulo estelar NGC 1502 en el suroeste, que sirve de colofón.

La forma más rápida, fácil y segura de llegar hasta la Cascada de Kemble es sirviéndose de la Constelación de Casiopea, cuya localización no será complicada, por sus brillantes estrellas que forman la famosa W (o la M, vista al contrario). Calcule la longitud del asterismo de Casiopea, y duplique esta distancia, en el sentido de giro de las agujas del reloj (alrededor de Polaris) hasta llegar al trío de estrellas brillantes. Estas luminarias rondan la quinta magnitud y son realmente hermosas. Destaca especialmente la gigante roja que ocupa la posición oriental (derecha en la fotografía), más próxima a Casiopea y más alejada de la Cascada. El arco que forman las tres estrellas le conducirá al asterismo de Kemble.

Una vez que deje atras al atractivo trío, puede que no alcance a ver, al menos en un primer momento, las estrellas más débiles de la Cascada. Busque entonces a una estrella de magnitud +4.93, que se encuentra a medio camino. Se trata de HIP18505, que también tiene la denominación HD24479, una enana de la secuencia principal, de color blanco-azulado, que le servirá para comprobar que no se ha perdido. Es la componente más brillante de la Cascada de Kemble.

Por último el coqueto NGC1502 le indicará el final del trayecto. Es un cúmulo estelar muy compacto compuesto por unas 45 estrellas, y en el que se pueden distinguir algunas estrellas dobles con ayuda del telescopio. Ronda la sexta magnitud, y sus estrellas son brillantes, azules y bastante jóvenes, pues su edad es solamente de unos once millones de años. Este cúmulo estará en lo más bajo si Casiopea se sitúa a la derecha de Polaris, es decir, la cascada fluirá hacia abajo, pero se invertirá cuando Casiopea esté a la izquierda de la Polar, y NGC1502 estará en lo más alto. Las “aguas” discurrirán de abajo arriba.

Lucien Kemble vino al mundo en una pequeña granja de Pincher Creek, en Alberta (Canadá) el 5 de noviembre de 1.922. Durante cuatro años participó en la II Guerra Mundial, como operador de radio en la Royal Air Force Canadiense, y terminada la contienda ingresó en la Orden franciscana, donde dedicó el resto de sus días a dar clases en seminarios y a ejercer el sacerdocio hasta su desaparición el 21 de febrero de 1.999. Como aficionado a la Astronomía, dispuso de un modesto equipo, un telescopio de 280 mm Celestron Smichdt-Cassegrain y un par de binoculares, que le bastaron para elaborar un increíble catálogo de más de 5.500 objetos de cielo profundo, con anotaciones y dibujos. Pero su aportación más conocida es el descubrimiento de su famosa Cascada de Kemble, nombre que le dio Houston, que describe en el siguiente texto la forma de dibujar de Fray Luc, como le llamaban los que lo conocieron:

“Kemble uses a trick for making drawings at the telescope that I have not heard mentioned before. He racks the eyepiece out of focus until only the brightest stars are visible, and then plots their relative positions. Once this “skeleton” is made, he refocuses and adds the fainter stars.” “Kemble usa un truco para dibujar cuando observa por el telescopio que nunca antes había oído mencionar. Desenfoca el ocular hasta que sólo las estrellas más brillantes son visibles, y entonces dibuja sus posiciones respectivas. Una vez hecho ese “esqueleto”, vuelve a enfocar y añade las estrellas más tenues.”

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El Cinturón de asteroides

Posted in Planetaria with tags , on 23 marzo, 2011 by bitacoradegalileo

Ocupando el enorme espacio entre las órbitas de Marte y de Júpiter, una multitud de objetos rocosos de diferentes formas, tamaños y colores orbita alrededor del Sol a grandes velocidades, constituyendo el llamado Cinturón de asteroides. Cuerpos de sólo unas decenas de metros junto a otros de varios centenares de kilómetros de diámetro ocupa una franja que se sitúa a distancias entre 2 y 4 UA* del Sol, esto es, 300 y 600 millones de kilómetros

* 1 UA o Unidad Astronómica es la distancia media entre el Sol y la Tierra, y es igual a 149.597.871 km; es la unidad que se emplea para medir distancias en el Sistema Solar, aunque también sirve para cuantificar el diámetro de algunas estrellas supergigantes, y la separación entre las dos componentes de algunas estrellas dobles.

Es necesario aclarar enseguida que el llamado Cinturón de asteroides no es el único lugar del Sistema Solar donde pueden encontrarse estos cuerpos, pues al menos otras dos regiones albergan astros similares: El Cinturón de Kuiper (entre 35 y 100 UA del Sol) y la Nube de Oort (entre 20.000 y 150.000 UA), donde tienen su origen la mayoría de los cometas que periódicamente nos visitan. Además, también son asteroides otras familias de astros entre los que se encuentran los objetos más cercanos a la Tierra, divididos en tres grupos: Atens, Apolos y Amores.

El Cinturón de asteroides ejerce de frontera natural entre los planetas interiores, rocosos o telúricos, y los gigantes gaseosos exteriores, aunque no de una forma absoluta, pues en la misma órbita de Júpiter, y compartiendo la misma trayectoria que el gigante joviano, se sitúan los asteroides llamados troyanos, 60 grados por delante y por detrás del mismo Júpiter, en los lugares llamados Puntos de Lagrange. Algunos llaman griegos a los situados por delante, reservando el nombre de troyanos para los que se sitúan después del planeta. Por otro lado, los dos satélites de Marte, Fobos y Deimos, que tienen un tamaño similar a la isla de Manhattan, parecen ser en realidad dos antiguos asteroides que, procedentes del Cinturón, fueron capturados por la fuerza gravitatoria del planeta.

La mayoría de los asteroides, como los cometas, presenta formas caprichosas, pues su reducido tamaño y su poca masa hacen que las fuerzas de cohesión de la materia sean superiores a su escasa gravedad. Esta circunstancia origina que adopten la apariencia de un cacahuete, un hueso o una patata, por poner algunos ejemplos. La imagen de la izquierda muestra a Eros, y es una animación. Pulse con el ratón sobre la fotografía. Cuatro de ellos (Ceres, Vesta, Palas e Higia) suman más de la mitad de la masa total de todo el Cinturón. Algunos orbitan en parejas, formando sistemas dobles, y otros ostentan orgullosos algún pequeñísimo satélite (en la imagen de la derecha, el asteroide Ida y su luna Dactyl, fotografiados por la sonda Galileo). En cuanto a su composición, se distinguen tres tipos: Carbonáceos (tipo C), de un marcado tono negruzco, de silicatos (tipo S) y metálicos (tipo M), compuestos por níquel y hierro. Los carbonáceos constituyen el 75 % del total.

Un poco de historia: La Ley de Titius-Bode

El astrónomo alemán Johann Daniel Titius, trabajando de forma experimental, descubrió en 1.766 una pretendida relación matemática entre las diferentes distancias a las que se encontraban los planetas del Sistema Solar, ley que debería servir para predecir la existencia de futuros astros. En aquel entonces sólo se conocían Mercurio, Venus, la Tierra, Marte, Júpiter y Saturno. Los resultados fueron publicados por Johann Bode, silenciando el nombre de su autor, razón por la cual hoy se le conoce como Ley de Titius-Bode. Titius construyó una sucesión de números que empezaba por 0, continuaba por 3, y seguían doblando cada vez la cantidad anterior:

0 … 3 … 6 … 12 … 24 … 48 … 96 … …

Prosiguió sumando cuatro a cada número, y dividiendo cada resultado entre 10, para calcular los valores en Unidades Astronómicas (Tierra = 1) del semieje mayor de las órbitas, obteniendo resultados muy aproximados:

Titius Planeta Real Aprox.
0,4 Mercurio 0,39 97,5 %
0,7 Venus 0,72 97,2 %
1 Tierra 1 100 %
1,6 Marte 1,52 95,0 %
2,8 ?
5,2 Júpiter 5,2 100 %
10 Saturno 9,54 95,4 %

Todas las cifras así calculadas eran sorprendentemente parecidas a la realidad, con un error máximo del 5 % (Marte). Pero se obtuvo un valor intermedio, en quinto lugar, que no se correspondía con ninguno de los planetas conocidos. Titius se preguntaba: “¿Podría el Creador haber dejado ese lugar vacío?”, y se respondía a sí mismo: “De ninguna manera, no, en absoluto.”

Cuando, en 1.781, William Herschel descubrió Urano, la Ley de Titius-Bode recibió un espaldarazo casi definitivo: El nuevo planeta se encontraba a 19.2 UA de distancia, frente a las 19.6 previstas en la ley: ¡Sólo un 2 % de error!.

La Policía Celeste

En pocos años, un grupo de 24 astrónomos, a propuesta de Franz Xaver von Zach, se organizaron para la búsqueda del supuesto planeta, y dividieron la región zodiacal del cielo en 24 zonas de 15º, una para cada uno. Entre ellos se encontraban el propio Bode, Herschel, Messier y Olbers. A este grupo se le llamó La Policía Celeste. Pero fue el astrónomo siciliano Giuseppe Piazzi, a la sazón director del Observatorio de Palermo (Sicilia), que había sido invitado a unirse al grupo pero que aún no había recibido la misiva, quien el día de año nuevo de 1.801, mientras comprobaba en la Constelación de Tauro las estrellas que figuraban en su catálogo, descubrió el nuevo astro: Un punto cambiaba de posición, y así pudo avistarse a Ceres, que recibió el nombre de la diosa romana de la Agricultura, y protectora de Sicilia. En principio, Piazzi pensó que se trataba de un cometa, pero la ausencia de nubosidad a su alrededor y su movimiento lento y regular le hizo convencerse de que era un planeta, que resultó hallarse a 2,77 UA, casi exactamente la misma posición que había predicho Titius de 2.8 UA (98.9 % de acierto, coincidencia o como quiera llamarse).

Olbers, sin embargo, no quedó satisfecho con el hallazgo, pues consideraba a Ceres demasiado poco masivo como para dar por cerrado el modelo planetario. Y efectivamente, sus investigaciones le condujeron al descubrimiento de Palas, el 28 de marzo del año siguiente. Los astrónomos de la época quedaron desconcertados, pues la ley de Titius- Bode no admitía dos cuerpos distintos para la misma posición, así es que supusieron que Ceres y Palas eran fragmentos de un originario planeta, que habría estallado por el impacto de algún cometa, fracturándose en cuerpos más pequeños. En los años siguientes fueron descubiertos Juno, Vesta y Astreia, y mientras tanto Herschel propuso la denominación de “asteroides” para estos cuerpos, con el fin de diferenciarlos de estrellas, planetas, satélites y cometas.

Con el descubrimiento de Neptuno en 1.846, que no cumplía con las previsiones de Titius, la ley comenzó a perder fuerza. Posteriormente, tampoco Plutón respondería a la distancia prevista.

Con el perfeccionamiento de los telescopios, el número de asteroides conocidos fue en aumento, y en 1868 ya se había descubierto un centenar, número que ascendió enormemente con la llegada de la astrofotografía en 1.891. En 1.921 ya eran más de 1.000, y actualmente se acercan a 500.000, aunque se estima que el número total ha de rondar el millón.

Colisiones con otros astros

Algunos de estos astros cruzan las órbitas de otros cuerpos mayores, como Eros, Apolo o Ícaro que se interponen en el camino de Venus, la Tierra y Marte. Ícaro llega a sólo 0.2 UA del Sol, más cerca que Mercurio. Otros, debido a sus velocidades orbitales distintas, pueden colisionar, y de hecho lo hacen, fracturándose en grandes trozos de rocas que pueden tomar diversas direcciones, incluida la Tierra. De tal manera, que no son extrañas las colisiones de asteroides con nuestro planeta, aunque la protección de nuestra atmósfera hace que la inmensa mayoría se quemen en el aire. Sin embargo, uno de ellos fue el causante de la desaparición de los dinosaurios. El impacto se produjo en Chicxulub (México), y era un asteroide de 10 km de diámetro, que liberó la energía equivalente a cien veces la de la bomba nuclear más potente que se ha probado. El impacto provocó además un enrarecimiento de la atmósfera hasta hacerla irrespirable. Los animales de mayor tamaño, que necesitaban un mayor aporte de oxígeno, no pudieron sobrevivir. Es tranquilizador saber, en cambio, que un astro de ese tipo nos visita sólo una vez cada cien millones de años. No, cada cien años no, cada cien millones.

Origen

En cuanto a su origen, dos son las teorías que intentan explicar su formación, aunque con suerte dispar en cuanto a su aceptación generalizada. Según la primera de ellas, ya sugerida por Heinrich Olbers a Herschel, un gran cometa hizo estallar a un planeta, que era el quinto del Sistema Solar, y que ocupaba su posición correcta obedeciendo a la Ley de Titius-Bode. Esta teoría no es fácil sustentarla, considerando que la masa total de todos los asteroides del Cinturón sólo supone un 4 % de la masa de la Luna. Además, choca contra esta teoría la diferente composición química de los distintos tipos de asteroides, que hacen difícil pensar que procedan de un mismo astro. No es una alternativa con muchos defensores.

Sí tiene más adeptos la teoría de que se trata de condensaciones de la nebulosa primitiva que originó el Sistema Solar, y a las que el fuerte influjo gravitatorio de Júpiter perturbó acelerándolos e inclinando su órbita, lo que devino en colisiones que las fragmentaron aún más. Muchos de estos asteroides fueron expulsados por los violentos choques y las fuerzas gravitatorias, quedando el actual Cinturón como el remanente de los planetesimales, los pequeños objetos sólidos de los discos protoplanetarios que sí formaron los actuales planetas.

Observación

Sólo Ceres, en muy raras ocasiones, y Vesta, en condiciones óptimas de observación, pueden distinguirse a simple vista, pues ambos se sitúan en el límite de las capacidades del ojo humano. Todos parecen estrellas, y para distinguir a un asteroide hay que dibujar la región del cielo donde se observe, y la posición de todos los puntos brillantes. Al cabo de unos días, la misma región mostrará cuál es el punto que se ha desplazado: Ése es el asteroide.

Nomenclatura

Para designar a un asteroide se le antepone, entre paréntesis, un número que indica el orden en que fue descubierto, seguido por su nombre propio, o por un número de serie. El nombre propio puede ser de muy diversa naturaleza, y son frecuentes los de origen mitológico o legendario, como (1) Ceres, (2) Palas o (4) Vesta, pero también los nombres de astrónomos y astronautas: (1772) Gagarin o (6469) Armstrong, así como físicos, matemáticos y científicos en general, pero también personajes reales del mundo de la música: (2620) Carlos Santana, (2644) Víctor Jara, (4147) Lennon o (17959) Elvis, o del cine: (7032) Hitchcock, (9341) Gracekelly y (9342) Carygrant. Aparecen también personajes de ficción y de dibujos animados: (2598) Merlin, (3552) Don Quixote y (29410) Asterix. Como se ve, una relación de lo más variopinto, y éstos son sólo unos pocos ejemplos.

Los más notables

El mayor cuerpo del Cinturón de asteroides es Ceres, un astro que técnicamente no es un asteroide, según la redefinición del concepto de planeta que hizo la IAU en su asamblea de agosto de 2.006. En ella, Ceres fue catalogado como planeta enano, junto a Plutón y otros cuerpos. Hasta entonces había sido considerado el mayor asteroide. Su tamaño es de 959.2 km x 932.6 km, prácticamente esférico, debido a que su masa (un tercio del total del Cinturón) sí es suficiente para ejercer una gravedad sobre sus componentes que supera a las fuerzas de cohesión de la materia. Fue el primer asteroide que se descubrió, el 1 de enero de 1.801 (Giuseppe Piazzi) y a pesar de ser un cuerpo muy oscuro, su magnitud absoluta es la mayor del Cinturón de asteroides. Está compuesto por un núcleo de silicatos (tipo S) recubierto por un manto de agua helada y una delgada corteza. Orbita a una distancia del Sol que oscila entre 2.5 y 3 UA.

(4) Vesta es el cuarto asteroide en ser descubierto, el tercero más grande, el segundo más masivo y el primero en cuanto a brillo. Efectivamente, su albedo, del 42 %, es superior incluso al de la Tierra, y se deja ver a ojo desnudo en determinadas condiciones. Descubierto por Olbers el 29 de marzo de 1.807, tiene unas dimensiones de 578 x 560 x 458 km, y aunque su núcleo es de hierro y níquel, tiene una capa basáltica muy poco frecuente. Un enorme impacto de otro asteroide le produjo un cráter en el polo sur de 469 km de diámetro y 13 km de profundidad, y despidió gran cantidad de otros pequeños cuerpos al espacio. Los astrónomos estiman que el 5% de los meteoritos encontrados en la Tierra tienen su origen en esta colisión. El tamaño de su órbita es similar a la de Ceres.

(2) Palas fue descubierto, como el anterior, por Olbers, éste en 1.802, mientras trataba de calcular la órbita de Ceres, que había sido avistado un año antes por Piazzi. Es el segundo asteroide más grande, con 526 km de diámetro medio, aunque es menos masivo que Vesta. Es un asteroide carbonáceo, tipo C, muy oscuro. Tiene una órbita muy inclinada (34.8º) y muy excéntrica, pues su perihelio es de 2.14 UA y su afelio 3.41 UA. Recibió también un impacto sobre su superficie, que originó un grupo de asteroides menores llamada familia Palas. El elemento químico paladio se llama así por este asteroide.

Mitología

Ceres es la diosa romana de la naturaleza, heredera de la griega Deméter, así como su hija Proserpina deriva de Perséfone. Ceres engendró a Proserpina por su relación con Júpiter, su hermano, quien se prendó de su belleza, su pelo rubio y su tez colorada. Esta diosa enseñó a los hombres a cuidar de los árboles y a cultivar la tierra, y por eso es considerada la Diosa de la Agricultura. El vocablo cereales deriva de su nombre. Su hija, Proserpina, fue raptada por Plutón estando en las faldas del Etna, en Sicilia, lugar del que Ceres es patrona y protectora.

Vesta es la diosa romana del hogar, cuidadora del fuego del lugar más recóndito de la casa donde se rinde culto a los dioses, y es considerada como la más caritativa, amable y gentil de todos los moradores del Olimpo. Los romanos tenían sumo cuidado de que el fuego de su templo, situado en el Foro, nunca se apagara. De ello se encargaban las vestales, seis sacerdotisas de extrema belleza, vírgenes y de ascendencia reconocida.

Palas se refiere a Palas Atenea, la diosa griega de la sabiduría, las artes, la literatura y la filosofía, que en Roma equivale a Minerva. Es sin embargo una diosa guerrera, protectora de Hércules, Ulises y Aquiles, y dio muerte al gigante Encélado. Por eso se la representa con lanza, escudo y égida, aunque su animal favorito es la lechuza, símbolo de la razón, y su planta el olivo.

Aproximación de la sonda Galileo a (243) Ida

Epílogo

Por último, sería imperdonable por mi parte terminar sin una breve y sin embargo emocionada referencia a un asteroide inolvidable: B 612, el hogar de El principito, el enternecedor protagonista de la obra cumbre de Antoine de Saint-Exupéry:

“Sólo con el corazón se puede ver bien; lo esencial es invisible para los ojos”

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M101: La Galaxia del Molinete

Posted in Cielo Profundo with tags , , on 13 marzo, 2011 by bitacoradegalileo

Totalmente de frente, como si quisiera mostrarnos su espléndida belleza, como si se sintiera orgullosa de su aspecto soberbio, sin temor a su exposición clara y descarada, M101 exhibe su hermosa extensión en el cielo boreal, sólo superada por la Galaxia de Andrómeda (M31, en la fotografía de la derecha) y la Galaxia del Triángulo (M33) entre los objetos de su clase, y desde su legendario habitáculo de la Osa Mayor presume sin reparos de la fuerza de sus brazos, lo que le ha valido el sobrenombre de Galaxia del Molinete, y también los apelativos menos extendidos de La Girándula y de La rueda de Fuego, pues en algunas fotografías parece recordar al modesto artilugio de fuegos artificiales. Sólo le falta pasar tangueando altanera.

M101 es una galaxia del tipo Sc, según la clasificación propuesta por Edwin Hubble, lo que quiere decir que es una espiral no barrada, a diferencia de la Vía Láctea, y cuyos brazos aparecen muy diferenciados y separados del núcleo. No debemos confundir a la Galaxia del Molinete con M83, llamada el Molinete Austral, otra galaxia espiral, también del Catálogo Messier, situada mucho más al sur, en la constelación de Hydra, a 30º S de declinación, y que es una espiral barrada mucho más compacta. M101, por el contrario, ocupa una posición circumpolar norte para gran parte del Hemisferio Boreal, dada su declinación de +54,22º, al norte incluso de las estrellas que forman la cola de la popular Osa Mayor, más conocida como El Carro.

La Osa Mayor es probablemente la más célebre constelación de todo el catálogo de la IAU, al menos para los residentes boreales. Recibe diversas denominaciones según el lugar, como la citada de El Carro, pero también El Arado, La Hélice, la (o el) Sartén y el Gran Cazo (Big Dipper). Sus siete estrellas principales forman el asterismo más famoso y conocido y asumen un protagonismo histórico y cultural sin parangón, y fueron llamadas “los siete bueyes”, septem triones, de donde derivó el vocablo septentrional para designar al viento del norte.

La región alberga hasta ocho objetos catalogados por Charles Messier, entre los que destaca nuestra Galaxia del Molinete, que sin embargo fue descubierta por el colaborador de Messier Pierre Mechain, también autor del primer avistamiento de M104, la Galaxia del Sombrero. El descubrimiento se produjo el 27 de marzo de 1.781 y Mechain la describió como una nebulosa muy oscura, difícil de distinguir, sin estrellas y de un tamaño considerable, al norte de la cola de Ursa Major.

William Herschel, en 1.784, pudo observar manchas moteadas alrededor de M101, que en realidad se correspondían con fragmentos de los brazos espirales, pero estas estructuras no fueron reconocidas como tales hasta que William Parsons, tercer conde de Rosse, dirigió hacia ellas el tubo de su telescopio de 72 pulgadas (el Leviathan de Parsonstown, véase M51, la Galaxia del Remolino). Lord Rosse hizo algunos bocetos y dibujos de M101 como ya había hecho con M51, y pudo por fin calificar al objeto como una galaxia espiral.

De un tamaño gigantesco, la Galaxia del Molinete ocupa en el cielo un diámetro aparente de 22 minutos de arco, aunque para telescopios con pequeñas aberturas resulta considerablemente menor, pues sólo son discernibles las zonas centrales de la galaxia. A partir del siglo XX han sido descubiertas al menos tres supernovas en su seno, pero ha sido el estudio de las variables cefeidas lo que ha permitido la determinación de su distancia, que ha resultado ser de 27 millones de años-luz, más de diez veces más alejada que la Galaxia de Andrómeda. Conjugando esta distancia con el tamaño aparente, se obtiene para M101 un diámetro real de 170.000 años-luz, casi dos veces más que la Vía Láctea.

La masa que contiene esta galaxia se ha estimado en cien mil millones de veces la del Sol: 1011 soles, y sólo el 3 por ciento de esta masa se concentra en su pequeño pero brillante núcleo exento, al parecer, de agujero negro en su centro como sí ostenta nuestra Vía Láctea. Aparecen alrededor de 3.000 regiones HII (átomos de Hidrógeno con carga eléctrica) extremadamente brillantes, en las que enormes nubes de gas se contraen hasta colapsar en la formación de nuevas estrellas. Estas regiones son ionizadas por numerosas estrellas jóvenes, muy calientes, en una gran proporción gigantes azules.

La aparente simetría del astro desaparece cuando se observan fotografías de larga exposición, en las que el núcleo se muestra desplazado del centro galáctico. La explicación de esta anomalía parece residir en una reciente (en términos astronómicos) colisión con otra galaxia, lo que también podría ser el origen del aspecto moteado de sus brazos espirales, donde aparecen constantes nubosidades, que puede que consistan en grandes cúmulos estelares o nebulosas gigantescas causadas por la perturbación que el choque ha originado en las espiras.

Además del HST, al que pertenece la imagen superior, todos los demás observatorios terrestres y orbitales han fotografiado la Galaxia del Molinete, obteniendo imágenes en luz visible, infrarroja, ultravioleta, rayos-X y todas las técnicas de las que se disponen. La siguiente es una imagen combinada compuesta por las obtenidas por el Hubble en luz visible, el Spitzer en infrarrojo y el Chandra en rayos-X, que aparecen a la derecha:

Pero M101 no está sola. La Galaxia del Molinete es la más brillante de un grupo de no menos de nueve galaxias. La interacción gravitacional entre M101 y estas galaxias satélite parece haber sido, como ya se indicó, la responsable de la estructura actual de nuestro objeto, tanto en lo que se refiere a la asimetría de su núcleo como a la disposición de sus brazos espirales.

En cuanto a su observación, M101 puede avistarse incluso con binoculares, si las condiciones del cielo son excelentes, esto es, con cielos muy oscuros y atmósferas limpias de contaminación y perturbaciones, pues se trata de un objeto grande y relativamente próximo a nosotros. En la mayoría de las fuentes se recomienda tomar como referencia Alkaid (la estrella que ocupa el extremo de la cola en la Osa Mayor), y a partir de esa estrella dirigirse 2.6º al este, y luego 5º al norte, para alcanzar a M101. Sí, parece el camino más corto, pero yo les voy a proponer una alternativa:

Mizar y Alcor constituyen una preciosa estrella doble, resoluble incluso a simple vista, que ocupa el centro de las tres estrellas de la cola de la Osa. Si bien es verdad que dista de M101 unos 10 grados, esta separación es sólo en el eje de ascensión recta de su telescopio, pues la declinación de ambos objetos es prácticamente la misma (hay medio grado de diferencia). Además, en el camino hacia el Molinete, en dirección este, encontrará una secuencia de cuatro estrellas de 4ª y 5ª magnitud (81, 83, 84 y 86 UMa) que le harán comprobar a cada instante que está siguiendo el camino correcto. ¡No puede perderse!.

A partir de 4 pulgadas de abertura, en condiciones óptimas, podrá distinguirse el núcleo, pero apenas se intuirán los brazos espirales. Se necesita al menos un telescopio de 250 mm para comenzar a distinguir algunos rasgos de estas espiras, y el conjunto aparecerá espectacular con aparatos a partir de 400 mm. de diámetro. No use grandes aumentos, pues el tamaño del objeto requiere un buen ángulo de visión. Y no olvide que lo que ve, es una imagen de hace 27 millones de años, porque la luz de M101, la Galaxia del Molinete, tarda todo ese tiempo en llegar hasta usted.

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Betelgeuse, el Rubí de Orión

Posted in Estrellas with tags on 16 enero, 2011 by bitacoradegalileo

Tomando como referencia el Cinturón de Orión, conocido como Las Tres Marías, y también como Los Tres Reyes Magos, unos 10 grados al nordeste encontraremos a Betelgeuse, la supergigante de color rojo más notable de todo el cielo. Este hermoso astro constituye junto con Rígel una de las dos principales estrellas de la conocida Constelación de Orión, el gigante cazador de la mitología clásica helenística. Betelgeuse se destaca por su color entre las otras estrellas del asterismo, azules en su mayoría, y ocupa el lugar que corresponde al hombro derecho de la figura, el izquierdo según lo vemos nosotros. Ostenta la denominación de Bayer Alpha Orionis, a pesar de que Rígel (β Ori) es más brillante, pero hace un tiempo no era así.

Es Orión una de las constelaciones más conspicuas de todas, si no la que más, entre las 88 que forman el catálogo de la Unión Astronómica Internacional. Su famosa Gran Nebulosa (M42), la Cabeza de Caballo, la Nebulosa de la Llama, el no menos célebre Cinturón, ya citado, y numerosas estrellas muy notables, la hacen ser la favorita de no pocos aficionados, entre los que me encuentro. Rígel, Bellatrix, Hatysa, Saiph, Meissa, Alnilam y, al fin, Betelgeuse, convierten a esta región del cielo en un irrenunciable espectáculo para todo el que alce la vista hacia el cielo durante las frías noches de enero.

El interés de la estrella radica en diversos aspectos: A sus colosales dimensiones hay que sumar su condición de variable pulsante semirregular, su próxima explosión en supernova a pesar de su extrema juventud, y la enigmática pérdida de tamaño en los últimos años, independiente de su carácter variable. Fue la primera estrella de la que se pudo medir su diámetro, excepción hecha del Sol, y también se han detectado manchas en su superficie análogas a las solares, además de la innegable belleza de su visión en el cielo del invierno boreal.

El origen de la palabra Betelgeuse es una corrupción. Desde ya, hay que rechazar la pronunciación, muy extendida, según la película estadounidense de 1.988, que suena más o menos como Bitelchús: propínenle un cariñoso cosqui virtual a todo el que se empecine en esta tremenda aberración, dado el innegable origen árabe del vocablo. La Constelación de Orión fue llamada por los árabes al-Jauza, palabra de etimología discutida, pues se ha interpretado como “la de en medio” y también “el gigante”, entre otras. Así, Ras-al-Jauza es la cabeza del gigante (Raselgeuse = Meissa) y Yad-al-Jauza es el brazo. Pero en los siglos XII-XIII, los traductores cristianos transcribieron por error bad en lugar de yad, y escribieron Betelgeuse. Hay que anotar que en árabe clásico no existe el sonido “e” (tengo un amigo árabe que me llama Pipi en lugar de Pepe), pero lo más correcto es pronunciar el nombre de esta estrella tal y como se escribe.

Betelgeuse (Alpha Orionis o α Ori) es una supergigante roja de tipo espectral M1.5I, que es una variable pulsante semirregular, con un periodo aproximado de 2.300 días (6 años y 4 meses). El promedio de +0.58 de magnitud visual la sitúa en el décimo lugar entre las estrellas más brillantes del cielo nocturno. Es una de las estrellas más grandes que se conocen, y si estuviera en el lugar del Sol, alcanzaría casi hasta la órbita de Júpiter, aunque en los últimos años ha disminuido un tanto su tamaño, como veremos. Junto con Sirio y Procyon forma el asterismo del Triángulo de Invierno, que es una importante referencia para la orientación en el cielo durante los últimos y los primeros meses del año. Su distancia a nosotros se ha estimado en unos 640 años-luz y su temperatura superficial en 3.500 ºK, relativamente fría en comparación con el Sol, que está a 5.500 ºK. Su posición, cercana al ecuador celeste, hace que pueda ser observada prácticamente desde cualquier lugar de la Tierra, exceptuando las cercanías del Polo Sur, ya sobre la Antártida.

La estrella, naturalmente, es conocida desde muy antiguo. Informes del siglo I de nuestra era, descubiertos por arqueólogos en 1.982 en China, describen a Betelgeuse como una estrella de color blanco-amarillento, pero sólo un siglo después Ptolomeo ya la cataloga como gigante roja junto a otras estrellas del mismo tipo. A pesar de la extrema juventud de la estrella (unos 10 millones de años; el Sol tiene 4.500 millones), no se entiende muy bien este rápido cambio, pues la evolución estelar tiene lugar a un ritmo muchísimo más lento, a no ser que el color observado en China sólo se debiera a una expulsión ocasional de polvo y gas por parte de la estrella, que ocultara el verdadero color del astro.

Fue John Herschel (hijo de William, el descubridor de Urano) quien estudia y descubre la variabilidad de la estrella, analizando el brillo que ésta ofrecía entre los años 1.836 y 1.840. Betelgeuse alcanzó un pico de luminosidad en 1.852, momento en el que Herschel afirma: “Actually the largest star in the northern hemisphere.” (Actualmente, la estrella más brillante del Hemisferio Norte), lo que permite deducir que entonces Betelgeuse superaba en luminosidad a Capella, y también probablemente a Arturo e incluso a Alpha Centauri, y también explica la razón por la que la estrella ostenta la letra Alpha como denominación de Bayer, a pesar de que actualmente Rígel (Beta) brille con mayor fuerza.

Ya en el siglo XX, y utilizando el interferómetro de Michelson, se pudo medir el tamaño de la estrella. Fue la primera en que esto fue posible, excepción hecha del Sol. Combinando el tamaño angular con el paralaje conocido, resultó para Betelgeuse un radio de 384 millones de kilómetros (Sol = 0.7 millones). Distintas estimaciones situaron este tamaño entre 4.1 y 4.6 Unidades Astronómica (1 UA es igual a la distancia media entre la Tierra y el Sol), esto es, más allá de la órbita de Marte, aunque estos cálculos se quedaron cortos. Los estudios de interferometría también han permitido descubrir en Betelgeuse, por primera vez fuera del Sol manchas en la superficie de una estrella, análogas a las manchas solares.

En los últimos años los astrónomos han registrado la progresiva pérdida de tamaño de la estrella, que desde 1.993 hasta 2.009 ha disminuido su radio desde más allá de la órbita de Júpiter hasta un 15 % menos, es decir, que ha perdido el equivalente a la distancia entre Venus y el Sol. Actualmente, podemos cifrar el tamaño de Betelgeuse en unas 4.8 Unidades Astronómicas. Este cambio en el radio del astro es independiente de su variabilidad, y constituye un misterio sobre el que trabajan los investigadores. Bien es verdad que Betelgeuse pierde masa progresivamente, y cada vez su densidad es menor. En realidad, el vacío en el interior de la estrella es mucho mayor que el que se pueda conseguir en nuestros laboratorios.

Betelgeuse está experimentando una existencia vertiginosa. Una estrella tremendamente joven está a punto de morir. Los astrónomos calculan que de aquí a unos 100.000 años (un suspiro a escala cosmológica), y quizás mucho antes, la estrella explotará como una brillantísima supernova, encaminándose así a su propia destrucción. Cuando eso ocurra, la estrella adquirirá un brillo equivalente al de la Luna llena, será visible en pleno día al menos durante varios meses y de noche provocará sombras en el suelo. Después de un tiempo, se irá apagando progresivamente, hasta que al cabo de un año, quizás dos, ya no sea visible a ojo desnudo. Se habrá convertido en un pulsar, que será una poderosa fuente de rayos X, o en una estrella de neutrones, de un tamaño no mayor que el de Cádiz, y por supuesto con muchos menos bares.

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M42: La Gran Nebulosa de Orión

Posted in Cielo Profundo with tags , , , , on 20 diciembre, 2010 by bitacoradegalileo

Guarderías de cientos de estrellas recién nacidas, vecinas de otras enanas marrones muy frías, discos protoplanetarios que quizás sueñen con un lejano futuro de verdor y vida, intensos y violentos vientos estelares lanzados tres mil veces más veloces que el sonido, radiaciones ultravioleta, cúmulos de estrellas dentro de una colosal nube de gas y polvo, ondas de choque, protoestrellas y quién sabe qué otros inciertos fenómenos celestes, en una imagen tan distante como los tiempos en que Sheherezade dormía al amparo de mil y una noches, bajo la danza que ejecutaba el frío cielo del Invierno: Estamos en la Gran Nebulosa de Orión.

La nebulosa es también conocida como M42, pues es ése su número en el catálogo de objetos molestos confeccionado por Charles Messier, aunque también ostenta el de NGC1976, denominación que nadie utiliza, y es un objeto apasionante. Personalmente, no hace falta que les confiese mi debilidad hacia ella, pues es notorio que elegí su imagen como logo (wordpress lo llama gravatar) para esta bitácora.

Como M42 puede observarse a simple vista, aunque a veces puede ser confundida con una estrella, casi siempre supone un regalo para mis ojos cuando observo los cielos desde el patio trasero de mi casa, donde suelo pasar algunos ratos (menos de los que quisiera) en compañía de entes tan distantes en el espacio y sin embargo tan cercanos, mientras Chica, la perrita, duerme tranquila entre las patas del trípode. La Nebulosa de Orión siempre me ha cautivado, aún antes de conocer su enorme interés astrofísico y evolutivo y la he añorado en las noches de verano, la hora del Escorpión, enemigo irreconciliable del Gigante Cazador. Este interés no es único en mí, y se repite en muchos aficionados y profesionales de la Astronomía, hasta el punto de ser considerado el objeto celeste favorito por muchos de ellos.

Situada sobre el ecuador celeste, que no es sino la proyección sobre los cielos del propio ecuador terrestre, la Constelación de Orión es uno de los asterismos más conocidos de todos, y ya fue objeto de un extenso informe en estas páginas, titulado Orión, la Catedral del Cielo. Betelgeuse (Alpha Orionis) y Rígel (Beta Orionis) están entre las diez estrellas más brillantes de todo el Cielo nocturno, y sin embargo no pueden competir en popularidad con el Cinturón de Orión, conocido hasta el último rincón del orbe con el familiar nombre de “Las Tres Marías”, cuya estrella más occidental, Mintaka, apenas se desvía un tercio de grado del mismo ecuador celeste. Es por eso por lo que la Constelación de Orión puede ser divisada prácticamente desde todo el planeta, desde los aledaños del Polo Norte hasta la mismísima Antártida, pues los hombros (Betelgeuse y Bellatrix) del Gigante son boreales mientras que las piernas (Rígel y Saiph) son australes.

Precisamente el Cinturón (las tres estrellas de la izquierda en la fotografía de arriba) será la referencia más útil para la localización de la Gran Nebulosa (a la derecha en la fotografía), que es la parte central de una formación dispuesta de norte a sur, debajo de él y que recibe el nombre de La Espada de Orión.

Toda la zona pertenece a un complejo aún mayor, que se extiende por toda la constelación a lo largo de más de 10º, particularmente visible en el infrarrojo. El Bucle de Barnard, la Nebulosa Cabeza de Caballo, la Nebulosa de De Mairan (M43) y la propia M42 forman parte, entre otros, de este complejo sistema.

Claramente discernible en el centro de la Espada, al sur de las tres estrellas del Cinturón (que, además de Las Tres Marías, también son conocidas como Los Tres Reyes Magos), se sitúa M42, La Gran Nebulosa de Orión, visible como un objeto no estelar incluso en los cielos de la ciudad no excesivamente iluminados. Entre los meses de noviembre y marzo, puede encontrarse a simple vista, aunque de forma difusa. Con ayuda de binoculares incluso podrá distinguirse un grupito de cuatro estrellas en su interior, en forma de trapecio (el Cúmulo de Theta Orionis, o cúmulo del Trapecio), sobre el que volveremos más abajo, dada su enorme trascendencia.

Aunque es la región de formación estelar más cercana a nosotros, M42 está situada a unos 1.270 años-luz del Sistema Solar, y a pesar de esa enorme distancia, ocupa en el cielo un ángulo superior a 60′ de grado (la Luna llena ocupa 30′), porque su tamaño es enorme: Mide más de 227.000 billones (sí, con b) de kilómetros de un extremo a otro, lo que significa que un rayo de luz tarda 24 años en atravesarla. En ella se distingue una zona más oscura, arriba a la izquierda, que se interna hacia el centro de la nebulosa, y que recibe el nombre de la boca del pez. Al final de ésta senda, se encuentra el cúmulo del Trapecio. Las zonas extremas, iluminadas, se llaman alas, y la prolongación hacia el sureste es la espada (no confundir con la Espada de la constelación). La parte brillante bajo el Trapecio es la estocada y la región menos luminosa, más extensa, se llama Vela.

La porción desgajada en la parte superior mereció una atención diferenciada por parte de Charles Messier, y es M43 (a la derecha). Se llama Nebulosa de De Mairan, en honor de Jean-Jacques Dortous de Mairan, que es el nombre del astrónomo que la descubrió.

La Nebulosa de Orión no aparece referenciada en fuentes antiguas. Ptolomeo y Al Sufi la ignoran, pero también Tycho Brahe y Johannes Bayer, que le asignó el nombre Tetha Orionis, como a una estrella más. Ni siquiera Galileo hace mención alguna de ella, a pesar de haber observado la zona entre 1610 y 1617 y haber descubierto, al parecer, tres de las estrellas del Trapecio. Tal ausencia de noticias hace pensar en que M42 no era tan brillante en esos tiempos, y que ha ido ganando en luminosidad conforme se han ido creando más estrellas en su interior. Es el abogado francés Nicolas-Claude Fabri de Peiresc quien, en 1610, reconoce su condición de nebulosa por vez primera. Hodierna hace el primer dibujo, y también la reproducen William Herschel, Lord Rosse y Charles Messier, entre otros. En 1880, Henry Draper publica la primera astrofotografía de la Nebulosa de Orión. El objeto ha seguido siendo estudiado sin descanso, provocando la fascinación de cuantos dirigieron el tubo de su telescopio hacia él y a partir de 1.993, el Telescopio Espacial Hubble ha incrementado notablemente nuestros conocimientos sobre la nebulosa, descubriendo en su interior discos protoplanetarios y enanas marrones, entre otras aportaciones.

Es controvertida la razón que movió a Messier a incluir este objeto en su catálogo, junto con M43 (Nebulosa de De Mairan), M44 (el Pesebre) y M45 (las Pléyades), todos ellos objetos bien conocidos e imposible de catalogar como “molestos” en la búsqueda de cometas, pues ése es y no otro el cometido del catálogo por él confeccionado. Se especula con que Messier quiso superar, para su primera edición, al catálogo de Lacaille, que incluye 42 objetos astronómicos del Hemisferio Sur.

En esencia, M42 es una gran nube turbulenta de gas y polvo, que constituye lo que los astrónomos llaman región HII, esto es, hidrógeno atómico ionizado que, al colapsar contrayéndose por la gravitación, forma estrellas muy masivas, responsables de una alta radiación ultravioleta, y que excitan al gas circundante, haciéndolo brillar en forma de nebulosa difusa.

En concreto, y en el interior de la Nebulosa de Orión, se encuentra una agrupación de unas 2.000 estrellas, en un diámetro de tan sólo 20 años-luz, entre las que destaca el Cúmulo del Trapecio, compuesto fundamentalmente por cuatro estrellas dispuestas en forma de esa figura geométrica, y que también se llama Cúmulo de Tetha Orionis. Al descubrirse sus tres primeras componentes, fue la segunda estrella múltiple conocida, tras Mizar y Alcor, en la constelación de la Osa Mayor. La cuarta estrella, llamada “D”, completó el trapecio, pero a ésta siguieron otras más tenues. Hoy sabemos además que algunas de ellas son estrellas dobles, y en concreto A y B son binarias eclipsantes tipo Algol.

Las emisiones de estas estrellas, en forma de líneas espectrales Hidrógeno-alfa, que tienen lugar a determinada longitud de onda (656.3 nanometros) producen una luz verdosa que durante un tiempo se especuló con que podrían deberse a un nuevo elemento químico desconocido, al que se quiso bautizar como “nebulium”, por haberse encontrado en una nebulosa. Los avances de la física atómica pudieron ofrecer otras explicaciones del fenómeno que, sin embargo, no puede ser reproducido en el laboratorio, y sólo son posibles en el espacio profundo.

Observaciones recientes del Telescopio Espacial Hubble (HST) muestran que la fábrica de estrellas no cesa su producción dentro de M42. Es posible que esta febril actividad termine por hacer desaparecer a la nebulosa, y se origine un cúmulo a la manera de las Pléyades, con estrellas jóvenes, del tipo OB, es decir, de estas dos clases espectrales, muy calientes y brillantes. Claro que esto no ocurrirá mañana. Ni pasado mañana. Pero, de momento, el HST ya ha detectado hasta 150 discos protoplanetarios, que son el paso previo para la formación de sistemas planetarios alrededor de esas jovencísimas estrellas. El estudio de la evolución de estos discos servirá para resolver muchas de las incógnitas en relación con el origen de nuestro propio Sistema Solar. Pero hay más: El HST también ha descubierto enanas marrones dentro de la Nebulosa de Orión, algunas de ellas orbitando en forma de sistemas dobles. Estos objetos son estrellas fallidas que, al no tener masa suficiente, no pudieron alcanzar la fusión nuclear necesaria, y son extremadamente frías a pesar de su juventud. 50 veces más grandes que Júpiter, pero con sólo un 5 % de la masa del Sol, podrían constituirse en el eslabón perdido en los distintos procesos evolutivos experimentados por la estrella y el planeta.

En el interior de la nebulosa se han registrado velocidades relativas del orden de 10 km/s, con zonas de hasta 50 km/s, además de fuertes radiaciones ultravioleta, que los astrónomos han centrado en la región donde se encuentra Theta1 Orionis C, la componente más brillante del cúmulo del Trapecio. Las estrellas más jóvenes y masivas despiden un viento estelar (pulse sobre la imagen superior derecha para animarla) consistente en núcleos de átomos de Hidrógeno, o sea, protones, a velocidades superiores a 1.000 kilómetros por segundo (más de 3.600.000 km/h). Este viento estelar (que en el caso del Sol provoca la formación de la cola de los cometas, a pesar de ser mucho más débiles) colisiona con enorme violencia contra las capas más exteriores de polvo y de gas, haciendo que se contraigan y provocando un gran aumento de la presión, y finalmente el colapso de la nube, acelerando con ello la formación de nuevas estrellas. Estas ondas de choque se manifiestan en forma de enormes arcos en la zona de colisión.

En cuanto a su observación y fotografía por los aficionados, como apuntamos más arriba, no ofrece mayores dificultades para localizarla, en el centro de la Espada de Orión, bajo el asterismo de las tres estrellas del Cinturón. La magnitud visual de la nebulosa es de +3.0 y la del Cúmulo del Trapecio de +4.0, así es que cualquier pequeño telescopio, e incluso unos binoculares, serán suficientes para su contemplación. Naturalmente, instrumentos de mayor potencia ofrecerán más detalles en la nebulosa y más estrellas en el cúmulo. Para terminar, una curiosidad: La precesión de los equinoccios hará que dentro de 12.000 años haya alcanzado la declinación de -52º, así es que sólo será visible a partir del paralelo 38º N, resultando inaccesible al norte de Túnez, para la mayor parte de América del Norte y para las regiones septentrionales asiáticas.

En fin, he querido mostrarles mi nebulosa (y la de otros muchos), no sólo enseñándoles la fachada, sino también los ricos tesoros que alberga en su interior. Y aunque sé que desde allí no se verá el patio trasero de mi casa, y puede que ni siquiera puedan distinguirse las luces del barrio en el que vivo, yo la sigo admirando cada vez que los Cielos me lo permiten. Eso fue todo.

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