Pillar la onda

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No se ve, pero se nota

William Herschel había pedido el mismo derecho para denominar ‘rayos’ a aquellos que hacían sentir calor, tal y como tenían los que iluminaban los objetos. ¿Razones? porque seguían las mismas leyes y, por tanto, era ‘otra manifestación’ de la luz.

Más allá del rojo, cuando se hace pasar por un prisma un haz de luz, no hay otro color visible, pero, al acercar un termómetro, se puede sentir su calor. Esto comprobó Herschel y así consta en la transcripción de su exposición ante la Royal Society of London, una primera parte el 15 de mayo y una segunda el 26 de abril de 1800 (Herschel, 1800). Son los rayos que más tarde se denominarán infrarrojos.

Parece que la publicación del experimento data del 11 de febrero (estos días se celebra el aniversario, pero no he podido comprobarlo [https://elpais.com/diario/2000/02/16/futuro/950655605_850215.html]

Y es un poco chocante que esos rayos invisibles que se detectan por calor, sean los encargados de proporcionarnos información de las zonas más frías del Universo. Son aquellas cuya temperatura es insuficiente para la detección visual. Emiten calor, sí, pero no el suficiente para que el ojo humano pueda ver su luz.

Además, los rayos infrarrojos, permiten atravesar las zonas de polvo que oscurecen aquellos objetos que, por ejemplo, serán futuras estrellas. Las ondas emitidas por estos objetos encuentran obstáculos en su camino hacia nuestros ojos (materia interestelar) y así, algunas longitudes de onda, por ejemplo en visible, serán obstaculizadas, absorbidas, incluso reflejadas hacia atrás, y otras, como las de las emisiones en infrarrojo podrán atravesar los granos de materia que se interponen. Medir la influencia de todos y cada uno de esos materiales sobre la trayectoria de la luz emitida por esos objetos deberá tenerse en cuenta para poder explicar ‘las condiciones en origen’, como magnitud, temperatura, etc., y también distancia (¿en eso consiste medir la extinción?).

Es verdad que hay una era marcada por Gaia, pero también la hay para IRAS (Infrared Astronomical Satellite) que, en 1983, en menos de 10 meses, cartografió 250000 fuentes infrarrojas. Después han venido otros, más sofisticados, pero sospecho (es personal) que ninguno de ellos habrá sorprendido tanto … era ver lo invisible y ver mucho.

Citius, altius, fortius

Obstruida por la atmósfera, solo muy poca radiación infrarroja (cercana) llega a la Tierra, así que la efectividad de los telescopios se multiplica cuando estos están en el espacio.

IRAS fue una misión llevada a cabo por la NASA, NIVR (Nederlands Instituut voor Vliegtuigontwikkeling en Ruimtevaart-Agencia neerlandesa para los programas espaciales) y el SERC (Science and Engineering Research Council) del Reino Unido. Publicó sus datos en 1984 y aún no se han podido revisar todas las fuentes detectadas.

En 1995, la ESA lanzó su ISO (Infrared Space Observatory) que consiguió multiplicar la sensibilidad y resolución de IRAS. Estuvo operativo hasta 1998 y sus datos se publicaron en 2002.

En 2003 se lanzó el telescopio espacial Spitzer (antes SIRTF, Space Infrared Telescope Facility). Prolongó su existencia hasta 2020. Sus datos están disponibles en IRSA (Infrared Science Archive).

En esta contienda apareció AKARI en 2006 (ver Fundido a negro) y sirven sus imágenes de IC 4954 para comparar con las obtenidas por IRAS.

Con la siguiente imagen podemos hacernos una idea de cómo trabajan estos mapeadores. La misma galaxia, M81, registrada por AKARI en 6 longitudes de onda distintas

De 2009 a 2013 estuvo activo Herschel que extendió su mirada hasta el límite del infrarrojo (lejano) y llevándolo hasta el submilimétrico. Ya hemos visto alguna imagen de su archivo (ver Puzle visual o Protoposible) .

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Astronomía de todas las ondas. Shklovskii-100

Así se titulaba la conferencia internacional que se organizó con motivo del centenario del nacimiento de Shklovskii.

Curioso (porque me provoca curiosidad) este Iosif Samuilovich Shklovskii. Soviético de origen ucraniano, ensayó todas las longitudes de onda. Sus primeras investigaciones se relacionaron con la corona solar y predijo su emisión en ultravioleta. Se confirmaría más tarde.

Se interesó por las fuentes de radio. Su libro Cosmic Radio Waves, considerado como un clásico, fue un estímulo para el desarrollo posterior del estudio radiológico.

Estudió las supernovas y explicó que la emisión de la nebulosa del Cangrejo (M1), la famosa registrada en 1054 en Taurus, está originada por rayos X-sincotrón (electrones que siguen una línea curva acelerados por un campo magnético). También explicó las variaciones de flujo de otro remanente de supernova, Cassiopeia A, relacionándolas con las variaciones de su campo magnético.

Otros muchos avances en Astronomía parece que se deben a sus estudios precursores. Podríamos enumerarlos o ampliar la información con anécdotas sobre su vida y es posible que nos lo volvamos a encontrar en otras entradas; sin embargo, si se ha traído aquí es por su estudio dedicado a las gigantes rojas, las enanas blancas y las nebulosas planetarias que él mismo consideraba como su mejor trabajo. Se publicó en forma de dos artículos en Soviet Astronomy en 1955 en los que asociaba estos tres objetos.

“En el curso de la evolución de las estrellas con masas del orden de una masa solar, el hidrógeno en algún momento se quema completamente en sus núcleos, tras lo cual el helio comienza a arder intensa y rápidamente. La envoltura estelar comienza a expandirse y la estrella se transforma en una gigante roja, cuya atmósfera se disipa lentamente en el medio interestelar con velocidades térmicas. El núcleo se comprime, formando una enana blanca con una masa del orden de la masa de la estrella y un radio de 1000-6000 km. La densidad de la enana blanca reducida alcanza decenas de toneladas por cm³. La atmósfera en expansión de la gigante roja forma una nebulosa planetaria” (Kurt, 2017) (no he podido acceder a estos dos artículos).

Solo una cosa más. Me resulta curioso que en 1966, cuando todavía no se hablaba de Internet, Shklovskii mencionaba como una posible causa de crisis profundas para la humanidad, la ‘sobreproducción de información’ y eso que la Web no se difundiría hasta los 1990s. (otro bonito tema para la sobremesa, o para varias).

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RAFGL 6815S

Este es el nombre de la estrella de la foto.

Ya habíamos visto estas siglas para la primera de esta serie de entradas dedicadas a estrellas post-AGB con RAFGL 618 (ver Protoposible). Ahora nos encontramos con una nueva letra añadida, la ‘S’, al final del número.

¡Añaden una letra y cómo no vas a preguntarte por qué!

Así se identifican las nuevas incorporaciones al catálogo después de la revisión de fuentes en infrarrojo realizada en 1983 en la que sí estaba ya incluida RAFGL 618.

También la primera noticia de nuestra estrella actual es su identificación como fuente de infrarrojo por IRAS y muchos de sus ‘alias’ tienen que ver con catálogos recopilados en rastreos de ese rango de longitud de onda.

Pero ésta tiene otro nombre más fácil de recordar: Cotton Candy Nebula. Parece que la atribución de este nombre se encuentra detallada en el libro de Sun Kwok, Cosmic Butterflies, a propósito de la reacción que provocaron las primeras imágenes de este objeto obtenidas por el Hubble (no lo he comprobado).

Podríamos verla, de ser posible, en Scorpius, formando un triángulo con Antares y M8.

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Atravesando el polvo

Tanto cuando una estrella se está formando como cuando se avecina su muerte, se encuentra rodeada de polvo y gas que impiden visualizarla, lo hemos visto muchas veces y, por eso, acabamos de ver que se necesitan ondas especiales (infrarrojo, radio, milimétricas) para poder determinar cuál es su estado, después se buscan características diferenciadoras (trazadores).

Parece que los máser OH sirven para distinguir, precisamente, una estrella evolucionada de una que está naciendo.

En el caso de RAFGL 6815S, el análisis en infrarrojo revela la presencia de estos máser que se toman como indicadores de una envoltura en expansión (te Lintel Hekkert, 1991).

La confirmación

Las estrellas con presencia de estos máser constituyen el tipo especial OH/IR. Parece que se trata de una fase de transición a nebulosa planetaria (o proto-planetaria) en la que todavía el polvo presenta una morfología bastante esférica que se irá transformando en irregular conforme el viento de la estrella central se expanda, pasando antes por una morfología bipolar.

Ya en 1993 se observan en RAFGL 6815S algunas características propias que se van afianzando en posteriores estudios: estrella central del tipo G2I que produce una nebulosa de reflexión bipolar. Aunque se confirma su condición de post-AGB, el tipo espectral G indica que todavía es una planetaria muy joven. Como en el resto de estrellas post-AGB, dispone de un toroide a su alrededor. Su cáscara exterior es más o menos esférica, más esférica a medida que la distancia a la estrella es mayor. Se le ha detectado un fuerte campo magnético que controla los movimientos del gas que se ha debido desarrollar en el paso de AGB a post-AGB (Hu et al., 1993).

El Hubble, ¿qué hay de nuevo?

En el camino evolutivo inverso, las nebulosas planetarias son visibles debido a la ionización del gas expandido violentamente que hace chocar las partículas entre sí. En la etapa inmediatamente anterior, la visibilidad se limita a la luz reflejada de la estrella central en sus sucesivas expansiones de vientos que se escapan de la opacidad producida por su cinturón toroide. En ese estado, estas estrellas son difíciles de captar y, de nuevo, la búsqueda en infrarrojo ha resultado ser la más efectiva.

El telescopio espacial Hubble da un paso más en la lista de los que hemos visto antes y permite resolver muchas de estas candidatas a nebulosas proto-planetarias.

Y eso es lo que hizo con la Cotton Candy Nebula. Con sus imágenes se pudo observar una serie de arcos incompletos pero que siguen una simetría. Su estudio permitió llegar a unas primeras conclusiones.

A partir de los modelos sugeridos por los intervalos de estos arcos, no parecía que se pudieran interpretar como pulsos térmicos (ya sugeridos en otros modelos anteriores) puesto que esto indicaría la presencia de una estrella muy masiva (11 M_☉). Lo más razonable era pensar que se trataba de periodos de pérdida de masa periódicos que dejarían huella, por presión, en la envoltura. Se corresponderían con las cáscaras expulsadas en la fase AGB.

Lo predecible era que, con el tiempo, se vaya deformando hasta parecerse a NGC 7027

Sin embargo, los autores del artículo en que se basa este apartado vuelven a recomendar precaución a la hora de interpretar la morfología de una planetaria como el resultado de la evolución de una determinada proto-planetaria (Kwok, Su y Hrivnak, 1998).

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Los mismos autores colaboraron en un trabajo posterior sobre la misma fuente de infrarrojos (IRAS 17150-3224 es otro nombre del Cotton Candy Nebula). Esta vez el grupo se pregunta cuándo empiezan a modelarse las formas bi- o muti-polares producidas por las salidas del viento estelar. Pensando en que estudios de alta resolución de la emisión de H₂ puedan resultar útiles, aprovechan la Cámara de Infrarrojo Cercano y Espectrómetro Multiobjeto (NICMOS- Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer) que es un instrumento incorporado al Hubble actualmente no operativo.

Con más detalle, vienen a confirmar lo obtenido en el anterior trabajo. Y, con respeto a la pregunta inicial, el análisis parece demostrar que el flujo de salida rápido provocado por el viento estelar, se desarrolla en fases muy tempranas de la transición a post-AGB (Hrivnak et al., 2006).

Estas imágenes sacadas del artículo se corresponden con imágenes del IRAS tomadas en diferentes longitudes de onda. En la composición en color se identifica con azul, verde y rojo respectivamente cada una de las imágenes mostradas inmediatamente antes tomadas en longitudes de onda que están indicadas en el pie de foto.

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Para ponernos al día

El último trabajo minucioso sobre RAFGL 6815S data de 2020 con datos de observación del ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) tomados en agosto de 2017.

En la imagen, sacada del mismo artículo, se puede ver, arriba, en rojo, la emisión de monóxido de carbono (a más rojo, más intensa la emisión). Los flujos B1 y B2 no habían sido detectados antes.

En la parte de abajo se muestran las velocidades de los flujos de salida en el que se ha coloreado de azul el sentido de desplazamiento hacia nosotros y en rojo de alejamiento.

Se trata de un artículo con muchas ilustraciones y fácil de interpretar y valdría la pena detenerse en cualquiera de sus imágenes, pero la que me parece más interesante es esta

En ella se comparan las líneas de separación de los arcos que ya se habían comentado en el artículo de los astrónomos Sun Kwok y Bruce J. Hrivnak y la astrónoma Kate Y.L. Su (1998), con las líneas de absorción detectadas en el presente artículo.

Los autores destacan, que hay una coincidencia aproximada (e insuficiente, para ser tomada como una evidencia) entre unas líneas y otras que dan como resultado una separación entre los arcos D y E más grande que entre el resto de arcos. Estos parecen confirmar que guardan separaciones regulares. A su vez, los arcos que quedan en el interior de esta separación (D-E) se corresponderían con una velocidad constante de salida de flujos distinta a la también constante de los arcos exteriores.

Además, cuando comparamos las imágenes del esquema de velocidades y la fotografía de RAFGL 6815S, vemos que son más visibles en la parte que tiene un desplazamiento al azul (Huang, Lee y Sahai, 2020).

¡Una pena!, siempre hay que cortar por algún sitio.

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Bases de datos

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

ESA [https://cosmos.esa.int/]

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

Referencias

Herschel, W., “XI. Experiments on the Solar, and on the terrestial Rays […]”, in Philosophical transactions of the Royal Society of London, vol. 90, 1800, pp. 293-326. [https://babel.hathitrust.org/cgi/pt?id=pst.000054592520&view=1up&seq=359&skin=2021]

Hrivnak, B. J., Kelly, D. M., Su, K. Y. L., Kwok, S., and Sahai, R., “A Study of H₂ Emission in the Bipolar Proto-Planetary Nebula IRAS 17150-3224”, The Astrophysical Journal, vol. 650, no. 1, pp. 237–245, 2006. doi:10.1086/506014.

Hu, J. Y., Slijkhuis, S., Nguyen-Q-Rieu, and de Jong, T., “IRAS 17150-3224 : a young, optically bipolar, proto-planetary nebula.”, Astronomy and Astrophysics, vol. 273, pp. 185–193, 1993.

Huang, P.-S., Lee, C.-F., and Sahai, R., “Evolution from Spherical AGB Wind to Multipolar Outflow in Pre-planetary Nebula IRAS 17150-3224”, The Astrophysical Journal, vol. 889, no. 2, 2020. doi:10.3847/1538-4357/ab5f09.

Kurt, V. G., “Iosif Samuilovich Shklovskii”, Astronomy Reports, vol. 61, no. 4, pp. 257–260, 2017. doi:10.1134/S1063772917040126. [no accesible gratuitamente]

Kwok, S., Su, K. Y. L., and Hrivnak, B. J., “Hubble Space Telescope V-Band Imaging of the Bipolar Proto-Planetary Nebula IRAS 17150-3224”, The Astrophysical Journal, vol. 501, no. 1, pp. L117–L121, 1998. doi:10.1086/311430.

Kwok, S., Cosmic Butterflies. 2001, p. 190. [no accesible gratuitamente]

te Lintel Hekkert, P., Caswell, J. L., Habing, H. J., Haynes, R. F., Haynes, R. F., and Norris, R. P., “1612 MHz OH survey of IRAS point sources. I. Observations made at Dwingloo, Effelsberg and Parkes.”, Astronomy and Astrophysics Supplement Series, vol. 90, p. 327, 1991.