Colores

____________________________________________________________________________________________________________

“En líneas generales M 1-92 se parece mucho a una huella humana”. Lo decía George Howard Herbig, a la vista de unas fotografías de la nebulosa tomadas en 1960. El detalle con que aparece en la foto de esta entrada hace difícil distinguir esa huella. La astrofotógrafa, Judy Schmidt, la describe como dos cebollas, y se podría decir que lo son. Pero hay que dar la razón a Herbig cuando miramos las fotografías que miraba cuando escribía su artículo (Herbig, 1975).

Este será su segundo nombre Footprint Nebula o Minkowski’s Footprint, en honor a su descubridor (Minkowski, 1946), aunque la forma normalizada es Min 1-92.

También registra Herbig los posteriores redescubrimientos e inclusión en sus respectivos catálogos.

Sidney Wilcox MacCuskey y Carl Keenan Seyfert

A finales de los 1940s el Observatorio Warner y Swasey-USA inició un programa de estudio de la variación en la función de luminosidad respecto de la longitud y de la distancia al Sol (McCuskey, 1949). El trabajo dividía el cielo en regiones numeradas precedidas por las siglas LF (Function Luminosity).

Las distintas zonas fueron estudiadas por MacCuskey pero en la LF2, la relacionada con Cygnus, contribuyó Seyfert que, aunque había trabajado en Cleveland, ya estaba en la plantilla de la Universidad Vanderbilt-USA. Min 1-92 fue redescubierta con la denominación LF2 +29 230, y anotada como de amplia emisión H_γ y H_ß ( McCuskey y Seyfert, 1950).

No era la primera vez que se planteaba la división en ‘zonas celestes’. Ya en 1904, otro brillante astrónomo, Jacobus Cornelis Kapteyn, elaboró el «Plan de Áreas Seleccionadas». Este plan llevó a dividir el cielo en secciones y lo ideó para el trabajo en colaboración de numerosos observatorios en todo el mundo.

Pero, ¿qué es la función de luminosidad?, o mejor, ¿para qué sirve?

¿Agatha Christie? ¿Arthur Conan Doyle? … ¡no, Pieter Johannes van Rhijn!

El plan de Kapteyn constituyó un trabajo estadístico pionero en Astronomía. Dividía el Universo en 206 zonas donde se medirían la magnitud aparente, el tipo espectral, la velocidad radial y el movimiento propio de las estrellas contenidas en cada una de ellas.

Uno de sus alumnos, Pieter Johannes van Rhijn, estuvo involucrado en el proyecto desde el principio. En aquellos momentos preocupaba la configuración de nuestra galaxia (todavía no se habían identificado otras como tales) y, naturalmente, saber las distancias es crucial para establecer el tamaño y forma, como lo es determinar las poblaciones de estrellas que constituyen su estructura.

No se partía de cero; se disponía de datos astronómicos que se habían recogido y se estaban recogiendo en distintos laboratorios. Sin embargo, donde cualquiera solo hubiera visto listas de números, letras y signos, van Rhijn ‘vio’, en tablas elaboradas en el observatorio Yerkes-USA, que las estrellas mostraban una relación color-distancia: a más distancia, más rojas.

¿Sería posible establecer una relación entre el color de las estrellas y sus distancias si tenían igual magnitud aparente e igual tipo espectral? Van Rhijn sí pudo (van Rhijn, 1916). Y eso le llevó a hacer recuentos según su magnitud. Las observaciones señalaban que la densidad estelar decrecía (se podía decir que igualmente) hacia los polos galácticos lo que le llevó a la conclusión de que era indiferente si se miraba hacia arriba o hacia abajo, daba igual la latitud galáctica, a igual latitud, negativa o positiva, debería corresponder una densidad igual de poblaciones de estrellas. Tampoco era importante la longitud, dando un giro de 360º verías las mismas distribuciones, con más densidad a la altura de los ojos y menos mirando hacia arriba o hacia abajo (van Rhijn, 1917).

Pues bien, la función de luminosidad a la que le llevarían más tarde sus trabajos, permite hacer estos inventarios de densidades estelares. Algunos de estos trabajos se recogen en las referencias.

Aún no había más galaxias que la nuestra. Eran años en los que Kapteyn, estudiando los movimientos propios de cúmulos como las Hyades, proporcionaba información que llevaría a concluir la forma espiral de la vía Láctea. Enseguida, Hubble diferenciaría galaxias de nebulosas. Pero lo que está mostrando van Rhijn es la estructura de nuestra galaxia, la visión de un plano galáctico donde, desde nuestro punto de vista terrícola vemos una gran densidad de estrellas que se va aclarando a medida que miramos más hacia arriba o más hacia abajo de ese plano.

Algo semejante a esto

Luego se iría viendo que, aunque podría funcionar bien la para la Vía Láctea no servía para aplicarla en otras galaxias. Tampoco se habían enviado observatorios de infrarrojo al espacio. ¡No importa! El método (estadístico) ya había abierto camino.

Van Rhijn coordinó desde la presidencia de la IAU (International Astronomical Union), entre los años 1932 y 1958, el proyecto iniciado por Kapteyn que reunía el trabajo de numerosos observatorios.

Solo una curiosidad más, recomendable el artículo Astronomy in the Netherlands during the war (1946).

Una parada en el Vaticano

Hay que hacer otra parada en otro identificador de Min 1-92. Verdaderamente tiene hasta 30 oficialmente reconocidos pero, esta vez, hay que fijarse en VES 20 porque, de las estrellas de la serie de nebulosas proto-planetarias, es la única que está incluida en este catálogo.

El nombre le viene de Vatican Emission-line stars, un catálogo de objetos con líneas de emisión Hα. Forma parte del grupo recogido en la zona Vulpecula-Cygnus, en el área cercana a Albireo (Coyne, Lee y DeGraeve, 1974).

Estas son las registradas

Mucho se podría decir del Observatorio del Vaticano desde su creación en 1582, pero solo nos pararemos en uno de sus primeros astrónomos, el jesuita Christoph Clavius, uno de los protagonistas de la reforma del calendario juliano que, a partir de ese mismo año se transformaría en el gregoriano. Además, Clavius fue antagonista de Galileo en su hipótesis sobre la oposición de las teorías de Ptolomeo y Copérnico.

Y hay que mencionar a otro ilustre ocupante, esta vez del Observatorio situado en el Colegio Romano, Angelo Secchi.

Secchi ya propuso, hacia 1860, una primera clasificación que relacionaba el espectro de una estrella con su color. A partir de 1863, comenzó a recoger estos espectros llegando a acumular unos 4.000 que le sirvieron para descubrir patrones que le permitieron establecer cuatro tipos: blanco-azules, amarillas, naranjas y rojas (añadiría un quinto que agruparía las de emisión).

Este primer sistema de clasificación estelar sería el punto de partida del que se desarrollaría en Harvard durante la década de los 1910s gracias a las astrónomas Williamina Fleming, Antonia Maury y Annie Jump Cannon.

¿Hacia dónde mirar?

_________________________________

El modelo de Herbig

El primer estudio dedicado exclusivamente a nuestra estrella data de 1975. Minkowski la había definido como una nebulosa, probablemente de reflexión producida por una estrella peculiar no situada en su centro que presentaba rasgos espectrales de tipo M.

El trabajo de Herbig afina un poco más. Justifica los espectros, no muy claros, obtenidos por la presencia de una estrella que sí sería central pero de tipo B0.5, “tipo en el que se observa que tiene lugar la transición de nebulosa de reflexión pura a nebulosa de emisión pura”. Pero duda de que pueda tratarse de una nebulosa cometaria (planetaria) asociada a una estrella joven.

Aquí está su modelo

Nos encontramos con el modelo que se ha venido repitiendo para todas las estrellas en fase post-AGB: estrella central-disco de polvo-lóbulos brillantes.

Rojo-azul

Esta vez la perspectiva permite echar un vistazo al interior del toro que, en las ocasiones anteriores, impedía distinguir la estrella que lo producía.

¿Qué se ve en esas manchas?

La atmósfera no impide el paso a toda radiación infrarroja. Hay determinadas ‘rendijas’ por las que se puede colar y llegar hasta la Tierra. En el infrarrojo cercano, detectable en longitudes de onda que van desde 1 a 5 µm, a estos pasos se les asignan letras.

Para el caso de la ilustración anterior, las letras J-H-K se corresponden con esos agujeros que permiten que la radiación los traspase. Así J se localiza en la proximidad de 1.25 µm, H en 1.62 µm y K en 2.2.; todas ellas en la zona más cercana al visible.

Lo que vienen a decir esas letras es que, en la imagen de la izquierda, casi visible, se puede distinguir un ‘medio cinturón’ en color blanco que se corresponde con el cinturón de polvo que rodea a la estrella. Ajustando un poco más, en la imagen de la derecha, se abre el rango de infrarrojo y podemos ver más definido (y esta vez aún más difícil para el ojo humano) la parte más próxima del cinturón.

Si, además, nos fijamos en el pie de foto, se mencionan otros colores clave en Astronomía, el azul y el rojo. Aquí vendría a corresponder con la temperatura: la estrella y los lóbulos iluminados, en negro en la imagen, serían más azules (objetos con mayor temperatura) y el toroide generado por el viento estelar, el cinturón blanco en la imagen, sería más rojo (objetos con menor temperatura) (Eiroa y Hodapp, 1989).

Más allá del infrarrojo

Ya metidos en zonas de radio, también hay coladeros especiales de estas ondas. La forma de captarlas es a través de los radiotelescopios que trabajan de forma individual (el de Yebes-Guadalajara es uno de ellos) o en grupo (Red Europea de Interferometría de Muy Larga Base-VLBI).

Ya habíamos visto que los máseres de agua se detectaban a 22.2 GHz (ver Slow Astrophotography) y que habían otros que se identificaban con la molécula OH (ver Pillar la onda). Estos se reconocen en las frecuencias de radio de 1612 y 1667 MHz.

Por los chorros que caracterizan los máseres, estos detectados en las estrellas evolucionadas post-AGB, parece que se pueden distinguir las características de los flujos de los vientos que se encuentran en ellas.

En el caso de Min 1-92, parece claro el origen de la emisión OH en el disco central hacia los lóbulos y, así como se había visto en otras estrellas anteriores, que se producían flujos dentro de esos lóbulos, aquí no estaba claro, como tampoco tampoco lo estaba que se produjera una rotación del disco (Seaquist, Plume y Davis, 1991).

Esquemáticamente sería así:

_______________________________________________________

¿Cambio de fase?

En la entrada anterior (ver Otros caminos) se citaban trabajos en los que, a pesar de no poder confirmarlo con evidencias, se definían las ‘estrellas OH/IR’ como una posible fase en la transición a nebulosa planetaria.

En el óptico, las estrellas OH/IR apenas son detectables, aunque se encuentran entre las fuentes infrarrojas más brillantes del cielo.

Desde otro punto de vista, también se ha mencionado en alguna ocasión que una fase como variable Mira podría darse en esta evolución post-AGB.

A medida que se va contando con más datos sobre un número cada vez mayor de estrellas, se pueden establecer similitudes que ayuden a explicar distintos procesos. Se intenta averiguar qué pasa dentro de estos caparazones de polvo que impiden visualizar sus estrellas y que nos enseñan, ya lo estamos viendo con las fotografías de esta serie, unas estructuras variadas y complejas.

Min 1-92, muy conocida por los investigadores del grupo de estrellas evolucionadas del OAN-Observatorio Astronómico Nacional, ha sido comparada por ellos, con un objeto Herbig-Haro, porque sí parece que se han detectado ondas de choque en la parte interna de los lóbulos del mismo tipo que producen estos objetos HH (Bujarrabal et al., 1998). No era la primera vez que se había explorado la misma posibilidad (Solf, 1994).

Ahora nos encontramos con otra comparación, esta vez con una estrella simbiótica: MWC 560.

Estas simbióticas son binarias formadas por una gigante roja cuya pérdida de viento es ionizada por una compañera caliente. En el caso de Min 1-92 parece tener en común, muchas de las características de MWC 560. Las astrónomas mexicanas Anabel Arrieta y Silvia Torres-Peimbert y el astrónomo de origen búlgaro Leonid Georgiev, proponen que los momentos evolutivos entre ambas estrellas están separados por un periodo de alrededor de 1000 años. La predicción, pues, es que, después de ese tiempo, MWC 560 tendría bastantes posibilidades de acabar como la más evolucionada Min 1-92 (Arrieta, Torres-Peimbert y Georgiev, 2005).

¿Cómo emiten una estrella OH/IR, una binaria simbiótica y Min 1-92?

No me resisto a compararlas, así:

________________________________________

Nueva visita a M 1-92

El mismo grupo de investigación del OAN antes mencionado, volvió a fijarse en Min 1-92, en 2007 y encarar, entre otras, la dificultad de explicar que, en esta nebulosa proto-planetaria se observe que tanto los flujos axiales como los ecuatoriales sean de tipo Hubble en los que la velocidad de escape (desde el centro) sea mayor en el exterior. Una posible explicación es que se generaran en un mismo evento de expulsión de una capa estelar pero, en este caso y según los autores, procedería directamente de la envoltura estelar y no de una circunestelar de la fase AGB (Alcolea, Neri y Bujarrabal, 2007).

En la siguiente imagen se puede identificar la estructura de la nebulosa a través del estudio de la presencia de 13CO. Se puede identificar la evolución del flujo de gas más caliente (en rojo)

_______________________

Pétalo de nenúfar

Nos encontramos con una nueva sugerencia respecto a la forma de la nebulosa: pétalo de nenúfar … también hay que darle la razón.

En un último estudio dedicado en exclusiva a nuestra estrella, se presenta, a partir del análisis de granos de la materia circunestelar, un modelo que no parece estar de acuerdo con lo que se sugería en el estudio anterior. Allí se aludía a un desprendimiento de una capa procedente ‘directamente’ de la estrella cuando aún no ha llegado a la fase AGB (Murakawa, Ueta y Meixner, 2010).

Vale la pena echarle un vistazo al modelo

________________________________________________________________________________________

Movimiento propio

Empezábamos hablando de Kapteyn y de la importancia del estudio del movimiento propio de las estrellas que permitió, en su momento, hacerse una idea de la estructura espiral de la Vía Láctea.

Me viene a la cabeza una anécdota sobre el descubrimiento de Neptuno. Parece que, después de que Urbain Jean Joseph Le Verrier demostrara matemáticamente su existencia en 1846, se negó a observarlo visualmente porque lo había descubierto ‘con la mente’ (no he comprobado la veracidad) … puedo entenderlo, la Astronomía tiene mucho de eso, pero no sé cómo pudo resistirse.

¿Qué daría Kapteyn por contemplar imágenes actuales de galaxias espirales que él solo podía ‘descubrir en su mente’?

Seguro que le hubiera gustado conocer nuevas estrellas con ‘movimiento autónomo’, él que había descubierto la primera que mostraba un movimiento propio.

Estamos de enhorabuena con ese último descubrimiento de un equipo en el IAC-Instituto de Astrofísica de Canarias, de esa supergigante azul que se mueve a gran velocidad.

Por su localización hace pensar si tendrá relación con el ‘cúmulo de las Bermudas’, ese que, un equipo del CAB-Centro de Astrobiología recientemente daba noticia de la expulsión de sus estrellas masivas.

Y todo lo que hemos visto sin movernos de Cygnus

________________________________________________________________________________________________________________________________________________________

Bases de datos

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

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

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

Referencias

Alcolea, J., Neri, R., and Bujarrabal, V., “Minkowski’s footprint revisited. Planetary nebula formation from a single sudden event?”, Astronomy and Astrophysics, vol. 468, no. 3, pp. L41–L44, 2007. doi:10.1051/0004-6361:20066956.

Arrieta, A., Torres-Peimbert, S., and Georgiev, L., “The Proto-Planetary Nebula M1-92 and the Symbiotic Star MWC 560: Two Evolutionary Phases of the Same Type of Object?”, The Astrophysical Journal, vol. 623, no. 1, pp. 252–268, 2005. doi:10.1086/428391.

Bujarrabal, V., Alcolea, J., Sahai, R., Zamorano, J., and Zijlstra, A. A., “The shock structure in the protoplanetary nebula M1-92: imaging of atomic and H_2 line emission”, Astronomy and Astrophysics, vol. 331, pp. 361–371, 1998.

Coyne, G. V., Lee, T. A., and de Graeve, E., “A survey for Halpha emission objects in the Milky Way. I. Vulpecula-Cygnus.”, Vatican Observatory Publications, vol. 1, pp. 181–195, 1974. [accesible a través de la dB VizieR]

Eiroa, C. and Hodapp, K.-W., “Near-infrared morphology of protoplanetary nebulae : the icy dust torus of Minkowski’s Footprint (M1-92).”, Astronomy and Astrophysics, vol. 223, pp. 271–276, 1989.

Herbig, G. H., “The spectrum and structure of «Minkowski’s footprint»: M1-92.”, The Astrophysical Journal, vol. 200, 1975. doi:10.1086/153754.

King, I. R., “Rudolph Minkowski”, Nature, vol. 260, no. 5549, p. 377, 1976. doi:10.1038/260377a0.

McCuskey, S. W., “Stellar Spectra in Milky way Regions. I. a. Region in Aquila.”, The Astrophysical Journal, vol. 109, p. 426, 1949. doi:10.1086/145146.

McCuskey, S. W. and Seyfert, C. K., “Stellar Spectra in Milky way Regions. II. a Region in Cygnus.”, The Astrophysical Journal, vol. 112, p. 90, 1950. doi:10.1086/145320.

Minkowski, R., “New Emission Nebulae”, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 58, no. 344, p. 305, 1946. doi:10.1086/125855.

Murakawa, K., Ueta, T., and Meixner, M., “Evidence of grain growth in the disk of the bipolar proto-planetary nebula M 1-92”, Astronomy and Astrophysics, vol. 510, 2010. doi:10.1051/0004-6361/200912674.

Seaquist, E. R., Plume, R., and Davis, L. E., “OH Emission and the Nature of Minkowski’s Footprint (M1-92)”, The Astrophysical Journal, vol. 367, p. 200, 1991. doi:10.1086/169618.

Solf, J., “Long-slit spectroscopic study of the bipolar reflection nebula M 1-92 : detection of compact Herbig-Haro condensations in the lobes.”, Astronomy and Astrophysics, vol. 282, pp. 567–585, 1994.

van Rhijn, P. J., “The Change of Color with Distance and Apparent Magnitude Together with a New Determination of the Mean Parallaxes of the Stars of Given Magnitude and Proper Motion”, The Astrophysical Journal, vol. 43, p. 36, 1916. doi:10.1086/142227.

van Rhijn, P. J., “On the number of stars of each photographic magnitude in different galactic latitudes”, Publications of the Kapteyn Astronomical Laboratory Groningen, vol. 27, pp. 1–63, 1917.

van Rhijn, J., “On the Interstellar line intensities as a criterion of distance”, Publications of the Kapteyn Astronomical Laboratory Groningen, vol. 50, pp. 1–47, 1946.

van Rhijn, P. J., “The Luminosity Law and Density Distribution of the O and Early B Stars”, Publications of the Kapteyn Astronomical Laboratory Groningen, vol. 51, pp. 1–25, 1946.

van Rhijn, P. J., “Astronomy in the Netherlands during the war”, The Observatory, vol. 66, pp. 258–261, 1946.

van Rhijn, P. J., “Classical Methods for the Determination of Luminosity Function and Density Distribution”, in Galactic structure. Edited by Adriaan Blaauw and Maarten Schmidt. Published by the University of Chicago Press, 1965, p. 27. [no accesible. Libro]