Chispas

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Me gustaría que el verano que está acabando lo pudiéramos recordar con mejores imágenes que las que evocan el calor sofocante, los incendios devastadores o la sensación de vivir en un mundo absurdo cuando se leen, escuchan o ven las noticias.

Espero que, como poco, os haya resultado un verano plácido.

Por cierto que no recuerdo uno con tanta noticia relacionada con mosquitos y, ¡primicia!, no son insectos: por intenciones y comportamiento son aves rapaces.

Quería terminar, ¡por fin!, el análisis de esta astrofotografía de la Corona Australis, pero, cuando creo que falta poco, aparecen nuevos temas que me vuelven a enganchar. Es como una cinta de Möbius, justo cuando parece que llega el final, empieza otra vuelta. Astrónomo como era el tal August Ferdinand Möbius, ¿en qué se inspiraría?

Así que no, no se me ha atragantado, es que está resultando otro viaje sorprendente.

Ya me planteaba a principios de julio si sabría encontrar el camino de vuelta (ver Quisicosas). Sigo sin estar segura. Lo que sí he tenido que hacer es un esfuerzo por poner límites; sin embargo (¡spoiler!), tampoco acabo esta vez.

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El descubrimiento

Por poner un punto de partida, este tendría lugar en mayo de 1889 según hallazgo que notifica Edward Charles Pickering.

Una expedición al sur de California encabezada por su hermano, William Henry Pickering, había podido distinguir la variación del brillo de una estrella dentro de un cúmulo globular. La misión quería aprovechar las mejores condiciones de visibilidad respecto a Cambridge y así poder observar binarias cercanas y cúmulos estelares. La variable se encontraba a 20’’ al sur del centro del cúmulo globular 3636. Poco después, durante los meses de julio a septiembre del mismo año se confirmaba la variabilidad desde el observatorio de Cambridge (Pickering, 1889).

No encuentro que el nombre G.C. 3636 esté reconocido (¿denominación propia de Harvard?). Las referencias posteriores nos lo dejan claro, se refiere a M 3; coordenadas de 1900, AR 13 37 35 Dec +28 52 19.

Se había abierto una nueva línea de investigación y, si hay que mencionar a alguien dedicado a ella en esos momentos, ese sería el estadounidense Solon Irving Bailey cuyas observaciones fueron esenciales para el estudio de los cúmulos globulares.

La primera referencia encontrada sobre sus registros de nuevas variables en cúmulos, confirmados por Pickering y Williamina Fleming, data de 1895 (Pickering y Bailey, 1895). Un poco más tarde descubrirá en nuestro NGC 6723 dos variables de este tipo (Pickering y Bailey, 1897).

Sus observaciones también despertarían el interés de otros astrónomos como Edward Emerson Barnard (Barnard, 1898).

La búsqueda sistemática emprendida por Bailey confirma una gran disparidad entre el porcentaje de estas variables en los distintos cúmulos (ω Centauri, M 3, M 5 y M 15 con una media del 7% y M 13 con tan solo el 0,2%). El porcentaje encontrado entre las estrellas examinadas de NGC 6723 entonces está alrededor de la media, el 6,22% (16 encontradas) (Pickering y Bailey, 1898).

En 1902 Bailey publicaría una primera parte de su estudio sobre variables detectadas en cúmulos globulares, la mayoría de cuyas mediciones estuvieron a cargo de Evelyn Frances Leland.

Uno de los cúmulos observados sería NGC 6723 que se puede ver en la siguiente imagen así como la nota de referencia al mismo aparecida en el estudio (se compara con la imagen obtenida por el DSS2).

Y aquí las observaciones: con mayúsculas, las estrellas estándar; con minúsculas, las estrellas que sirven para la comparación de brillo; con números, las variables.

A estas 16 se añadirían más tarde tres (van Gent, 1932).

De nuevo el neerlandés Hendrik van Gent realizaría un exhaustivo trabajo posterior de recopilación de variables en el área de la Corona Australis (van Gent, 1933).

Variables en cúmulos globulares

En 1880 Pickering había propuesto una clasificación de estrellas variables agrupadas en 5 tipos según su periodicidad. La cuarta de las clases propuestas reunía aquellas que variaban su brillo en series que se repetían constantemente en muy pocos días. Para esta cuarta clase propone Bailey una subdivisión basada en las observaciones realizadas en el globular ω Centauri pero que, en sus propias palabras, ’no necesariamente son resultados exclusivos para este cúmulo’.

Señala Bailey tres subclases. Estas son las características:

La elevada presencia de la subclase a en distintos cúmulos globulares llevan a Bailey a plantear si no será un tipo característico de ellos. A partir de ahí parece que se empieza a hablar de ‘variables [típicas] de cúmulo’ (Bailey, 1902) aunque ya lo había propuesto con anterioridad (Bailey y Leland, 1899).

RR Lyr entra en el juego

Con el análisis del legado fotográfico de Henry Draper (Henry Draper Memorial) se van identificando cada vez más variables. Una de ellas, descubierta por Willamina Fleming y, comprobada su variabilidad, no parece responder a una tipología clara (Pickering et al., 1901). Estos son sus primeros datos dados a conocer:

Identificada por sus coordenadas de 1900, su denominación pasará a ser la recogida en el Bonner Durchmusterung (BD+42 3338) y, también según la ordenación establecida por su autor, Friedrich Argelander, la de RR Lyrae o, lo que es lo mismo, décima variable de Lyra.

Así aparece ya recogida en el catálogo provisional de variables aparecido en 1903 y elaborado en Harvard (Pickering, 1903)

Se han destacado en esta imagen las variables calificadas como clase IV. De las cinco que aparecen en ella, también Y Lyrae es una RR Lyrae; las tres restantes son cefeidas clásicas.

Se han destacado, igualmente, aquellas detectadas por Bailey en cúmulos globulares de las constelaciones Corona Australis (¿nuestro NGC 6723?) y Pavonis (¿NGC 6752?). Hay que recordar que ya había publicado su primer estudio sobre estas variables en ω Centauri.

En este primer catálogo provisional aparecen otras tres RR Lyrae: U Leporis, S Ara y UY Cygnus (Pickering, 1903). Dos más se incluirían en el primer suplemento del catálogo: RR Geminorum y RZ Lyrae (Pickering, 1904). El resto de variables de la clase IV recogidas en estos tres catálogos pertenecen, casi todas, al tipo cefeida clásica.

Ninguna de estas RR Lyrae se localizaba en un cúmulo globular.

La detección de este tipo de variables fuera de los cúmulos hizo pensar en una nueva categoría de variabilidad, como parece defender Ejnar Hertzsprung (Kiess, 1912).

Lo que sí parecía claro es que el prototipo de estas variables se correspondía con la descubierta por Williamina Fleming, RR Lyr, aunque no parecen distinguirse claramente de las otras clases de cefeidas. Se concluye que RR Lyr pertenece a las variables de cúmulo, que serían de la misma familia de variables que las cefeidas y las gemínidas. Lo que las caracteriza es que “en el mínimo, la luz es prácticamente constante aproximadamente un tercio del periodo. El aumento del mínimo al máximo es extremadamente rápido” (Kiess, 1913).

Esa regularidad que comparten con sus compañeras de clase las hace igualmente idóneas para los cálculos de distancias. Se verá más tarde que no tan efectivas.

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Diagrama H-R, hidrógeno y otras cosas

Del estudio de la relación luminosidad-color (energía, temperatura) y de la de luminosidad-espectro se había desarrollado durante los primeros años de la década de los 1910s, el diagrama H-R (Hertsprung-Russell) abriendo la posibilidad de su análisis desde distintas perspectivas, convirtiéndose en una herramienta donde se podía agrupar visualmente estrellas de características similares.

Uno de estos estudios llevaría al sueco Bengt Strömgren a defender que el contenido de hidrógeno y la masa de una estrella determinan su posición en el diagrama.

Tras una comparación de 40 estrellas concluye, por un lado, que para estrellas de igual masa, el contenido de hidrógeno varía con el radio y, por otro, que estrellas con igual masa y mismo contenido de hidrógeno, son iguales (Strömgren, 1933).

Otro lo realizaría el suizo Robert Julius Trumpler sobre los cúmulos abiertos (galácticos) que le llevaría a establecer una primera clasificación según la relación luminosidad-clase espectral que distinguía un tipo de cúmulos con estrellas de la secuencia principal y otro con miembros estelares de la rama gigante que parecían excluirse entre sí (aunque no siempre ocurre): los que tenían estrellas con clases espectrales jóvenes y con alta temperatura pertenecen al primer grupo y no contienen estrellas gigantes más evolucionadas (Trumpler, 1948).

Por fin, los estudios del alemán Walter Baade le llevarían a organizar los conjuntos específicos de estrellas variables dentro de dos distintas poblaciones donde las de tipo cúmulo (RR Lyrae) se incluyen en el grupo de la población II (Baade, 1958)

Buen momento para tomarse un respiro y dar un paseo…lo que viene después necesita de una mente fresca

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Retorno a Oosterhoff

Todo esto venía a cuento porque trataba de averiguar la clasificación de cúmulos globulares de P. Th Oosterhoff (ver Quisicosas).

Pensaba que aquello relacionado con las poblaciones (I y II) en los cúmulos globulares tenían que ver, exclusivamente, con la edad de las estrellas. Las cosas no parecen tan simples y, si bien es verdad que la pertenencia de las variables de cúmulo a la población II las relaciona con estrellas más evolucionadas (más antiguas), la clasificación de Oosterhoff no habla (solo) de estas poblaciones sino que parece referirse a la presencia o no de estas variables RR Lyrae en los diferentes cúmulos y que, ya desde los primeros recuentos, había mostrado grandes diferencias de unos a otros.

Oosterhoff lo que hace es comparar estadísticamente las presencias de los diferentes tipos de cefeidas según sus periodos de variabilidad (que se corresponden con las poblaciones I y II de Baade) y su luminosidad (también relacionada con las poblaciones I y II: más luminosas las variables de la población I que las de la II) en los diferentes cúmulos que, además, se corresponden con una distribución de cefeidas del Tipo I hacia los brazos espirales de la galaxia y las de Tipo II hacia el núcleo central galáctico y en el halo (Oosterhoff, 1956) (¿coincidente con la distribución de cúmulos globulares en una galaxia?).

No me resisto a ilustrar su estudio de referencia efectuado unos años antes y que incluía, entre los globulares seleccionados, el nuestro de la constelación Corona Australis.

donde los cuadrados en blanco representan las variables de tipo c, según la clasificación de Bailey, y los cuadrados en negro las de tipo a y b, las que se identificarían como las variables de cúmulo (Oosterhoff, 1939).

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Esto de diferentes poblaciones en los cúmulos ¿qué es?

Muy recomendables las reseñas recientemente actualizadas de Wikipedia correspondientes a los cúmulos globulares, en castellano y la rama horizontal en inglés.

De ésta última provienen las siguientes imágenes que (me) ayudan a entender a dónde han conducido posteriores seguimientos de las variables RR Lyrae y de su relación con los estudios de Oosterhoff:

Como se indica en el gráfico, las marcas verdes corresponden a las estrellas RR Lyrae para el caso de M5. A la derecha la situación de las variables RR Lyrae de M5 en el WISE y su lista

Idéntica comparativa para M3

No he podido encontrar similares imágenes para NGC 6723, pero sí una tabla donde se relacionan la frecuencia de las RR Lyrae y la ratio de presencia en la rama horizontal (HB) (Rosemberg et al., 2000)

Y es que parece que existe relación entre ambas, la presencia de las variables y su localización en la rama horizontal del diagrama H-R

Independientemente de querer recordar que hay otros caminos de investigación, me centraré en un artículo reciente (Lee y Jang, 2021) que me parece que (me) ayuda a ir entendiendo todo esto y los denominados ‘grupos de Oosterhoff’.

A menudo los CMD (diagramas de color-magnitud) de los cúmulos globulares suelen mostrar ramas horizontales que presentan un hueco que se podría interpretar como carencia de estrellas en esta región. Lo que parece que ocurre es que no se dispone de herramientas (¿de análisis?¿informáticas?) precisas para que puedan ser representadas para su visualización en un diagrama, a pesar de estar recogidas en las tablas del contenido estelar de un cúmulo.

¿Se están superando estas limitaciones? (Davis et al., 2022)

La presencia de múltiples poblaciones estelares parece un fenómeno único que se presenta sólo en los cúmulos globulares. Los grupos de Oosterhoff tendrían que ver con este fenómeno.

Los grupos detectados son:

– grupo I: relativamente rico en metales y con el periodo más corto, ∼0,55 días

– grupo II: generalmente pobre en metales con un periodo más largo, ∼0,65 días

y aún habría un tercer grupo, más rico en metales y con un periodo más largo ∼0,70 días

Parece que lo que significa esto es que hay una relación entre mayor o menor metalicidad y los dos grupos establecidos por Oosterhoff si se prescinde de la diferencia en el periodo, aunque esos tres grupos señalados sí se correspondan con tres generaciones distintas y, cada una de ellas, produzca sus propias variables RR Lyrae, con diferente periodo, dentro de su propio grupo (I, II y III).

Todo esto, además, puede estar relacionado con un tercer elemento, el apelotonamiento rojo (red clumb –RC– en inglés) observado en cúmulos (también en abiertos) y que es una agrupación de gigantes rojas con una temperatura más elevada que la media de las observadas en la rama de estas gigantes rojas (RGB).

Así, ‘la dicotomía de Oosterhoff en el halo, las dos poblaciones de RR Lyraes del bulbo y el doble RC observado en el bulbo exterior parecen ser diferentes manifestaciones del mismo fenómeno de población múltiple’ (Lee y Jang, 2021).

No lo alargo más y dejo el tema para continuar en otra ocasión.

Recomendar antes, para quienes pueda interesar, dos trabajos entre los pioneros sobre las distintas poblaciones estelares realizados, uno por Walter Baade (1944) y el otro por Jan Hendrik Oort (1958).

Recomendar igualmente el artículo antes citado de Davis et al. (2022), para entender hacia dónde se orientan algunas investigaciones actuales en relación con todo esto de las poblaciones, metalicidad, rama horizontal y CMDs.

Las estrellas huyen

Hasta hace poco más de un año, cuando empecé a escribir en este blog, mi concepción del universo era que estaba formado por compartimentos estancos, sistemas, dinámicos sí, pero aislados. Los cúmulos, abiertos o globulares, no interferían entre ellos.

No se me había ocurrido pensarlo como un sistema único en el que todo está relacionado con todo. Creo que lo que más ha influido es saber que existen estrellas fugitivas.

Los cúmulos abiertos han dejado de tener límites, lo hemos visto con la identificación de varias estrellas fugitivas (ver Estrella a la fuga; Agujas en un pajar; El tulipán negro; Un rayo de sol; Slow Astrophotography; Con nombre propio; Suspiros; En compañía ).

Y ahora también se han desbordado los límites de un cúmulo globular (¿se han identificado otras con anterioridad?), el que comentamos. Se trata de ISO-CrA 56 (Fernández-Trincado et al., 2021).

Y no puedo evitar completar aquella ensoñación (ver Quisicosas) de cúmulos globulares elevándose desde el bulbo hacia el halo galáctico para, una vez allí, tener espacio para ensancharse e ir desprendiendo estrellas (pura psicodelia personal, que quede claro).

Aquí la estrella en cuestión:

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Un final balsámico

Y aquí las RR Lyrae de NGC 6723. Todas muy brillantes en ultravioleta (imagen del GALEXGR6_7), algunas (muy pocas) con diferente color: ¿limitaciones de esta imagen en concreto?¿coordenadas imprecisas?¿máximo o mínimo de su brillo?¿distancia?

¡Ni idea!, no he podido averiguarlo, pero, como siempre, un ejercicio de relajación.

Otro final para compensar

He de reconocer que descubrir eso del apelotonamiento rojo me ha supuesto un verdadero shock … y no porque no me gusten las bolitas de colores; simplemente, no me lo esperaba y la dendrita de mi neurona, tan sensible ella, se ha puesto a lanzar chispas. Resultado: mi axón hecho un nudo, marinero sería adecuado.

Solución, huir como las estrellas y como buena representante de este punto evolutivo de homo turísticus en que nos estamos convirtiendo, me pongo a navegar por mares más terrenos y apaciguadores.

Localización geográfica: Papúa Nueva Guinea, Islas Salomón

No es un grupo de Oosterhoff pero sí una parte del archipiélago que formará un futuro nuevo estado … y con nombre de flor, ‘Bougainville’

¿A que es bonito también?

¡Este dolce far niente y pensare tutto que se me acaba!.

Es lo que tiene la cinta de Möbius, o la cortas o no sales.

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Organismos

Centre de Données astronomiques de Strasbourg [https://cds.u-strasbg.fr/]

ESA [https://cosmos.esa.int/]

NASA [https://www.nasa.gov/]

Bases de datos

Aladin Sky Atlas [https://aladin.cds.unistra.fr/AladinLite/]

Cornell University- ArXiv [https://arxiv.org/]

IRSA https://irsa.ipac.caltech.edu/

SAO/NASA Astrophysics Data System (ADS) [https://ui.adsabs.harvard.edu/]

SIMBAD Astronomic Database [http://simbad.cds.unistra.fr/simbad/]

Otros recursos

IATE-European Union terminology [https://iate.europa.eu/]

SEA- Sociedad Española de Astronomía [https://www.sea-astronomia.es/glosario]

Wikipedia [https://es.wikipedia.org/]

Referencias

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Barnard, E. E., “Note on some of the variable stars of the cluster Messier 5”, Astronomische Nachrichten, vol. 147, no. 15, p. 243, 1898. doi:10.1002/asna.18981471503.

Davis, B. D., Bond, H. E., Siegel, M. H., and Ciardullo, R., “A Census of Above-horizontal-branch Stars in Galactic Globular Clusters”, The Astrophysical Journal, vol. 926, no. 1, 2022. doi:10.3847/1538-4357/ac4224.

Fernández-Trincado, J. G. et al., “APOGEE discovery of a chemically atypical star disrupted from NGC 6723 and captured by the Milky Way bulge”, Astronomy and Astrophysics, vol. 647, 2021. doi:10.1051/0004-6361/202040255.

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