El escondite

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De nuevo una imagen ante la que tengo la sensación de estar contemplando un paisaje marino (¿oscuridad?¿movimientos lentos del agua?¿burbujas?). Diría que, desde la parte más próxima y por la esquina derecha, la luz del sol atraviesa el agua y nos ilumina la arena del fondo de esa especie de cueva marina. Decido contemplarlo como se mira en un acuario a través de un cristal, sentada en un banco, enfrente.

Se trata de un acuario un poco raro, de suelo oscilante: si me coloco en una esquina del banco, la vista se inclina hacia una parte, si lo hago en la otra, se vence al lado contrario. Veo que la instalación cuenta con brújulas que te marcan el norte para evitar que te marees con tanto vaivén. Decido colocarme en el centro y la aguja de la brújula busca la posición vertical, un nivel justo debajo indica ¡equilibrio conseguido! … alivio.

Tiene gracia, porque la posición de mi cueva ha cambiado y ya no se le parece en nada a lo que veía al principio. Al menos está norteada:

Cuando me adapto a la oscuridad empiezo a distinguir lucecitas. No una, ni dos … todas estas, una cincuentena:

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¡Tate! ¡era Orion! … y ¿qué podemos encontrar en Orion? … ¡pues oriónidas!

Ya lo hemos visto antes (ver ¿Vaina o espada?), parece que son un conjunto de objetos que muestran distintas e irregulares variabilidades. Los objetos T-Tau estarían incluidos en ellas. La regla más sencilla que parecen cumplir todas es que la variabilidad cesaría a partir del momento en que entraran en la secuencia principal (ZAMS).

Tradicionalmente se han ido incluyendo en un amplio repertorio que se puede consultar en el GCVS (General Catalogue of Variable Stars), que las ha agrupado según el tipo espectral que presenten y sus variaciones de brillo. También por los elementos que puedan presentar sus espectros.

Demasiados aspectos los que se deben considerar y que, a medida que se vayan ampliando conocimientos sobre las características específicas de cada estrella, se podrán agrupar por tipos (y modificar, claro).

Intentemos averiguar lo que caracteriza a las que se han identificado en la imagen.

Las de tipo Orion son más o menos el 50% y el rasgo común a todas ellas es que presentan líneas de emisión. Todas, incluidas las no oriónidas, emiten en infrarrojo (cercano o medio). Solo 8 de estas 28 oriónidas no han registrado emisión de rayos X (¿quizás porque no han entrado en la observación?). 17 de ellas también han sido detectadas en radio (en la tabla se señalan las que no).

Las 28 han sido registradas como objetos jóvenes excepto V* V395 Ori (¿no sería una condición indispensable para ser tratada como oriónida?). Algunas de ellas están bajo sospecha de que puedan ser objetos T Tauri, aunque solo ha sido confirmada como tal V* KM Ori.

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Yo, a lo mío una vez más, porque sigo queriendo saber si la denominación de objeto que se da en Simbad se modifica con nuevas comprobaciones más específicas. Tampoco esta vez ha habido suerte. Sigo sin tenerlo claro.

Por ejemplo V* V1175 Ori está descrita como ‘variable’, sin más calificativo. Así se había incluido en el catálogo de ‘posibles’ estrellas variables en 1951 (Kukarkin et al., 1951) y reiterada como tal en el de 1981. Más tarde, se la reconoce como ‘variable de tipo Orion’ (Morales-Calderón, M. et al., 2011) y confirmada como tal en 2017 (Samus et al.), que, a mi modo de ver, es más específico que ‘variable’ (aunque visto lo visto, no mucho más). Por último, en 2018, Gaia DR2 la propone como candidata a variable de largo periodo (Mowlavi et al., 2018) pero no parece confirmada como tal (Gaia Collaboration, 2018) ¿Es quizás esta última duda la que hace que se mantenga en ese indefinido tipo ‘variable’?.

En fin, que sigo sin saber si se cambian las denominaciones, cuándo y por qué …

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Volviendo a nuestra imagen, estas son las variables de tipo Orion y algunas de las características descritas:

Las binarias (me) llaman la atención pero, esta vez, y sobre todo, esa G (ESO) que aparece como característica observada en algunas de ellas. Porque G, como tipo de objeto, se refiere a galaxia … ¿son galaxias realmente? … no he podido averiguar qué tipo de sondeo se realizó o si efectivamente se refiere a galaxia.

Brun: otra porción de historia

Antoine Brun sería el impulsor y uno de los fundadores de la AFOEV-Association française des observateurs d’étoiles variables, en 1921. Antes se había dedicado al estudio de los líquenes, uno de los cuales, Lecidea atrobrunnea, lleva su nombre. Siempre le interesarían, además, la arqueología, la geología y la mineralogía. Sin embargo parece que Nova Persei 1901 (la nova clásica GK Per) le inclinó hacia la astronomía y, ya desde el principio, hacia las variables. En 1913 descubriría SZ Cep y la peculiar Z Cam (Minois, 1987).

Durante el congreso de la IAU (International Astronomical Union) en París en 1931 pudo conocer los primeros resultados obtenidos con el nuevo telescopio Schmidt que adoptaría para sus observaciones y que resultó idóneo para la detección de novas.

Sin embargo, si está presente ahora, es porque durante los años 1933 y 1934 realizó el estudio de las variables en la nebulosa de Orion (Brun, 1935), referente indiscutible hasta el catálogo realizado por el ruso Pavel Petrovich Parenago publicado en 1954. El número de estrellas catalogadas por Brun rondaba las 1200 y se transformarían en unas 3000 las recopiladas por Parenago (con quien espero encontrarme en otro momento).

A pesar de que su relación oficial con la astronomía era la de aficionado, la IAU lo admitió como uno de los pocos miembros no profesionales siendo parte de la delegación francesa en los congresos de Zürich 1948, Roma 1952 y Moscú 1958 (Brun y Dragesco, 1979).

Todas estas estrellas de nuestra imagen conservan la denominación Brun, si no en el nombre oficial, entre los alternativos aceptados. Y estos son sus equivalentes Parenago:

Sí, sí, M 42, pero ¿dónde?

Aquí:

No hacen falta comentarios

Primera fila

Noto un golpe en el hombro ¡uf, otro en la mano! Parece que con tanto recuento de estrellas me había quedado dormida en mi banco tambaleante del acuario y ahora algo me está despertando, son una especie de bolas blancas que se me van echando encima.

Algo ilumina la estancia, la luz es cegadora, es esto:

Ahora puedo entender una de las interpretaciones del título de la foto de portada ‘Wing of M 42’ … igual de fantasmagórico que en la imagen anterior, parece un pájaro extraño que, al abrir las alas, despide todas esas bolas blancas, estrellas.

¿Es que todas proceden de su pecho?

Un estudio que me ha parecido muy interesante profundiza en contar las estrellas que se están escapando o escapan de algún centro productor. Uno de esos centros productores es el cúmulo Trapezium, NAME Ori Trapezium, y estar sentada frente a esta enorme ave es como tener una entrada en primera fila y poder ser testigo de cómo, a medida que se van creando, se van lanzando a su exterior, por tandas, las generaciones anteriores.

El trabajo a que estaba haciendo referencia analizó, con datos de Gaia DR2, los movimientos propios de más de cinco mil estrellas en la nebulosa de Orion para detectar cuántas de ellas podrían ser fugitivas y, en su caso, saber de dónde procedían. Finalmente fueron tomadas como candidatas a fugitivas 26 de ellas.

Todas las estrellas de nuestra imagen, excepto V* V395 Ori, Brun 231, 2MASS J05342239-0522269, Brun 252 y V* IW Ori, formaron parte del sondeo aunque, de nuestro grupo solo V* V1961 Ori y Brun 334 se postularon como candidatas.

La investigación propone distintos puntos de origen entre los posibles escapes: el propio cúmulo del Trapecio, procedentes de asociaciones de estrellas OB o procedentes del exterior que se mueven hacia la nebulosa de Orion. Unas pocas parecían no tener un origen más o menos claro, quizás porque habían tenido más de un encontronazo y sus trayectorias no resultaban fáciles de seguir (McBride y Kounkel, 2019).

Unos pocos datos de nuestras protagonistas

V* V1961 Ori tiene un tipo espectral G9 con una masa estimada de entre 1,1 y 2,3 Mʘ y una edad de entre 0,1 y 2,5 Myr. Por su parte, Brun 334 tiene un tipo espectral K4 y se le calcula una masa de ~1,4 Mʘ y una edad de 0,3 Myr.

En cuanto a sus velocidades estimadas V1961 Ori tendría una de 16,4 ±0,4 km s-1 en el plano 8,3±6,6 km s-1 en 3D; Brun 334, por su parte, tendría una de 10,5±0,4 kms-1 en el plano y -1,2±6,8 en 3D (Schoettler et al. 2020).

Por aquello de tener más pistas sobre qué tipos de datos se buscan para determinar cuándo se trata de una estrella fugitiva, me he encontrado otro artículo en el que, además de los movimientos detectados en el plano, se buscan otro tipo de características como: tratarse de objetos jóvenes (por su color, magnitud, exceso de IR), tener una gran variabilidad óptica, que sus direcciones de eyección no se puedan confundir con la zona de corriente galáctica principal, que tengan una velocidad radial compatible en 3D y cosas más complicadas para mí, como las distancias de máxima aproximación dentro del radio de media masa del cúmulo (¿distancia al centro establecido para el cúmulo?). En ambos casos, los de nuestras candidatas, se concluye que se trata de objetos jóvenes (Farias, Tan y Eyer, 2020).

Los datos de uno y otro estudio se señalan en esta imagen:

Brun 334

A pesar de los datos vistos antes, las pistas dejadas por estos dos objetos, la oriónida V* V1961 Ori y el objeto joven Brun 334, plantean todavía muchas incógnitas.

De las dos, muy cercanas en nuestra astrofotografía, la que más atención ha recibido es Brun 334.

Aceptada como fugitiva ya desde 2017 (Maíz Apellániz et al., 2022) parece que se trata, además, de una binaria. Una nota de apenas unas líneas anunciaba, en 1987, que Brun 334 tiene una compañera detectada por el telescopio Einstein (Marschall y Mathieu, 1987), inicialmente denominado HEAO-2-High Energy Astrophysical Observatorie Einstein fue el primer telescopio en el espacio que registraba en el rango de rayos X: 0,2-20 keV (4,8 x 10¹⁶– 10¹⁸) y que estuvo operativo desde 1978 a 1981.

Curiosidad: algunas veces sí se puede cambiar el nombre de un telescopio después de haber sido lanzado.

Después de V826 Tau (objeto T-Tau, órbita 3,9 días), HD 319139 (o V4046 Sgr, binaria espectroscópica K7+K5, órbita 2,42 días), sería la tercera descubierta de similares características. Sin embargo, en el caso de las dos anteriores parece que se trata de sistemas donde ambas estrellas tienen masa (solar) similar, para Brun 334, las masas son desiguales y tiene un periodo más largo, de 33,7 días.

Además de todos estos datos, lo que supuso su descubrimiento es la posibilidad de que se tratara de un sistema binario cuya fuga se podía deber a un encontronazo con una estrella en el Trapezium (Marschall y Mathieu, 1988).

Siguiendo esta línea cronológica, a partir de la detección sucesiva de estas binarias espectroscópicas, que todavía se encuentran en pre-secuencia principal, se empezaba a teorizar sobre si el hecho de su proximidad significaba o no un nacimiento simultáneo, si las acompañantes se formaban o no a partir de los discos de acreción o si los periodos de rotación más cortos suponían órbitas circulares y los más largos órbitas excéntricas (Mathieu, Walter y Myers, 1989) … se abría un nuevo mundo de incógnitas que se pueden repasar en un recomendable artículo posterior de Robert D. Mathieu (1994).

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El autor señala al principio que hablar de binarias incluye sistemas múltiples porque cualquiera de estos últimos se puede tratar como uno binario (¿es por eso que existe el ‘tipo de objeto’ en Simbad ‘doble o múltiple’? Porque ¿da igual que en un sistema haya dos o más objetos en órbita ya que se relacionarían entre ellos y se podrían tratar como si solo fueran dos?)

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Otra de las pistas que pueden hablar de una formación simultánea es la presencia de litio en ambas estrellas. En el caso de Brun 334 se confirma tanto la presencia como su sobreabundancia si se tiene en cuenta la media de litio en otros sistemas similares (Lee, Martin y Mathieu, 1994). Parece que esa superabundancia es un síntoma de su juventud.

A pesar de todas las atenciones recibidas, el joven sistema Brun 334 se ha resistido a mostrar todas sus intimidades y han ido apareciendo dudas sobre las predicciones de masa y edad esperadas (Palla y Stahler, 2001).

En cuanto a su procedencia, tampoco parece estar clara. Se acepta, como se ha dicho antes, que el sistema es producto de un encuentro con alguna estrella en el Trapecio pero parece que, incluso las fugitivas jóvenes pueden haberse originado en algún cúmulo anterior al que presuntamente se le asocia precisamente porque se entiende que, por esa juventud no se han podido alejar demasiado de su procedencia. Incluso las fugitivas clásicas AE Aur y µ Col podrían haber coincidido en un momento dado pero haber tenido distinto origen (Bhat, Irrgang y Heber, 2022).

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Mientras intento desovillar mi neurona, tengo que reconocer que no esperaba encontrarme con una estrella (o casi estrella) como Brun 334. Para mí está llena de atractivos: una estrella a punto de nacer, que forma parte de un sistema que puede contener más de dos objetos, fugitiva de no se sabe muy bien dónde y, enciiiiiima, visualmente parece estar dentro de una burbuja … la he adoptado.

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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/]

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

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Brun, A., “La nebuleuse d’Orion et ses etoiles variables.”, Publications of the Observatoire de Lyon, vol. 1, p. 12, 1935.

Brun, A. and Brun, M., Atlas photométrique des constellations. 1979.

Brun, M. and Dragesco, J., “Antoine Brun, (1881-1978)”, L’Astronomie, vol. 93, p. 199, 1979.

Farias, J. P., Tan, J. C., and Eyer, L., “Hunting for Runaways from the Orion Nebula Cluster”, The Astrophysical Journal, vol. 900, no. 1, 2020. doi:10.3847/1538-4357/aba699.

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Kukarkin, B. V., Parenago, P. P., Efremov, Y. N., and Kholopov, P. N., “Catalogue of suspected variable stars.”, Moscow, p. 0, 1951.

Kukarkin, B. V. et al., “Catalogue of suspected variable stars.”, Moscow, p. 0, 1981.

Lee, C. W., Martin, E. L., and Mathieu, R. D., “Relative Lithium Abundances in Pre-Main-Sequence Spectroscopic Binaries”, The Astronomical Journal, vol. 108, p. 1445, 1994. doi:10.1086/117168.

Maíz Apellániz, J. et al., “The Villafranca catalog of Galactic OB groups. II. From Gaia DR2 to EDR3 and ten new systems with O stars”, Astronomy and Astrophysics, vol. 657, 2022. doi:10.1051/0004-6361/202142364.

Marschall, L. A. and Mathieu, R. D., “A Premain-Sequence Double-Lined Binary System Near the Trapezium”, vol. 19, p. 707, 1987.

Marschall, L. A. and Mathieu, R. D., “Parenago 1540: A Pre-Main-Sequence Double-Lined Spectroscopic Binary near the Orion Trapezium”, The Astronomical Journal, vol. 96, p. 1956, 1988. doi:10.1086/114942.

Mathieu, R. D., “Pre-Main-Sequence Binary Stars”, Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 32, pp. 465–530, 1994. doi:10.1146/annurev.aa.32.090194.002341.

Mathieu, R. D., Walter, F. M., and Myers, P. C., “The Discovery of Six Pre-Main-Sequence Spectroscopic Binaries”, The Astronomical Journal, vol. 98, p. 987, 1989. doi:10.1086/115191.

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Schoettler, C., de Bruijne, J., Vaher, E., and Parker, R. J., “Runaway and walkaway stars from the ONC with Gaia DR2”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 495, no. 3, pp. 3104–3123, 2020. doi:10.1093/mnras/staa1228.