La cueva del dragón

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Noche de verano, luna nueva y M 8 … un gran plan.

Su brillo llama la atención y es uno de los paisajes celestes que agradecen mis prismáticos. Es fácil localizar este objeto; te paseas por los alrededores de Antares y, quieras o no, si se pone en tu camino, te atrae.

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Charles Messier lo describió así en 1764: ‘Cúmulo de estrellas que aparece en forma de nebulosa cuando se observa con un telescopio normal de un metro; pero con un instrumento excelente sólo se nota una gran cantidad de estrellas pequeñas; cerca de este cúmulo hay una estrella bastante brillante rodeada de una luz muy tenue; es la novena estrella de Sagitario, de séptimo grado según Flamsteed; este cúmulo aparece en la forma alargada que se extiende de noreste a suroeste entre el arco de Sagitario y el pie derecho de Ofiuco’.

También fue la segunda fotografía que incluyó Edward Emerson Barnard en el artículo de 1895 ya citado en este blog (ver Muñeca rusa). Lástima que por ahora no se pueda consultar el trabajo que dedicó a M8 en 1894, ‘Photograph of M8, and the Trifid nebula’ “donde se describía con gran detalle y se acompañaba de fotografías” (Duncan, 1920).

Respecto a las anotaciones de Messier, el astrónomo estadounidense John Charles Duncan hacía estas observaciones en 1920: «El objeto conocido como Messier 8 es un brillante cúmulo abierto (NGC 6530) combinado con una brillante nebulosa (NGC 6523), siendo visible a simple vista como una espesa neblina en la Vía Láctea no lejos de μ Sagittarii Está a poco más de un grado de la nebulosa Trífida, a la que se parece mucho Messier 8. La descripción de Messier estaba relacionada principalmente con el cúmulo, la única referencia a la nebulosa es la mención de que cerca del cúmulo se encuentra una brillante estrella (9 Sagittarii) ‘rodeada de una luz tenue’; pero los modernos instrumentos muestran que la nebulosa es una de las más brillantes y extraordinarias del firmamento»… E ilustra el artículo con esta fotografía que aparece invertida.

Efectivamente es extraordinaria.

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Nebulosa de la Laguna

Duncan también menciona que la astrónoma británica Agnes Mary Clerke había llamado a Messier 8 ‘Laguna’, pero no la había citado con ese nombre en la segunda edición de su libro (es probable que se refiera a su famoso ‘A Popular History of Astronomy during the Nineteenth Century’). A pesar de eso el nombre se ha conservado.

Enseguida se detecta, por su brillo, la nebulosa. Después los instrumentos van permitiendo penetrar en esa nube de polvo brillante para indagar qué pasa en su interior.

Desde 1800 sabemos de la capacidad de los cuerpos de transmitir ondas que, aunque invisibles, se manifiestan en forma de calor (Herschel, 1800). Son los rayos infrarrojos que nos informan de la presencia de objetos jóvenes (protoestrellas) detrás de las densas nubes de polvo que suele llenar las regiones de formación de estrellas. Desde entonces se han ido aplicando otras técnicas para el descubrimiento de objetos no visibles en óptica: las ondas de radio desde la década de los 1930 y radiación ultravioleta desde los 1960. Y otras maneras de utilizar el espectro electromagnético (microondas, rayos X, gamma…).

Misión imposible

Es casi una misión imposible organizar toda la bibliografía al respecto. Ya he comentado alguna vez lo complicado de ir sacando la información que se encuentra en forma dispersa. En este caso, la utilización de esas distintas técnicas de ‘visualización’ va descubriendo más y más objetos que van disputándose el espacio que otros han ocupado en investigaciones anteriores.

En este caso se destacan artículos que ponen un poco de orden aunque tengan fechas ‘antes de Gaia’, otros que remarcan nuevos descubrimientos y algunos que nos permiten detenernos en objetos especialmente peculiares. Recoger toda la información bibliográfica… lo dicho… imposible.

A propósito de M 8

Messier ya identificaba el cúmulo abierto que conocemos con el nombre NGC 6530 y, como Duncan, nos habla de la estrella 9 Sgr y de la nebulosa que la rodea NGC 6523, tres elementos fundamentales en la configuración de M 8. No son los únicos.

Ayudados por diversas técnicas, distintos investigadores se han interesado por M 8 y van perfilando su mapa.

Hablar de complejo NGC 6530-M 8 conlleva una idea de relación y/o interferencia. Y es que se trata de una región muy difícil que, en visual, superpone muchos elementos brillantes.

En la siguiente imagen se nos pone en antecedentes de algunos de ellos

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Una primera división presenta esos dos cúmulos que mencionaban Messier y Duncan. Sin embargo, y a pesar de que NGC 6523 tiene localizado su centro en una zona con objetos muy interesantes, o precisamente por eso, el caso es que no hay estudios que traten el cúmulo como tal ni elementos que se le adjudiquen.

Más información hay sobre el abierto NGC 6530 cuyo inventario, a veces, comparte miembros con M 8. Esa doble pertenencia hace pensar que aquellas estrellas que no se catalogan como integrantes del cúmulo, o bien todavía no se ha podido confirmar su filiación, o bien están fuera de su influencia aún formando parte del objeto Messier.

Para hacernos una idea de la dispersión, en la siguiente imagen se señalan algunas de las estrellas, todas jóvenes, que cuentan con un alto grado de probabilidad confirmada de pertenecer al cúmulo NGC 6530 (columna 2 de la tabla).

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M 8 procede de la nube molecular que formó la asociación Sgr OB1. Con el tiempo se han ido desencadenando distintas generaciones de estrellas, parece que el NGC 6530 es una de ellas. Ir ubicándolas permitiría conocer la historia de este objeto todavía en formación. Este es el reto. Mientras hay que apreciar lo que se va averiguando.

Con un poco de detalle

Acompañando a esa primera división, hay coincidencia visual entre las zonas de los cúmulos y las dos regiones HII ionizadas (brillantes).

Aquí una ampliación de las mismas:

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El reloj de arena

Por deslumbrante, lo que más llama la atención en la fotografía es esa parte ocupada por la Hourglass Nebula (Reloj de arena).

No aparece en las listas habituales de nebulosas bipolares pero así se la considera en las notas del CDS. Algún autor admite que pueda tratarse de una ilusión óptica (Woodward, 1986).

En sus cercanías interfieren distintas nubes de polvo: la propia, la detectada en infrarrojo IRAS 18006-2422 y la que parece rodear a la estrella Herschel 36 (CD-24 13806).

El primer artículo que me gustaría destacar es de 1976 (Lada et al., 1976) se trata de un estudio basado en las emisiones de radio y en óptica. Es una primera descripción muy detallada. Aquí una comparación de un dibujo extraído del artículo y la fotografía que se comenta.

Las estrellas Herschel 36, como primera opción, y 9 Sgr se presentan como potenciales responsables de la ionización de la nebulosa.

Las estrellas encerradas en el círculo verde se corresponden en las dBs del CDS con: HD 164906 (MWC 280), CD-24 13830 (Lk Hα 112) y, aunque es más difícil de identificar, W54 parece tratarse de 2MASS J18042134-2423356.

Otro estudio exhaustivo del Reloj de arena, esta vez en infrarrojo (Woodward, 1986), incluye como otra posible contribución al brillo óptico a la estrella Cordoba 12043 (puede tratarse de 2MASS J18034510-2422053 aunque no he podido confirmarlo al 100%). En este trabajo se menciona la presencia de fuentes lumínicas incrustadas que producen calentamiento.

Una fuente de infrarrojo se identifica junto a Herschel 36 (Goto, 2006), que más tarde será catalogada como fuente de radio. Se trata de Her 36SE.

Familia Patchwork

Herschel 36 es una estrella de relaciones complicadas. Intentaremos seguirlas.

Sus datos oficiales hablan de una estrella binaria espectroscópica de tipo O7:V, aunque incierto como indican esos dos puntos.

Podría tratarse de un sistema triple en el que una binaria cercana gira en una órbita más amplia alrededor de otra estrella. Ambas órbitas tendrían una inclinación relativa de unos 20º. Todas ellas son muy jóvenes del tipo O y B (Campillay et al., 2019).

Sin embargo, una vez más, la complejidad de la zona, no parece permitir comprobarlo aún.

Así nos encontramos con que Herschel 36 (normalizada como CD-24 13806) se la considera miembro del cúmulo abierto NGC 6530, mientras que a su teórica compañera NAME Herschel 36B, no.

Para terminarlo de enredar, contiene la fuente de radio mencionada, NAME Her 36SE. Además, se la considera el único componente ionizador de la región HII GAL 005.97-01.17.

GAL 005.97-01.17 a su vez forma, junto con la fuente de infrarrojo IRAS 18006-2422, lo que se denomina región HII ultracompacta (UC HII).

Las regiones ultracompactas son un estado intermedio entre las regiones HII hipercompactas y las HII compactas. Se trata de regiones pequeñas y densas compuestas por hidrógeno que está ionizado por una estrella tipo OB recientemente formada (para ver la morfología de este tipo de estructuras gaseosas ver: de la Fuente, 2020).

Todo esto en el espacio que se puede ver en la siguiente imagen (Goto, 2006):

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Más caminos conducen a Herschel 36

En sí mismo, el sistema binario tiene un nombre normalizado, AEN 1. Parece iniciar una serie de la categoría AEN, pero ni tiene continuidad ni más referencias. ¡Gran misterio!

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Después de muchos y variados intentos, desisto, así que lanzo una búsqueda desesperada en la web y me encuentro con un grupo de nombre extraordinario, Astronomy Enthusiasts in Nepal (AEN), y localización seguro que con cielos de envidia, Katmandú.

¡Por fin algo relajante!

Una cosa me lleva a otra y me viene a la cabeza la canción ‘La Yeti, 1ª parte, de Javier Krahe.

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Otra estrella con nombre propio: 9 Sgr

Tres grandes dudas han preocupado sobre 9 Sgr: cuál es su parte de responsabilidad de la ionización de la zona, si es miembro del cúmulo NGC 6530 y si es una binaria.

Respecto a la primera cuestión se acepta mayoritariamente como estrella ionizadora a Herschel 36, sin embargo no parece haber un descarte de 9 Sgr. Interesante el modelo presentado por Lada (1976) en el que plantea cuales serían las condiciones que deberían cumplir las distancias entre ambas estrellas para que 9 Sgr pudiera ser responsable de la ionización … sólo hay una distancia aceptada para ella (950 pc en 2009), ninguna para Herschel 36.

En cuanto a la segunda duda, es uno de esos ejemplos en los que se ha venido discutiendo si pertenece o no al cúmulo (Foukal, 1969). Así, unas veces se opta por considerarla integrante de M 8, otras de NGC 6530. Lo único que está confirmado es su pertenencia al primero. La última comprobación data de 2018 y se la excluía como miembro del cúmulo.

Por último, parece demostrada la binaridad y aceptada entre los estudiosos ya desde 2012, además, “con un período orbital de 8,6 años, 9 Sgr es una de las pocas binarias espectroscópicas de tipo O + O con períodos orbitales superiores a un año” y con tipos espectrales O3.5 V((f+)) y O5-5.5 V((f)) (Rauw, 2012).

Sin embargo, no está catalogada como tal en las bases de datos del CDS y se le reconoce un tipo espectral O4V((f))z.

Medición de masas

Si en los modelos de estructura del cosmos es importante la precisión en las distancias, no lo es menos , sobre todo en formación estelar, la del cálculo de masas. Se han desarrollado distintos métodos para medirla.

Resulta interesante el reciente estudio sobre 9 Sgr (Fabry, 2021) porque informa sobre uno de los conflictos en el cálculo de masas en binarias. Parece que no acaba de resolverse la discrepancia existente entre las medidas que se toman por método espectroscópico y las que se toman por estudio de la dinámica y que parece confirmarse en distintas investigaciones.

Así, en este caso, en espectrografía se obtienen unas 32 M⊙ y 19 M⊙, para la estrella primaria y secundaria respectivamente, mientras por dinámica el resultado es 53 M⊙ y una compañera de 39 M⊙ (la consideración de 9 Sgr como binaria permanece). En el mismo artículo se notifica que sus componentes son probablemente coetáneos con una edad de aproximadamente 1 Ma.

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¿Qué ocurre en la Zona Este?

En su modelo, el experto en formación estelar Charles J. Lada (1976), explica que las estrellas del cúmulo se formaron en una nube molecular masiva de la que se han ido alejando. Sus bordes brillantes permiten identificar el agujero que ha quedado por la disipación de las estrellas. El brillo estaría proporcionado por 9 Sgr y, posiblemente, por HD 165052 .

Es lo que hemos estado viendo hasta aquí.

Un año después de su estudio de Hourglass Nebula publica, con más colegas (Wright et al., 1977), otro sobre la parte oriental de M 8 en infrarrojo en el que se descubre la existencia de la fuente M8E.

En 1988 esa misma fuente se incluirá en el catálogo IRAS como M 8E IR y en 2000, la astrónoma rusa Irina E. Val’tts confirmará la presencia de un máser muy próximo al objeto anterior que seguiría llamándose M 8E (ver coordenadas en la tabla anterior).

No podemos detenernos en este otro mundo fascinante de los máseres. A ver si hay oportunidad en otro momento. Aún quedan cosas interesantes por contar.

Un estudio de densidades de gas en la zona Este parece confirmar que ésta es más densa que la ocupada por Hourglass Nebula y, por tanto, la formación de estrellas debe ser más reciente que en ella. El gas está siendo comprimido desde esa región central de M 8 hacia el este, creando un frente donde la distribución de objetos jóvenes parece ser producto de una generación anterior de estrellas procedentes de NGC 6530 (Tiwari, 2020).

En la siguiente imagen sacada del mismo artículo aparecen los objetos jóvenes con referencia al frente de ionización creado por el gas en expansión.

Se cree que la mayoría de las fuentes de Clase 0, profundamente incrustadas, evolucionan hacia la etapa de Clase I, disipando sus envolturas circunestelares hasta hacerse visibles como estrellas de la pre-secuencia principal [https://en.wikipedia.org/wiki/Young_stellar_object#Classification_of_YSOs_by_mass]. Se añaden las posiciones del máser y de la fuente de infrarrojos.

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Esas manchas oscuras

A vueltas con el nombre de Laguna, Duncan mismo sugiere que tal vez se le ocurriera a Agnes Clerke por la impresión que pudieron causarle las manchas oscuras que se diseminaban por toda la nebulosa. A esas manchas oscuras ya se había referido Barnard en 1908 y serían claves para el trabajo posterior del astrónomo de origen neerlandés, Bartholomeus Jan (Bart) Bok, y la astrónoma experta en meteoros, Edith Frances Reilly.

Ambos, en un trabajo publicado en 1947 alababan las condiciones idóneas de Messier 8 para detectar, sobre su fondo brillante, unos ‘redondos u ovalados objetos oscuros de pequeño tamaño’ a los que empezaron a designar como ‘glóbulos’ ya que creían, como anteriormente habían propuesto los estadounidenses Lyman Spitzer (en 1941) y Fred Lawrence Whipple (en 1946), que las estrellas se formarían a partir de condensaciones de materia interestelar.

En los años 1990 se pudo comprobar que, en esos ya denominados ‘globulos de Bok’, existían objetos que podían calificarse de protoestrellas.

Bok y Reilly descubren 16 y los agrupan por tamaño, pero nada indican de sus localizaciones. Algunas de las manchas descubiertas por Barnard sí se pueden localizar en la foto.

También se pueden ver, en azul, un conjunto de estrellas cuya filiación es difícil de establecer:

Además, en rojo, se ha incluido la localización del grupo de objetos Herbig-Haro que parecen estar en la zona del frente de ionización (Tothill et al., 2008)

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¿Un dragón?

Si nos alejamos lo suficiente y le ponemos imaginación, es posible que veamos una cueva. Claro que aquí parece tratarse del negativo de una foto, la parte más brillante está en el fondo.

Y, como no podría ser de otra manera, aquí el dragón guardián no está en el fondo, está en la entrada.

La imaginación es libre, por supuesto, y seguro que si no he identificado la figura es porque la he mirado poco … acto de fe … ¡habrá que insistir!.

Así es como se conoce a esa figura de la ampliación, El Dragón.

No tan famosa como los ‘Pilares de la creación’ de M16 o IC 1396 que ya vimos en este blog (ver Semillero de planetas) a esta estructura de ‘trompa de elefante’ se le puede encontrar algún fan (Brand y Zealey, 1978).

Se trata de largas columnas de gas neutro conocidas como ‘trompas de elefante’, ‘pilares’ y ‘dedos’. Los pilares (o columnas) son estructuras alargadas formadas por gas molecular y polvo interestelar que se forman principalmente por la intensa ionización producida por una fuente de radiación ultravioleta (Tiwari et al., 2019).

La cabeza de la columna se orienta hacia esa fuente que, por presión, ha formado una cola cuya base se interna en la nube molecular. Vendrían a producirse a partir de un núcleo denso sobre el que, la materia gaseosa que lo rodea, lo comprime de manera que sólo tiene una zona por la que escapar su mezcla de polvo y gas, la cola. Y ésta sirve de unión con la materia interestelar que rodea el complejo (Minier y Tremblin, 2015).

Parece que tanto cabeza como cola son de carácter grumoso a pesar de su apariencia lisa. La mayor densidad se encuentra en la cabeza. Además parece que pueden formarse en ausencia de gravedad. Hay acuerdo en que estos núcleos densos están relacionados con la formación estelar, pero todavía no hay consenso sobre su tiempo de vida o su evolución (Mackey, 2010).

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Un extra

No quería dejar pasar la oportunidad, por si no se presentase otra, de incluir una interpretación completamente distinta de M8 que, con su colorido, nos alarga la sensación del verano que ya vamos a dejar. ¡A difrutarlo!

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El descubridor de NGC 6530 y, posiblemente, de NGC 6523 fue Giovanni Battista Hodierna (ver Meridión)

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Bases de datos

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

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

Referencias

Bok, B. J. and Reilly, E. F., “Small Dark Nebulae.”, The Astrophysical Journal, vol. 105, p. 255, 1947. doi:10.1086/144901.

Brand, P. W. J. L. and Zealey, W. J., “Dust Clouds in HII Regions. The Dragon in M8”, Astronomy and Astrophysics, vol. 63, p. 345, 1978.

Campillay, A. R., Arias, J. I., Barbá, R. H., Morrell, N. I., Gamen, R. C., and Maíz Apellániz, J., “Spectroscopic study of the extremely young O-type triple system Herschel 36 A in the Hourglass nebula – I. Orbital properties”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 484, no. 2, pp. 2137–2147, 2019. doi:10.1093/mnras/stz005.

de la Fuente, E., “Ultracompact H II regions with extended emission: the complete view”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 492, no. 1, pp. 895–914, 2020. doi:10.1093/mnras/stz3482.

Duncan, J. C., “Bright nebulae and star clusters in Sagittarius and Scutum photographed with the 60-inch reflector.”, The Astrophysical Journal, vol. 51, pp. 4–12, 1920. doi:10.1086/142519.

Fabry, M., “Resolving the dynamical mass tension of the massive binary 9 Sagittarii”, Astronomy and Astrophysics, vol. 651, 2021. doi:10.1051/0004-6361/202140452

Foukal, P., “The Temperature and Internal Kinematics of M8”, Astrophysics and Space Science, vol. 4, no. 2, pp. 127–142, 1969. doi:10.1007/BF00650948.

Goto, M., “High-Resolution Infrared Imaging of Herschel 36 SE: A Showcase for the Influence of Massive Stars in Cluster Environments”, The Astrophysical Journal, vol. 649, no. 1, pp. 299–305, 2006. doi:10.1086/505681.

Herschel, W., Experiments on the refrangibility of the invisible rays of the Sun, Philosophical Transactions of the Royal Society of London, volumen 90, p. 284–292, 1800. DOI: 10.1098/rstl.1800.0015

Lada, C. J., Gull, T. R., Gottlieb, C. A., and Gottlieb, E. W., “Optical and millimeter-wave observations of the M8 region.”, The Astrophysical Journal, vol. 203, pp. 159–168, 1976. doi:10.1086/154058.

Mackey, J. and Lim, A. J., “Dynamical models for the formation of elephant trunks in HII regions”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 403, no. 2, pp. 714–730, 2010. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.16181.x. Minier V., Tremblin P. (2015) Pillars. In: Gargaud M. et al. (eds) Encyclopedia of Astrobiology. Springer, Berlin, Heidelberg. https://doi.org/10.1007/978-3-662-44185-5_5225

Tiwari, M., Menten, K. M., Wyrowski, F., Pérez-Beaupuits, J. P., Lee, M.-Y., and Kim, W.-J., “Observational study of hydrocarbons in the bright photodissociation region of Messier 8”, Astronomy and Astrophysics, vol. 626, 2019. doi:10.1051/0004-6361/201834567.

Tiwari, M., “Cause and effects of the massive star formation in Messier 8 East”, Astronomy and Astrophysics, vol. 644, 2020. doi:10.1051/0004-6361/202038886.

Tothill, N. F. H., Gagné, M., Stecklum, B., and Kenworthy, M. A., “The Lagoon Nebula and its Vicinity”, in Handbook of Star Forming Regions, Volume II, vol. 5, 2008, p. 533.

Val’tts, I. E., Ellingsen, S. P., Slysh, V. I., Kalenskii, S. V., Otrupcek, R., and Larionov, G. M., “Detection of new sources of methanol emission at 95GHz with the Mopra telescope”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 317, no. 2, pp. 315–332, 2000. doi:10.1046/j.1365-8711.2000.03518.x.

Woodward, C. E., “Optical, radio, and infrared observations of compact H II regions. V. The Hourglass in M 8.”, The Astronomical Journal, vol. 91, pp. 870–889, 1986. doi:10.1086/114065.

Wright, E. L., Lada, C. J., Fazio, G. G., Kleinmann, D. E., and Low, F. J., “New infrared-CO source in M8.”, The Astronomical Journal, vol. 82, pp. 132–136, 1977. doi:10.1086/112018.