Haches

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La palabra desánimo no es habitual en mi vocabulario pero, de vez en cuando, intenta colarse empujando fuerte. Te paras un poco y empiezas a percibir un mundo absurdo en manos de personajes caricaturescos y temerarios, así que no queda más remedio que buscar algún rincón donde recobrar algo de serenidad. ¡Ahí están las estrellas!

El caso es que me he embarcado en un viaje que me ha sido bastante complicado seguir. Al principio parecía muy sencillo: la NAME Rosette Nebula es una región HII … ¿qué es una región HII?

La pregunta me pareció sencilla y, una vez más, casi acabo con mi neurona al borde del ataque de nervios …¿serenidad?

Nebulio

Eran tiempos de nebulosas así que no había mejor nombre para un elemento que no se había identificado pero que aparecía en los espectros. El nombre fue mencionado por Margaret Lindsay Huggins a sugerencia de Agnes Mary Clerk (1898)

Ya lo explicaba Christian Thomas Elvey en 1928 analizando los datos recogidos de la explosión de la Nova Aquila en 1918: no cabe un elemento más ligero (se entiende que el hidrógeno) por mucho que el espectro del gas nebular así parezca indicarlo. Y, si no es un nuevo elemento, debe tratarse de una variación en las condiciones de uno ya conocido.

Los datos que daba a conocer en su comentario provenían del estudio publicado por Ira Sprague Bowen (1928).

El punto de partida parece que está en las observaciones de Vesto Melvin Slipher de algunas estrellas rodeadas de nebulosas brillantes. Los espectros de la estrella y de la nebulosa eran altamente coincidentes lo que establecía una relación directa entre ambas (Slipher, 1912; 1916). Ejnar Hertzsprung (1913) encontró también esa relación en diferentes puntos de la nebulosa de las Pleiades, solo variaba la intensidad de su brillo.

El estudio de las nebulosas ya había hecho distinguir distintas clases. Edward Emerson Barnard (1918) había llamado la atención sobre aquellas oscuras que tapaban el fondo tras ellas. Por su parte, Henry Norris Russell (1922) había observado que ciertas nubes oscuras aparecían débilmente iluminadas en la cercanía de algunas estrellas. Eran las nebulosas difusas, de emisión.

Edwin Hubble (1922) se interesó por las fuentes luminosas en esas nebulosas difusas y en las planetarias. Comparando espectros de unas y otras, estudiando la variación de luminosidad según la distancia a la fuente y también el tipo de onda emitido (más hacia el violeta en las planetarias) opina sobre la naturaleza del nebulio: “… the suggestion arises that the nebulium lines may possibly reveal themselves as fluorescent spectra of hydrogen or helium or a mixture of the two.”.

Todo parecía confirmar que no se trataba de un nuevo elemento, había que olvidarse del nebulio y tratar de encontrar aquel que producía líneas brillantes desconocidas. De eso se encargó Bowen responsabilizando a la capacidad de ionización del oxígeno incluso interactuando con iones de los otros elementos presentas en las nebulosas estudiadas: hidrógeno, helio, carbono y nitrógeno.

Descartado el nebulio.

Modelos atómicos

Aprovechando el extravío (literal) entre tanto ión saltarín, me extravío un poco más ¿qué se sabía del o los modelos atómicos? … pues todos los que conocemos ahora, a excepción del de James Chadwick (1932) que poco después certificaría la existencia del neutrón conjeturado por Ernest Rutherford (1920).

… incluso los que no conocemos (en mi caso, claro). Me ha gustado descubrir que el modelo de Niels Bohr tuvo un oponente en el de John William Nicholson quien realizó un profundo estudio del espectro del nebulio (1911) al que incluso asignó un peso atómico de 1,31 … ¡lástima!

Hidrógeno, ese elemento ¿raro? ¿especial? ¿simple?

Buscas información sobre el hidrógeno y te abruma. Como mi neurona es del género simplicissimus voy a ver si me aclaro aunque no prometo nada.

• Primera verdad incuestionable: tendrá un único electrón pero hay que ver lo nervioso que se pone.

• Segunda: lo mismo lo ves con una griega (letra) como con un romano o árabe (números)
• Y una tercera: se camufla si es necesario.

Después de que Joseph Ritter von Fraunhofer determinara su serie de líneas y que Robert Wilhelm Bunsen y Gustav Robert Kirchhoff asociaran las líneas a elementos concretos (en absorción o emisión cada elemento ocupaba el mismo lugar en el espectro), Anders Jonas Ångström pudo detectar la presencia de hidrógeno en el espectro solar (1862).

Utilizando las mediciones de Ångström y de las líneas en ultravioleta medidas para el hidrógeno por Hermann Wilhelm Vogel y William Huggins, Johann Jakob Balmer (1885) pudo asociar una constante a la fórmula que le permitía determinar las longitudes de onda que se correspondían con cada línea espectrales.

Un momento ¿es que un mismo elemento, el hidrógeno, podía emitir más de una línea en el espectro? … pues va a ser que sí, que es lo que se había detectado en aquellos primeros espectros de las nebulosas difusas que hacían pensar en el nebulio. Lo encontrado en el ultravioleta entonces le sirvió a Balmer para situar en el visible la presencia de hidrógeno, solo que cada línea lo que representaba es la transición de un electrón entre distintos niveles energéticos dentro del átomo del hidrógeno.

Resumiendo mucho: ya sabemos lo que un acontecimiento así desencadena en la comunidad astronómica.

¿Acaso no habrá otras series en otras longitudes de onda? Se había estado preguntando Johannes Robert Rydberg y diseñó, sobre la de Balmer, una fórmula más general. Y ahí se puso Theodore Lyman a descubrir su propia serie en el ultravioleta o Friedrich Paschen en el infrarrojo … hubo más, pero yo me quedo aquí con este esquema que explica los saltos de nivel que se corresponden con cada serie de las citadas (Lyman cons altos hasta el nivel 1, Balmer hasta el 2 y Paschen hasta el 3).

Me parece destacable que, con todos estos estudios, se estaba transitando hacia la mecánica cuántica.

Las denominaciones van designándose con las letras griegas α, β, γ, δ, etc. en orden según el salto de nivel se produzca desde el inmediato superior (α) y siguientes (β, etc.).

Parece mentira, ¡hay que ver qué rendimiento se puede sacar a un solo electrón!

Por la misma época que se intentaba determinar el tipo de relación entre las estrellas y sus nebulosas difusas, Arthur Stanley Eddington estaba enfrascado en desvelar lo que ocurría en su interior donde, tal vez, la fusión del hidrógeno pudiera estar produciendo helio (1920) determinando su luminosidad en función de su cantidad (1932). Parece que, para él, una estrella está formada por gas ionizado compactado que extiende la ionización al medio interestelar inmediato en el que se encuentra, de manera que su capacidad de ionizar disminuye con la distancia porque ese medio interestelar, que tendría carácter neutro, absorbería esos átomos ionizados que rodean a la estrella.

Según Bengt Georg Daniel Strömgren (1939), Eddington pensaba que el medio interestelar estaba formado por hidrógeno molecular, cosa que él no parece que compartía. Si las estrellas, y más los cúmulos, emitían la radiación ultravioleta que ionizaba su entorno, a veces alcanzando grandes extensiones, también destruirían el hidrógeno molecular por fotodisociación. Para él las grandes extensiones interestelares estaban ocupadas mayormente por hidrógeno neutro: HI.

Pues ya está ¡a detectarlo! ¡mira que hay universo para localizarlo!

Sacto … hay trampa, no se deja ver así como así.

¿Acaso eso intimida a la comunidad científica? … ¡por supuesto que no!

Para entonces la evolución del modelo atómico ya contaba con esa cosa evasiva que es el espín: ahora estoy en esta dirección, ahora estoy en otra; ahora alineo las direcciones del protón y del electrón, ahora las opongo.

En 1945, Hendrik Christoffel van de Hulst, opina que es posible captar el momento en el que el electrón del hidrógeno, que ha estado girando en la misma dirección del protón, cambia de sentido y que eso produciría una radiación en los 1.420,4 MHz de frecuencia y una longitud de onda de 21,2 cm que sería detectable en radio.

Se pusieron a ello y 6 años después Harold Irving Ewen y Edward Mills Purcell lo consiguieron y, si bien la probabilidad de captar ese cambio de dirección del electrón es muy baja, la verdad es que no es difícil detectarlo … es que hay mucho, el 90% de la materia detectable del universo.

Pero al hidrógeno el número que le gusta, sea en romano o en árabe, es el dos; al menos en lo que a formación estelar se refiere.

H₂ es el hidrógeno molecular responsable de la formación estelar así que es importante saber cómo se realiza la transición desde ese hidrógeno neutro que ocupa mayormente el universo detectable. Un artículo que recoge amplia bibliografía sobre las investigaciones al respecto y la problemática que plantea es el encabezado por Amiel Sternberg (2014) recogido en las referencias.

Me ha resultado curioso otro más reciente (Skalidis et al., 2022) que plantea que esa transición que hace posible que se formen zonas densas más o menos grandes (glóbulos de Bok o nubes moleculares gigantes) de hidrógeno molecular que finalmente colapsarán y formarán estrellas en su interior, esté relacionada con la orientación de los campos magnéticos presentes. Parece que no solo la existencia de campos magnéticos estaría relacionada con que aparezcan zonas más densas de H₂ sino que también lo estaría su orientación. En sus propias palabras podría ser que “la abundancia molecular aumenta en regiones donde el campo magnético es paralelo a los gradientes de velocidad H I, probablemente porque son regiones donde domina la autogravedad” (bonito, ¿no?)

Yo a lo mío: está todo el hidrógeno neutro por ahí desperdigado y van apareciendo aquí y allá (¿por la presencia de campos magnéticos?) concentraciones más y más densas de hidrógeno molecular … y se origina una estrella (mejor un grupo) y empieza a quemar más y más hidrógeno y, con su actividad, empieza a emitir radiación ultravioleta que chocará con lo que quede de la nube molecular fraccionándola y propiciando la aparición de nuevas estrellas (¿es un mecanismo distinto al anterior? ¿no intervienen ahí los campos magnéticos? … ¿sí? ¿no? …¡uf!).

La propia radiación ultravioleta crea un frente que, al toparse con el hidrógeno neutro lo ionizará y lo hará brillar. La ionización ya es más fácil de detectar por esos fotones que salen disparados en los cambios de nivel de los electrones y unas veces se detectará en ultravioleta (series de Lyman) y otras en visible (series de Balmer): estaremos ante una region HII cuyo espectro guardará relación con el de la propia estrella tal como se había intuido de las primeras observaciones del nebulio.

Y ¿dónde nos lleva toda esta novela? … pues a que nuestra NAME Rosette Nebula es, ni más ni menos, una región HII donde estarán teniendo lugar todos esos procesos del hidrógeno y vete a saber cuántos más.

Y por fin podré centrarme en la imagen de portada, aunque será en la próxima entrega.

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A propósito

De mis páginas de consulta habituales, la protagonista ha sido la Gran Nube de Magallanes.

Otra medusa

Millones y millones de datos procedentes de unas cuantas misiones están recogidos en el archivo MAST-Mikulski Archive for Space Telescopes y están ahí para ser analizados. Un equipo de investigación ha revisado datos del Hubble en ultravioleta y ha localizado a la LMC en su máxima aproximación a nuestra galaxia (¿es que puede pasar de largo? ¿es que está todavía aproximándose?).

Esta vez se trata de gases intergalácticos porque los que están interactuando son los respectivos halos: el de la Vía Láctea oponiéndose al choque del de la LMC y nada mejor que la recreación del impacto:

Estrella extragaláctica

También la LCM ha posibilitado la imagen de una estrella externa a nuestra galaxia. Parece que la Gran Nube de Magallanes ofrece una visión bastante clara (con muy poca extinción) que hace posible caracterizar sus estrellas (Maíz Apellániz, Negueruela y Caballero, 2024), así que, puestos a fotografiar, tenía garantías una de la Nube.

Esta es:

Su nombre: WOH G64, una variable Mira M7.5(I)e.

Siguiendo a los mismos autores parece que se encuadra en lo que se espera de una variable de larga duración tipo Mira (¿rica en oxígeno?), supergigante que muestra líneas de emisión (¿Balmer?) que puede estar expulsando capas de hidrógeno o de helio.

Muchas dudas aún, aunque me parece compatible con lo que se dice en la noticia.

Interesante, además, que esa forma ovoide brillante alrededor de la estrella pudiera indicar la presencia de una compañera … a ver.

Completando la historia

En una entrada anterior (ver Una estrella y …) contaba una historia sobre esta misma vista de los telescopios auxiliares del VLTI. Me preguntaba qué habría por detrás del edificio central y pensaba en una explanada desde donde se podría ver Carina pero, claro, también podría pasar que hubiera otro telescopio que la ocultara, una simple escalera o un precipicio. Ahora puedo ilustrarla con los nombres de las estrellas que en su momento encontré:

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Un placer que nos reencontremos

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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

Cartes du ciel [https://www.ap-i.net/skychart//es/start]

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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Balmer, J. J., “Notiz über die Spectrallinien des Wasserstoffs”, Annalen der Physik, vol. 261, no. 5, pp. 80–87, 1885. doi:10.1002/andp.18852610506.

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Chadwick, J., “The Existence of a Neutron”, Proceedings of the Royal Society of London Series A, vol. 136, no. 830, pp. 692–708, 1932. doi:10.1098/rspa.1932.0112.

Eddington, A. S., “The internal constitution of the stars”, The Observatory, vol. 43, pp. 341–358, 1920.

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Elvey, C. T., “Note on the origin of the nebular spectrum”, Popular Astronomy, vol. 36, p. 7, 1928.

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Hertzsprung, E., “Über die Helligkeit der Plejadennebel”, Astronomische Nachrichten, vol. 195, no. 23, p. 449, 1913. doi:10.1002/asna.19131952302.

Hubble, E. P., “The source of luminosity in galactic nebulae.”, The Astrophysical Journal, vol. 56, IOP, pp. 400–438, 1922. doi:10.1086/142713.

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van de Hulst, H. C., “Radiogolven uit het wereldruim: II. Herkomst der radiogolven=Radio waves from space.”, Nederlandsch Tijdschrift voor Natuurkunde, vol. 11, pp. 210–221, 1945. [acceso restringido]