En cadena

Y sin interrupciones.

Esta vez sí, Capítulo III … y se acaba la visita a la Corona Australis, aunque me gustaría volver si hay oportunidad.

Dejamos de lado las RR Lyrae, sin embargo hay que destacar la presencia, en esta zona de la constelación que recoge la astrofotografía, de otras variables, las de tipo Orion. Ya nos habíamos encontrado con ellas superficialmente (ver Semillero de planetas); ahora está bien detenerse un poco más.

Primer eslabón: las variables tipo Orion

Se han señalado en diferentes entradas diversos tipos de variables; alguna clasificación incluso (ver Muñeca rusa). Es hora de profundizar un poco más.

¿A que da susto toda esa retahíla de siglas? Pues más susto da saber que se corresponden con todas las clases de variables distinguidas hasta el momento según el Catálogo General de Estrellas Variables disponible en el Instituto Astronómico Sternberg (Universidad Lomonosov de Moscú) y en el Instituto de Astronomía (Academia Rusa de Ciencias) donde también, aparte, se registran las variables en cúmulos globulares.

Las subrayadas en rojo son las distintas clases de Tipo Orion, que incluyen variables de muy diversas características. Todas son eruptivas: FU, IN, INA, INB, INT/IT, IN(YY), IS y UVN.

Las que se encuentran en esta región parece que tienen rasgos, principalmente, de las clases FU e INT/IT (la N distinguiría si está asociada o no a una nebulosa).

Parecen claras INT/IT tanto V* S CrA como V* V709 CrA, V* VV CrA y V* V721 CrA puesto que se trata de objetos T-Tauri.

Igualmente, parecen claras V* R CrA y V* T CrA. En este caso serían de tipo INA que son las que incluyen los objetos Herbig Ae/Be.

El resto no parece tan definido. Solo si hacemos caso a los tipos espectrales tardíos de V* V667 CrA y V* V710 CrA, se podrían catalogar de tipo INB.

Por lo mismo, V* V702 CrA podría ser Fuor, que es como se conoce a las variables FU Orion. Éstas representarían etapas evolutivas hacia las T-Tauri.

La asignación anterior obedece exclusivamente a la definición de las propias variables pero, hasta el momento, no he podido encontrar una designación de tipo en los registros del CDS en ninguna de ellas.

En la tabla siguiente se puede ver que todas las pertenecientes a la nube molecular NAME Corona Australis Cloud, incluido el centro de la misma, se encuentran en el mismo rango de distancias.

Estas son

De entre todas ellas solo V* S CrA está catalogada como binaria. Sin embargo, V* VV CrA, a pesar de estar reconocida como tal, sus componentes no están recogidas en las dBs del CDS. Pudiera tratarse de un sistema binario compuesto por estrellas de similar masa, edad y temperatura, cuyos espectros se corresponderían con los tipos K y M. En el sistema, la designada como secundaria (V* VV CrA B) sería la más joven y masiva (Sullivan et al., 2019).

Un estudio muy reciente ha podido constatar la presencia de vapor de agua en ambas integrantes lo que ha llevado a plantear, entre otras opciones, la posible presencia de un disco circunplanetario incrustado en el disco protoplanetario de la más masiva y joven V* VV CrA B (Salyk et al., 2022).

Los casos de R CrA y T Cra

Atendiendo los datos registrados en el CDS, ambas estrellas provienen de una relación incestuosa.

Las dos forman las componentes de uno de esos objetos raros que son los denominados “objetos compuestos, múltiples”, IRAS 18585-3701, lo que las convierte en hermanas. Por otro lado, V* T CrA tiene establecida una relación filial respecto a V* R CrA, convirtiendo a ésta en su madre y hermana.

En relación con la nube molecular de la Corona Australis, a V* T CrA se la considera parte y, sin embargo, no a V* R Cra, ¿por qué?¿quizás se sabe poco todavía de V* T CrA?, porque sus datos conocidos son imprecisos ¿habrá cambios en la distribución de parentescos o es posible explicar todas esas relaciones?

IRAS 18585-3701

Muy poco se sabe de este objeto y, desde 2015, parece haber desaparecido el interés por su estudio, al menos eso es lo que indica la carencia de publicaciones.

Su denominación, como en otros casos que hemos visto, proviene del registro en el (PSC-Point Source Catalog) del IRAS. Su otro nombre reconocido, PSCzP18585-3701, procede de una revisión posterior de ese catálogo en el que se se buscaba distinguir cuáles de esas fuentes de infrarrojo eran galaxias (Saunders, 2000).

El hecho de que tenga un número de catálogo debería significar que se incluyó como galaxia pero no he podido comprobarlo. La descarga del fichero da muchos problemas y, tras varios intentos, he desistido. Tampoco he encontrado confirmación en la bibliografía posterior.

A partir de ahí aparece en algunos estudios pero asociado (o confundido) con otros objetos. Por ejemplo con V* R CrA en búsqueda de binarias, con resultado negativo (Connelley, Reipurth y Tokunaga, 2008).

Precisamente en una investigación en el área comprendida alrededor de esa misma estrella, se proponía la presencia de una protoestrella Herbig Ae, como ella misma, localizada en longitud de onda milimétrica (Saul, 2015). No me ha sido posible localizar dicha fuente. La fuente milimétrica con coordenadas más próximas que he podido encontrar ha sido [SHK2011b] 1 que ya había sido detectada con anterioridad (Sicilia-Aguilar et al.).

NGC 6729

Aunque en las dBs del CDS están desvinculados, IRAS 18585-3701 está identificado en la base de datos NED-NASA/IPAC Extragalactic Database como el mismo ‘objeto de medio interestelar’ denominado NGC 6729.

Antes de continuar no nos podemos perder una comparativa de imágenes de distintas épocas e instrumentos de este objeto extraídas de NED

El astrónomo inglés Harold Knox-Shaw ya se había fijado en NGC 6729 por su variabilidad de la que hacía responsable a V* R Cra (Knox Shaw, 1916). Estas son las imágenes que llamaban su atención

La cosa es que, alrededor de R CrA y T CrA existe una acumulación densa de polvo y gas, que se extiende hacia la denominada NAME Corona Australis Cloud, nube molecular progenitora de futuras estrellas.

Como región de formación estelar que es (ya vimos los numerosos objetos protoestelares detectados en su interior, ver Quisicosas y Rarezas), junto con su proximidad al sistema solar, se considera candidata a formar parte del Cinturón de Gould. Paradógicamente, en otras ocasiones, su excesiva proximidad parece descartar su pertenencia a dicho cinturón.

En cuanto a la estructura, aparecen estudios en los que se interpreta el cinturón más como un esferoide que como un anillo y ahí las distancias no serían tan determinantes.

No me detengo para profundizar en ello pero señalaré un punto de partida para quienes estén interesados en este momento. Se trata de un esquema en el que se señalan distintas posiciones (ángulos) y tamaños según los cálculos de distintos autores que se han ocupado de su estudio (Bobylev, 2016).

Volviendo a la nube molecular de la Corona Australis, ella sería la responsable de la formación de nuevas estrellas. Su evolución, la de estas nubes, viene a ser el resultado de las interrelaciones que se producen entre el gas atómico, y las presiones de la expansión del gas de las explosiones de supernova y de los vientos estelares. Todos estos elementos, junto a la influencia de campos magnéticos, podrían haber creado cáscaras que explicarían la formación (y geometría) de la NAME Corona Australis Cloud (Bracco et al., 2020)

NAME Coronet Cluster

Si hay una nube molecular con pistas suficientes de presencia de proto-estrellas, debería ser cuestión de tiempo (e instrumentos) que se pudiera encontrar un cúmulo.

Y justo en esta zona ocupada por la nebulosa variable cuyas fotos se veían antes, el infrarrojo revelaba la presencia de un cúmulo incrustado. Era el año 1984 y los australianos K.N.R. Taylor y John W.V. Storey hacían un primer recuento de componentes y proponían el nombre de ‘Coronet’.

Con los datos de espectroscopia de rayos X obtenidos en la misión ASCA, planeada por el ISAS- Institute of Space and Astronautical Science japonés, se pudieron vincular estas emisiones de rayos X con los objetos que habían identificado Taylor y Storey.

Un análisis también de las emisiones de rayos X, esta vez cruzados con datos del Chandra, permitirían obtener la correspondencia con fuentes en óptico y en infrarrojo (Forbrich y Preibisch, 2007).

Se combinaron los datos de rayos X del Chandra y los datos de infrarrojo del Spitzer dando lugar a esta imagen de las entrañas del cúmulo Coronet correspondiente a lo estudiado con Forbrich y Preibisch en 2007.

también nos sirve para comparar con Taylor y Storey, en 1984, que ha servido de base en los posteriores estudios.

Se me había resistido hasta ahora, pero, por fin he podido encontrar el nombre normalizado y la procedencia de esos (para mí hasta ahora) misteriosos objetos denominados IRS. Se trata, precisamente, de los objetos encontrados por Taylor y Storey … cerrado el círculo (suspiro).

Aquí las correspondencias con los nombres autorizados

Nada que ver estos primeros inventarios, más centrados en el núcleo del cúmulo con los más actuales obtenidos de Gaia EDR2 (Galli et al., 2020) y ampliación con Gaia EDR3 (Esplin y Luhman, 2022) que, según la bibliografía parece que se relacionan con el cúmulo incrustado Coronet (?) (¿distintas generaciones?)

Lo sé … yo también pensaba que esto sería transitorio … quería ver las distribuciones

Sin embargo, aunque tanto unos como otros se incluyen en la bibliografía como censos del cúmulo Coronet, ninguno de sus elementos está reconocido como perteneciente al mismo.

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Los eslabones sueltos

Está claro que, por tratarse de una región de producción estelar, el centro de atención está en los alrededores de la estrella R CrA ya que es hacia ahí donde se concentra la actividad creadora. Sin embargo aún quedan objetos, más o menos próximos, más o menos distinguibles en la astrofotografía, que también resultan interesantes.

Una señal más de la concentración de objetos jóvenes y proto-estrellas alrededor de R CrA, es la detección de emisiones de rayos X. Aquí una panorámica

Todavía quedan por descubrir de la fotografía los otros dos puntos más brillantes.

El situado más al sur está compuesto por dos estrellas, HD 176269 y HD 176270 que, a su vez, son binarias aunque no se han identificado sus componentes. Ambas, en la visual, forman una estrella doble que ocupa el centro de la nebulosa IC 4812.

Como se puede ver en la imagen siguiente, muy cercanas a ellas se han detectado dos fuentes de emisión, en rayos X (2E 4175) y en infrarrojo (IRAS 1857-3707). Este último un sugerente objeto ‘compuesto y combinado’

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El otro objeto que, por su brillo, atrae la atención visual y destaca en el centro de la fotografía, es NGC 6726 o NGC 6727, según se prefiera (el primer nombre es el que encabeza en las dBs del CDS).

A pesar de ser el objeto más llamativo, no parece haber despertado el interés de su vecina más discreta R CrA a la que, como se ha podido ver, hacen responsable de casi todo lo que pasa en los alrededores.

NGC 6726 es una nebulosa de reflexión que sí había sido observada por Edwin Hubble (1922) quien destacaba la presencia de dos estrellas, BD-37 13023 y BD-37 13024, ambas B9 y dos más que podrían también estar relacionadas con la nebulosa; BD-37 13017 (B5) y BD-37 13018 (B6). Ninguna de ellas está catalogada en el Bonner Durchsmusterung, sino en el Cordoba Durchmusterung así que hay que buscarlas por su identificador CD, no BD.

Lo que estaba describiendo Hubble son las áreas comprendidas por NGC 6726 y por las dos estrellas, HD 176269 y HD 176270, que hemos visto antes.

Por su parte, las identificadas en NGC 6726 se corresponden con la Herbig Ae/Be V* TY CrA y con el objeto joven HD 176383, ambas binarias y distinguibles en estas imágenes archivadas en IRSA que, además, nos permiten ver la evolución de los sondeos

una imagen resumen de esto último

la tabla de los objetos anteriores

Una última perspectiva

Si antes se presentaba una teoría sobre cómo podría haberse formado la nube molecular de la región R CrA a partir de las cáscaras (y empujones de los gases implicados) formadas por explosiones de supernova y la dinámica por ellas generada, ahora podemos ver qué pasa en su interior para que se desarrollen estrellas.

Ni el espacio ni el tiempo dan para mucho más, pero sí recomendaré tres artículos que amplían el conocimiento sobre los mecanismos internos de esta nube molecular.

El primero de ellos habla del posible mecanismo de fragmentación de la nube para la generación de los embriones estelares (Chen y Arce, 2010) (ver En compañía)

Por seguir la cronología, el segundo artículo amplía con el análisis de ondas submilimétricas los sondeos de Taylor y Storey (1984) y de Forbrich y Preibisch (2007) sobre el cúmulo Coronet que hemos visto antes (Peterson et al., 2011).

El último, se trata de un estudio que relaciona directamente la distribución de los filamentos dentro de la nube molecular y las zonas donde se generan estrellas (Bresnahan et al., 2018).

No me resisto a mostrar una imagen de la estructura del filamento aparecida en este último estudio (la flecha indica el lugar por donde, más o menos, debe encontrarse R CrA)

Dos infiltradas

Ahí, como camuflada, se puede distinguir la galaxia de línea de emisión, ESO 396-11. También ella, como el visto al principio de la entrada, IRAS 18585-3701, aparece con número en el catálogo de galaxias también mencionado, PSCz P18569-3716.

Parece que había sido confundida con un objeto joven (el camuflaje le había funcionado), sin embargo parece que se ha podido comprobar su calidad de galaxia. Y no solo eso, sino su pertenencia a un grupo de ellas, [LH2011] 4693, junto con 2MASX J19002451-3717053 e IRAS 18562-3716.

Síííí, ¡han salido en la foto!

¿Corona?¿camuflaje?

Con tanta cosa monárquica, ¿alguien ocupa el trono del camuflaje?

Pues tambiééén, su nombre en clave 2MASS J19005974-3647109.

Es una enana marrón y, como tal, no quiere que se la encuentre así que solo la señalo en la foto anterior, sin ampliaciones que valgan.

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Parece que por aquí, por la Corona Australis, todo es discreción y solo amagos, hasta el criadero de estrellas parece que se inclina por las de baja masa … pero es igual de divertido escudriñar por sus posesiones.

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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/]

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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Bracco, A. et al., “Compressed magnetized shells of atomic gas and the formation of the Corona Australis molecular cloud”, Astronomy and Astrophysics, vol. 644, 2020. doi:10.1051/0004-6361/202039282.

Bresnahan, D. et al., “The dense cores and filamentary structure of the molecular cloud in Corona Australis: Herschel SPIRE and PACS observations from the Herschel Gould Belt Survey”, Astronomy and Astrophysics, vol. 615, 2018. doi:10.1051/0004-6361/201730515.

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Connelley, M. S., Reipurth, B., and Tokunaga, A. T., “The Evolution of the Multiplicity of Embedded Protostars. I. Sample Properties and Binary Detections”, The Astronomical Journal, vol. 135, no. 6, pp. 2496–2525, 2008. doi:10.1088/0004-6256/135/6/2496.

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