Dipinto di blu

Un momento, ¿qué pasa?¿qué son esos golpes en la puerta?

¡Uf! Eran mi vecina del segundo y mi vecino del octavo. Estaban asustados, habían oído un golpe seco … no, no pasa nada … se van tranquilizados.

El golpe que les ha alertado ha sido el de mi cabeza contra el teclado … fulminante y chichonesco.

A ver, ¿por dónde me había quedado?,¡Ah, si!

Heisenberg a sus anchas

Para entender, tanto desde un punto de vista teórico, el que se expone en el artículo citado de Natta y Hollenbach sobre la expansión de los gases en una nebulosa planetaria, como desde lo observado en NGC 7293, hay que detenerse un momento en conceptos de ‘fotodisociación’ y ‘fotoionización’ y en esas estaba cuando me he topado con el ‘método Montecarlo’ (o Monte Carlo). De ahí el golpe fulminante que alertó al vecindario.

¿Qué saqué en claro? Pues que hay mentes perversas.

El método Montecarlo es estadístico y sirve para obtener simulaciones, utilizando programas informáticos que se encargan de generar números aleatorios a partir de fórmulas con variables aleatorias que se sospecha pueden ser reales.

Pongo a cero mi neurona: simulaciones-con-números-aleatorios-basados-en-variables-aleatorias-que-pueden-ser-reales, ¡uf! ¡ella que tiene que dar la vuelta a las astrofotografías!

Lo dejo para sapiens de mente más abstracta.

Mejor es centrarse en aquello de la fotoionización y la fotodisociación.

Después de un máster intensivo llego a la conclusión de que los fotones, que son capaces de mostrarse en distintas frecuencias, pueden escaparse de una estrella en forma de radiación ultravioleta o rayos X o gamma, con tanta energía que son capaces, bien de separar átomos en el hidrógeno molecular y en este caso estaríamos ante la fotodisociación; bien de cargarlos eléctricamente y estaríamos hablando de fotoionización que es la que produce electricidad y brillo (recordar el fenómeno de las auroras polares).

Fácil, habrá determinada radiación que produzca una cosa u otra … ¡Ja!, no he podido averiguarlo.

Rebuscando me encuentro con un esquema que se ajusta:

Ahora solo falta el ajuste para el caso de la fotodisociación … ¡nada! No encuentro un esquema equivalente.

Sigo con mi máster.

“Si en los choques de la partícula (fotón en nuestro caso) con los electrones atómicos, la energía transferida es superior a la energía de enlace del electrón colisionado, éste abandona el átomo y en consecuencia se crea un ión positivo.

Se produce en estas condiciones, a lo largo de la trayectoria de la partícula (nuestro fotón), un cierto número de pares ión-electrón, que en condiciones ordinarias tenderán a la recombinación, estableciéndose la neutralidad eléctrica del medio absorbente.

Este tipo de ionización originado por la transferencia de la energía de la partícula cargada a los electrones atómicos, recibe el nombre de ionización primaria. Existe además otro tipo de ionización, generada por electrones producidos en la ionización primaria, con energía suficiente para a su vez, producir nuevas ionizaciones en el medio. Este fenómeno recibe el nombre de ionización secundaria” (CSN-Ciemat: 2013).

¿Y la fotodisociación?

Citando la misma fuente: “Cuando la energía cedida a una molécula por una partícula (fotón) alcanza cierto valor crítico, puede producirse el fenómeno de disociación o radiólisis. Este proceso consiste en la ruptura de enlaces químicos moleculares y produce transformaciones químicas en las sustancias irradiadas”.

Entonces, existe un ‘valor crítico’ de la energía que produciría la disociación … ¿qué tipo de radiación?

¡Claro! La clave está en que ‘puede’ producirse … nada he podido encontrar respecto al ‘cuándo’.

En fin, me ayuda repasar mi primer contacto con este fenómeno (ver El ojo humano). Las regiones de fotodisociación (PDRs-PhotoDissociation Regions) son lugares de transición entre gas ionizado y gas neutro, entre regiones HII y nubes moleculares irradiadas por estrellas energéticas cercanas. En ellas, las condiciones físicas varían mucho, por lo que son idóneas para estudiar los cambios químicos del polvo y gas en las que se desarrollan.

Las paredes densas de la Helix

En una distribución parecida a los gránulos de color del iris de los ojos humanos, se localizan una gran cantidad de glóbulos en esta Helix (unos 30.000 según Ziegler et al., 2013).

Entre esos glóbulos irradiados por la estrella central se dan zonas tanto de ionización como de disociación y el estudio de ambas van proporcionando claves sobre los cambios que se van realizando en el medio interestelar que rodea la estrella a medida que se expanden sus capas.

Muy recomendables dos estudios recientes (con importante presencia de investigadores españoles) en los que se compara la relación entre dos moléculas presentes en zonas de fotodisociación y de cómo ésta varía en función de la distancia a la fuente de rayos ultravioleta (estrella central).

Aviso: entramos en terminología química, hay que tomar aliento mientras todavía se pueda. Por mi parte, apuntalo mi cabeza para que no vuelva a caer sobre el teclado.

Las dos moléculas, presentes en el medio interestelar, son HCN o cianuro de hidrógeno y su tautómero HNC o isocianuro de hidrógeno.

– – –

Que ¿qué es un tautómero? … fácil: “Tautómeros se denominan dos isómeros que se diferencian solo en la posición de un grupo funcional. Entre las dos formas existe un equilibrio químico. En un equilibrio tautomérico hay migración de un grupo o átomo”.

Y ¿qué es un isómero? Aquellas moléculas que tienen la misma fórmula pero distinta estructura.

– – –

La relación entre esas dos moléculas HCN/HNC la observa el equipo investigador en algunas zonas de disociación de nuestra NGC 7293. Son éstas:

Estas dos moléculas varían según las distintas formas y edades de las nebulosas planetarias. Parece que la Helix y sus glóbulos ayudan a determinar cómo varía esa relación (Bublitz et al., 2020).

Debido a la radiación ultravioleta, se espera que el HCN estuviera en la superficie y no en el núcleo de los glóbulos; sin embargo, esto es lo que se desprende de los análisis. Es decir, que el paso de HCN a HNC (relación HCN/HNC) parece invertirse (relación HNC/HCN), lo que hace a esta última más dependiente tanto de la radiación ultravioleta como de la presión y densidad del gas (Bublitz et al., 2022).

Esos glóbulos

Aún hay otro foto-fenómeno asociado al binomio fotón-radiación de alta energía; se trata de la ‘fotoevaporación’. Ésta se produce cuando salen despedidas partículas subatómicas (protones, neutrones o partículas alfa) cuando el que choca es un fotón altamente energético (de rayos gamma) (Brittanica, 2018).

Una imagen que ayuda:

Pues todas esas foto-cosas pasan en la Helix Nebula y son producidas en sus nódulos, estos:

Muchas investigaciones se han realizado sobre ellos. Destacaré tres artículos separados en el tiempo. El primero de ellos se centraba en la cinemática de los glóbulos al expandirse (Meaburn et al., 1998)

Aquí una imagen donde se señala uno de los glóbulos que más tarde será objeto de observación más profunda

Las denominaciones, tal como se indica en el pie de foto y que se mantienen todavía, fueron realizadas en 1992 en un trabajo que también cuenta con presencia española (Huggins et al., 1992).

El segundo artículo atiende a la morfología. En él se revisan los gases que componen los glóbulos y cómo son modelados por los vientos que inciden sobre ellos. Una imagen reveladora (Matsuura et al., 2009).

Por último, una investigación en profundidad sobre el glóbulo C1 señalado en la imagen anterior. En él se ha calculado una masa de ~ 4 M_ʘ (¿es un candidato a masiva o se puede malograr en el camino?). Aquí lo podemos ver de cerca (Andriantsaralaza, Zijlstra y Avison, 2020).

Me hubiera gustado acceder a un último estudio de los glóbulos B y C pero no está disponible todavía. Parece que se trata de un proyecto en el que (me) resulta interesante el estudio del nódulo B porque parece que está formado, a su vez, por otros más pequeños. Se cita en las referencias (Steffes y Bublitz, 2022)

Y … señoras y señores …

Llegamos a donde yo estaba esperando. Al blues.

De vez en cuando, curioseando o localizando estrellas, me he topado con una característica que me llama mucho la atención. Se trata de los objetos catalogados como ‘azules’. Por fin me he encontrado con uno de ellos, esta NAME Helix Nebula (también NAME HELICAL NEB, que tiene muchos nombres).

Todos los colores del azul

El primer catálogo en el que me detengo es el elaborado por Guillermo Haro y Willem Jacob Luyten que responde a la etiqueta PHL (P del observatorio Palomar). Recoge tres categorías de estrellas azules: las indudablemente azules, las azules y las más dudosas entre blancas y azules.

—

Observación: me llama la atención la pequeña diferencia entre las coordenadas recogidas por Haro y Luyten y las más precisas calculadas por 2MASS (ambas de 1950)

AR 22 26.8 (22 26 54.658) , Dec -21 06 (-21 05 36.749)

—

NGC 7293 es la número 287 entre las indudablemente azules. El método utilizado es comparar tres imágenes tomadas en azul, amarillo y ultravioleta para superponerlas desplazándolas levemente y poder así compararlas (Haro y Luyten, 1962).

Como se indica al pie de foto, la imagen de ultravioleta es la que aparece más a la derecha.

Imposible resistirse ¿cómo luce la Helix en ultravioleta? ¿y comparada con visual?

Todo es cuestión de ponerse, o mejor no

A veces paso por encima de los métodos que se emplean para elaborar catálogos, sobre todo esos que tienen que extraerse de cantidades enormes de datos.

Para entender un poco mejor cómo se elaboran, me paro un poco en éste, el de objetos azules que habían sido excluidos de la primera entrega de datos de Gaia. En éste, el que incluye la Helix Nebula, se han utilizado los de la segunda remesa.

El objetivo era obtener candidatas a estrellas subenanas calientes para futuros estudios. Primero se cruzó un catálogo anterior de subenanas para ver dónde se podían encontrar las estrellas subenanas calientes conocidas entre los parámetros de Gaia y así obtener algunos criterios de selección. Se establecieron filtros en el color, magnitud y movimiento propio (reducido en este caso). Parece que las subenanas calientes tienen un movimiento propio más bajo que las enanas blancas (Geier et al., 2019)

Y aquí algo que no acabo de entender. WD 2226-210, una enana blanca, es la estrella central de NGC 7293; no obstante, está en el inventario de este catálogo definido por las subenanas calientes ¿es, pues, una enana blanca o una subenana caliente?

Otro misterio para añadir a mi larga lista.

¿Alguna otra característica que la defina?

Pues también tiene otra rareza, aparece también registrada como galaxia. Merecería la pena pararse a averiguar por qué, pero ya no queda tiempo ni espacio.

—

Ha sido como sentarse en un jardín y, lo mejor es que en él todavía quedan muchas cosas por descubrir.

______________________________________________________________________

A propósito

¿Fotoevaporación?

Leo que “los vientos estelares son impulsados directamente por la presión de radicación de los fotones que escapan de la estrella”

Como medusas

Esa es la impresión que (me) dan esas imágenes. Son tres galaxias de un cúmulo de ellas en la constelación de Hydra. Se desplazan y chocan contra la materia intracumular (¿también se repelen entre ellas?). En su desplazamiento, además de formar un arco de proa, se ha detectado que van dejando un rastro de gas (tentáculos), principalmente HI donde se pueden estar formando estrellas. Es como si, en su interacción, las galaxias de un cúmulo se propulsaran como las medusas, soltando el chorro de agua.

La noticia daba a conocer el estudio de la astrónoma estadounidense Kelley M. Hess, del IAA-Instituto de Astrofísica de Andalucía, especializada en las características que presenta el hidrógeno neutro en objetos y medios extragalácticos. Siguiendo su rastro, investiga la dinámica de galaxias y cúmulos de ellas.

Este es el artículo de referencia:

Hess, K. M., “NGC 3314a/b and NGC 3312: Ram pressure stripping in Hydra I cluster substructure”, Astronomy and Astrophysics, vol. 668, 2022. doi:10.1051/0004-6361/202243412.

Me lo imagino así: al igual que esas estrellas gordotas que en los cúmulos galácticos empujan y expulsan a sus hermanas, las galaxias sometidas a la gravedad, interaccionan y luego se repelen y, cuando una sale despedida parece como si los brazos de su espiral se fueran quedando atrás estirándose.

Ahora que pienso, como eso de la antigravedad no parece que esté muy claro, lo que se me ocurre es que, en su camino siendo atraídas hacia el centro del cúmulo aparecen así deformadas. Como hacer una foto de un atleta en plena carrera, como el corredor de NGC 1977, allá por Orion.

Siempre nos quedará Orion

Es una fuente inagotable de noticias e imágenes increíbles. Seguimos un poco más con él.

Esta vez el artículo tiene que ver con un cúmulo incrustado donde se han detectado flujos que están presionando el material de su nube molecular, justo donde se están formando las estrellas.

Solo he podido echar un vistazo así que tendré que leerlo con más calma pero, una primera impresión ha sido casi como seguir una novela gráfica.  El artículo es este:

Sato, A. et al., “ALMA Fragmented Source Catalogue in Orion (FraSCO) I. Outflow interaction within an embedded cluster in OMC-2/FIR3, FIR4, and FIR5”, arXiv e-prints, 2022. doi:10.48550/arXiv.2211.12140.

Los datos obtenidos configuran esta imagen que ha servido para elaborar una ilustración aparecida junto con la noticia de haber detectado un flujo desde una protoestrella. Aquí la imagen de los datos aparecidos en el trabajo y su recreación en la página web de ALMA

¡Para no perdérselo!

Por supuesto me he puesto a indagar por dónde podría estar y, abusando todavía más de Wolfgang Promper, el autor de la astrofoto de portada, creo que he localizado dónde está ocurriendo todo eso.

Se trata de la zona donde se localiza la variable oriónida V* V2457 Ori y está ahí:

_____________________________________________________________________________________________________________________

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/]

ESASky: https://sky.esa.int

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/]

NED (NASA/IPAC Extragalactic Database) [http://ned.ipac.caltech.edu/]

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

Andriantsaralaza, M., Zijlstra, A., and Avison, A., “CO in the C1 globule of the Helix nebula with ALMA”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 491, no. 1, pp. 758–772, 2020. doi:10.1093/mnras/stz3026.

Britannica, T. Editors of Encyclopaedia (2018, January 19). photodisintegration. Encyclopedia Britannica. https://www.britannica.com/science/photodisintegration

Bublitz, J. et al., “Irradiation Investigation: Exploring the Molecular Gas in NGC 7293”, Galaxies, vol. 8, no. 2, p. 32, 2020. doi:10.3390/galaxies8020032.

Bublitz, J. et al., “Sampling molecular gas in the Helix planetary nebula: Variation in HNC/HCN with UV flux”, Astronomy and Astrophysics, vol. 659, 2022. doi:10.1051/0004-6361/202141778.

1]Geier, S., Raddi, R., Gentile Fusillo, N. P., and Marsh, T. R., “The population of hot subdwarf stars studied with Gaia. II. The Gaia DR2 catalogue of hot subluminous stars”, Astronomy and Astrophysics, vol. 621, 2019. doi:10.1051/0004-6361/201834236.

Haro, G. and Luyten, W. J., “Faint Blue Stars in the Region near the South Galactic Pole”, Boletin de los Observatorios Tonantzintla y Tacubaya, vol. 3, pp. 37–117, 1962.

Huggins, P. J., Bachiller, R., Cox, P., and Forveille, T., “CO in the Cometary Globules of the Helix Nebula”, The Astrophysical Journal, vol. 401, p. L43, 1992. doi:10.1086/186666.

“Interacción de la radiación con la materia”, en Curso de supervisores de instalaciones radiactivas (IR), Módulo Básico, CSN-Ciemat: 2013, Tema 2. (En línea: https://csn.ciemat.es/MDCSN/recursos/ficheros_md/764096047_1572009112411.pdf)

Matsuura, M. et al., “A «Firework» of H2 Knots in the Planetary Nebula NGC 7293 (The Helix Nebula)”, The Astrophysical Journal, vol. 700, no. 2, pp. 1067–1077, 2009. doi:10.1088/0004-637X/700/2/1067.

Meaburn, J., Clayton, C. A., Bryce, M., Walsh, J. R., Holloway, A. J., and Steffen, W., “The nature of the cometary knots in the Helix planetary nebula (NGC7293)”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 294, no. 2, pp. 201–223, 1998. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.01152.x10.1111/j.1365-8711.1998.01152.x.

Steffes, L. and Bublitz, J., “An ALMA Spectral Line Survey of Globules B and C in the Helix Nebula”, Bulletin of the American Astronomical Society, vol. 54, no. 6, 2022.

Zeigler, N. R., Zack, L. N., Woolf, N. J., and Ziurys, L. M., “The Helix Nebula Viewed in HCO+: Large-scale Mapping of the J = 1 → 0 Transition”, The Astrophysical Journal, vol. 778, no. 1, 2013. doi:10.1088/0004-637X/778/1/16.