Slow Astrophotography

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En busca del secreto de la juventud se podría titular esta entrada. Seguimos un poco más por Cepheus que ha resultado ser una excelente zona para el camuflaje.

Termino esta segunda ronda de astrofotografías documentadas con una nueva de Jose Carballada (un estimado habitual). Es la primera foto con su nuevo equipo y 67 horas de integración (en idioma slow: sesenta y siete horas).

Es una fotografía para detenerse en los detalles.¡A disfrutarla!

Música: Miles Davis, por supuesto.

Un ajuste previo.

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La verdad, así pierde un poco de esa elegante pose de un ave (¿loro? ¿garza?) sobre una barra. Sin embargo, en esta posición se parece más a la trompa de un elefante, cabeza y colmillo incluidos, intentando alcanzar su comida en las ramas de un árbol … ¿no veían los antiguos griegos cabellos de Berenice dispersos por el cielo?

Es fácil deducir, a esta formación se la conoce como nebulosa Trompa de elefante

NAME Elephant Trunk Nebula

Ya nos habíamos aproximado a ella en una entrada anterior (ver Semillero de planetas). Ahora habrá que rebuscar un poco más. Aquí se muestra un fragmento de la foto que se comentaba en aquella ocasión comparada con la presente.

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Aunque la que le da su forma característica de trompa sea una nube oscura, la que se denomina así es la nebulosa brillante que se puede ver en su perfil sur, la LBN 452, su otro nombre.

Vale la pena pararse un momento para intentar situarla ‘en profundidad’ y ver por dónde le viene la luz.

Esta vez sí tenemos distancias, tanto la de la estrella que está situada en el hueco de la trompa, a unos 993 pc (datos de 2018), como la que le proporciona el brillo, a 1050 pc (datos de 2009). Muy poca diferencia, pero ¿es posible que sea suficiente para que se pueda ver que la luz le llega a la nebulosa oscura por detrás?

Ese brillo que se refleja en el borde, esa característica particular que se repite en otras nebulosas, impulsó en 1991 a reunirlas en un catálogo. En ese año se recogía la primera parte del ‘Catálogo de nubes de borde brillante con fuentes puntuales IRAS’ todas ellas con la sospecha de que fueran zonas de formación estelar por ‘implosión’ motivada por la radiación (Sugitani, Fukui y Ogura, 1991).

Las fuentes recogidas allí son objetos muy jóvenes, en secuencia pre-principal y, por tanto, idóneos para el estudio de formación estelar. Si en otras ocasiones hemos visto que las investigaciones se orientan a la formación por ‘expansión’ (y explosión) de estrellas masivas, con estos objetos lo que se averigua es la posible formación de estrellas de baja masa producida por compresión entre frentes de choque ionizados (Larosa, 1983).

La estrella responsable de la ionización es HD 206267, que no aparece en la foto actual (está señalada en la imagen anterior). Su fuente de infrarrojo asociada sería la nube, o parte de nube, IRAS 21346+5714.

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Tenemos el mismo caso con la nebulosa LBN 098.83+04.12 (LBN 451). Como se puede ver, ocupa la parte oeste. Aquí la nube causante es IRAS 21316+5716.

Ambas nubes moleculares, NAME Elephant Trunk Nebula y LBN 098.83+04.12 constituyen las partes, A y B respectivamente, de IC 1396, la región HII que, se ha de recordar es también un cúmulo abierto.

La segunda no ha sido demasiado estudiada así que solo se analizará la primera.

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Quizás es este un buen momento para mostrar gráficamente la información proporcionada por la misión Gaia cuyas dos primeras entregas ya ha sido posible analizar; la tercera, disponible desde diciembre pasado, sobrepasa en mucho los datos descargados con anterioridad.

Se puede comprobar con cada punto que, efectivamente, existe una diferencia sustancial entre los datos astrométricos que se tienen, hasta el momento, de las dos nubes moleculares. Parece que con los de Gaia DR3 se corregirá la desventaja.

Otro inciso

No estoy segura de que proporcione claridad, pero hay que mencionarlo puesto que aparece señalado en la fotografía comparativa que se ha mostrado al principio.

No acabo de comprender el papel del objeto Sharpless SH2-131 que, tanto en la bibliografía como en las dBs consultadas, unas veces parece tratarse del mismo objeto IC 1396 (¿o será IC 1396A?), haciendo referencia a la región HII, y otras como objeto independiente.

¿Son parte una de la otra? ¿Son regiones distintas y próximas? ¿Se puede decir que es el mismo objeto?¿por qué está así diferenciado?

Me está resultando difícil averiguarlo. Lo cierto es que están catalogados como objetos independientes, pero podría ser, simplemente, que la denominación IC 1396 haya dominado en la literatura.

He de volver a la entrada ‘Semillero de planetas’ y a la foto comparativa que citaba antes. Como se puede comprobar en el fragmento de la foto, en aquella ocasión se resaltaba una pequeña zona alrededor del centro de coordenadas de SH2-131. Sin embargo, en el registro del objeto en el CDS, se le adjudican elementos lejanos, todos jóvenes, que podrían hacer pensar que forman parte de IC 1396.

No encuentro evidencia de eso.

Aquí una imagen que puede ilustrar un poco.

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AVISO IMPORTANTE: No olvidarse de respirar. Son cosas que hacen los astrónomos para asegurarse de que estamos atentos. Es que están poniendo a prueba nuestra afición.

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Volvamos a la foto actual.

Lo que más llama la atención en la nube de polvo oscuro es esa forma que parece enroscarse en sí misma dejando un hueco en el centro y que, precisamente, es lo que le da el nombre de trompa de elefante.

¿Cómo se formó la cavidad?

Como en otros casos, lo lógico era pensar que se habría producido por el fuerte viento generado por sus dos objetos jóvenes EM* LkHA 349 y EM* LkHA 349C. Los datos no parecen explicar que sea eso lo que está ocurriendo en el presente. Podría ser que, por otra razón, se hubiera mantenido el hueco a pesar de no haber indicios de la presencia de esos fuertes vientos (Nakano et al., 1989).

El hecho de no presentar disco circunestelar hizo pensar que EM* LkHA 349 podría ser un objeto Herbig Ae/Be en pre-secuencia principal y que, su velocidad de rotación extremadamente alta era la que producía, o hacía que permaneciera con esa forma, el agujero tan característico (Hessman et al., 1995).

Ya con el análisis en infrarrojo del Spitzer, se pudo ver que, efectivamente, EM* LkHA 349 carecía de disco, no así su compañero EM* LkHA 349C pero, además, permitió descubrir que, dentro del glóbulo, no sólo estaban estos dos objetos, sino que se estaban formando multitud de ellos y hasta ese momento invisibles (Reach, 2004).

También se descubrían fuera del glóbulo (Sicilia-Aguilar, 2006).

Como resultado de esa búsqueda a distintas longitudes de onda, a continuación se muestran las distribuciones de los distintos tipos de objetos jóvenes detectados. Las imágenes son del DSS2.

Aquí sus coordenadas por si se tiene curiosidad

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Afinando un poco más

Si Spitzer mostraba todo un mundo de objetos ocultos al óptico, el telescopio Herschel ponía el foco en uno singular. La protoestrella IC 1396A-PACS-1, uno de los más jóvenes conocidos. Y, sí, parece que en él se encuentran todas las características de formación por implosión producida por el disparo de radiación de la estrella ionizante HD 206267. No parece que sea el caso de los objetos jóvenes a su alrededor que, ya en un estado más evolucionado, hay mayor posibilidad de que fueran formados en secuencias desencadenadas (Sicilia-Aguilar, 2019).

En el mismo artículo, la astrónoma española Aurora Sicilia-Aguilar, nos presenta la protoestrella como un corino caliente.

Y ¿qué es un corino? Pues, simplificando mucho, un objeto que presenta una química con contenido de materia orgánica.

En la imagen se puede observar su localización dentro de la nube molecular.

Se puede ver señalada, además, V390 Cep, que ocupa el hueco. Es la misma EM* LkHA 349 y, según el mismo artículo, se ha desarrollado sin perturbaciones. El otro objeto joven, esta vez de la Clase I, es ‘α‘ una de las protoestrellas descubiertas en otro estudio del estadounidense William T. Reach en 2009.

En un segundo artículo, Sicilia-Aguilar explora a lo largo de 2 años la variabilidad en el infrarrojo en objetos jóvenes, hasta una edad de 10 Ma. Pudiendo identificar hasta los de magnitud 17 y con una masa mínima de enana marrrón (Meng, 2019). Esta vez el estudio abarca un campo más amplio hacia el noroeste, como antes había hecho otra astrónoma española, María Morales Calderón en 2009.

Esta sería la distribución de variables que se obtuvo en aquel momento (en verde).

¿Para qué el estudio de la variabilidad? Dado que los objetos jóvenes presentan variaciones de brillo debido a múltiples causas (acreción, presencia de discos, etc.), extraer sus patrones ampliaría el conocimiento sobre los comportamientos de estas estrellas en formación. También podría resultar útil para su detección (Meng, 2019).

¿Qué hay de la fuente IRAS?

Llama la atención que la fuente de infrarrojo asociada está en la cola y no en la cabeza de la estructura, es decir en el bucle final. Así se destaca en un artículo de 2008 que buscaba máser de agua en nebulosas de borde brillante.

Y es que los máser de agua se emiten asociados a un objeto en los primeros estadios de evolución. Lo que sospechan los autores del artículo es que debe existir un objeto incipiente de la clase 0, aún no detectable, porque el máser observado en IC 1396A está bastante desplazado de la fuente IRAS que, en principio, debería ser la causa más probable (Valdettaro et al., 2008). A continuación un esquema de lo observado sacado del propio artículo

Podemos pararnos a mirar más profundamente

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Para quienes no nos manejamos en el lenguaje de las fórmulas matemáticas, podemos intentar entender los conceptos físicos que tratan de explicar.

En un entorno de formación de estrellas donde debe existir todo un universo de fuerzas, energías, radiaciones y reacciones de mil tipos, se van pudiendo identificar algunos fenómenos que, según la radiación que emiten al producirse, son detectables al examinar en una longitud de onda concreta, y solo esa. Es el caso de los máser (no encuentro que se acepte plural).

Se ha podido comprobar que, en los inicios de formación de una estrella, se producen transitoriamente haces de luz muy intensos despedidos a gran velocidad que son equiparables, en funcionamiento, a los rayos láser. Dependiendo del material que arrojan reciben denominaciones distintas. En el caso del estudio que comentamos, se trata de máser de agua y se captan en una longitud de onda de 22.2 GHz.

¡Ja!, ¿pensabais que era tan simple? ¿Qué solo se producen estos fenómenos cerca de los objetos jóvenes? … pues no.

Empiezas a sondear en 22 GHz y ya se abre el infinito y sondeas todo lo que se pone a tu alcance, y se descubren máser en las proximidades de estrellas masivas agonizantes o en galaxias lejanas. Lo dicho, un mundo este de los máser.

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En este momento tiraremos un poco para casa y reivindicaremos el hallazgo del primero de agua relacionado con nebulosas planetarias dentro del Host Country Programm, llevado a cabo en el CAB (Centro de Astrobiología) usando las antenas de la NASA en Robledo de Chavela (Suárez, Gómez y Morata, 2007).

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Y otro inciso más antes de empezar con la morfología

Ya que podemos permitirnos el lujo de ir a un ritmo lento, ¿qué pasaría si comparáramos los tamaños de la nebulosa Trompa de elefante y los Pilares de la Creación en M 16?

Pues esto

Morfología

En ‘La cueva del dragón ‘se comentaron algunos estudios sobre la formación de estas estructuras en forma de columna que son llamadas trompas de elefante, pilares o dedos, según la literatura consultada.

Ahora que podemos apreciar el detalle, aprovecharemos para ver cómo se ha ido explicando su configuración.

Hasta donde he podido remontar, parece que las distintas teorías que han ido surgiendo, se inician en los 1950s, cuando se sistematiza el estudio de la materia interestelar que antes se creía que no existía. El año clave parece 1954.

Un año antes, Jan Hendrik Oort había presentado un trabajo sobre el origen de las asociaciones O en el Second Symposium on Gas Dynamics of Interstellar Clouds celebrado en Cambridge. De acuerdo con Lyman Spitzer Jr., ambos defienden que las estrellas de tipo O se originan en grandes regiones HII. Su radiación presiona radialmente el gas frío y neutro que lo circunda. Esas zonas de frontera se harían más densas y, debido a inestabilidades producidas por el desprendimiento de sucesivas capas de la estrella O, se formarían esas irregularidades llamadas trompas de elefante (Frieman, 1954), (Spitzer, 1954).

— ¿Se intuye una formación por ‘desencadenamiento’, en la que unas generaciones empujan a otras?

Más tarde, ya en los 1970s se pensó que el causante sería el viento estelar. Éste iría ejerciendo cada vez más presión haciendo que la cáscara que forma se expandiera. Si en el camino de esa expansión se encontraban en la nube núcleos densos, estos, evidentemente, generarían más presión en contra que otras zonas menos densas lo que provocaría un alargamiento ‘hacia atrás’ de esas nubes (Pikel’Ner, 1973).

— Aquí, en cambio, las estrellas ¿se formarían ‘por presión’ producida por ese viento?

Una observación más profunda destacó una peculiaridad de estas estructuras. Parece que el gas que las forma se distribuye en filamentos y nudos que se retuercen formando algo semejante a una doble hélice debido a la interacción de campos magnéticos (Carlqvist, P., Gahm, G. F., and Kristen, 2003)

Y, además, giran (Gahm et al., 2006).

A medida que se dispone de más instrumentos, los modelos se van complicando y cada vez se van teniendo en cuenta más factores. No se pueden citar todos pero sí destacaré el trabajo del irlandés Jonathan Mackey quien en la introducción de su artículo Dynamical models for the formation of elephant trunks in HII regions (Mackey y Lim, 2009), hace un repaso bastante claro de la evolución de las distintas teorías.

El equipo de Mackey ha estado trabajando en simulaciones 3D de las ondas de choque producidas por estrellas en el medio interestelar. Sus teorías están recogidas en dos recientes artículos muy recomendables, con muchos gráficos explicativos (Mackey, Green y Moutzouri, 2020) y (Mackey, 2021).

Actualmente están aplicando su métodología en estrellas fugitivas. Una de ellas es BD+60 2522 que vimos en la entrada ‘Cápsula de viento‘. En la información manejada en aquel momento no aparecía una confirmación del carácter de fugitiva. Bienvenida esta información.

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Viene a cuento que, durante la preparación de esta entrada, he podido enterarme de que existen estrellas fugitivas a dos ritmos. No existe una traducción de los términos que refleje fielmente lo que significan en inglés y que a mí me parece muy socarrón. Estas fugitivas a dos velocidades reciben el nombre de runaway y walkaway. Para los que necesiten la aclaración run en inglés es correr y walk, pasear.

Y, sin perder la ocasión, me apunto inmediatamente al ritmo walk y corrijo música: ORGAN/ASLSP (As SLow aS Possible) de John Cage.

Dejaremos aquí, por el momento, Cepheus que, personalmente, me ha resultado increíblemente interesante… espero volver.

Nos reencontramos, si queréis, en enero (Índice cronológico).

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Bases de datos

CDS (Centre de Données astronomiques de Strasbourg) https://cds.u-strasbg.fr/

ESA (European Space Agency) https://www.cosmos.esa.int/

NASA (National Aeronautics and Space Administration) https://www.nasa.gov/

Referencias

Carlqvist, P., Gahm, G. F., and Kristen, H., “Theory of twisted trunks”, Astronomy and Astrophysics, vol. 403, pp. 399–412, 2003. doi:10.1051/0004-6361:20030365.

Frieman, E. A., “On Elephant-Trunk Structures in the Region of O Associations.”, The Astrophysical Journal, vol. 120, p. 18, 1954. doi:10.1086/145877.

Gahm, G. F., Carlqvist, P., Johansson, L. E. B., and Nikolić, S., “Rotating elephant trunks”, Astronomy and Astrophysics, vol. 454, no. 1, pp. 201–212, 2006. doi:10.1051/0004-6361:20054494.

Hessman, F. V., Beckwith, S. V. W., Bender, R., Eisloeffel, J., Goetz, W., and Guenther, E., “The young Herbig Ae/Be star LkHα 349.”, Astronomy and Astrophysics, vol. 299, p. 464, 1995.

Larosa, T. N., “Radiatively induced star formation”, The Astrophysical Journal, vol. 274, pp. 815–821, 1983. doi:10.1086/161494.

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.

Mackey, J., Green, S., and Moutzouri, M., “Simulations of Magnetised Stellar-Wind Bubbles”, in Journal of Physics Conference Series, 2020, vol. 1620, no. 1. doi:10.1088/1742-6596/1620/1/012012.

Mackey, J., “PION: simulating bow shocks and circumstellar nebulae”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 504, no. 1, pp. 983–1008, 2021. doi:10.1093/mnras/stab781.

Meng, H. Y. A., “Near-infrared Variability of Low-mass Stars in IC 1396A and Tr 37”, The Astrophysical Journal, vol. 878, no. 1, 2019. doi:10.3847/1538-4357/ab1b14.

Morales-Calderón, M., “Mid-Infrared Variability of Protostars in IC 1396A”, The Astrophysical Journal, vol. 702, no. 2, pp. 1507–1529, 2009. doi:10.1088/0004-637X/702/2/1507.

Nakano, M., Tomita, Y., Ohtani, H., Ogura, K., and Sofue, Y., “Struture of a bright-rimmed globule in IC 1396.”, Publications of the Astronomical Society of Japan, vol. 41, pp. 1073–1082, 1989.

Pikel’Ner, S. B., “Stellar Winds and Related Phenomena in Surrounding Nebulae”, Comments on Astrophysics and Space Physics, vol. 5, p. 151, 1973.

Reach, W. T., “Protostars in the Elephant Trunk Nebula”, The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 154, no. 1, pp. 385–390, 2004. doi:10.1086/422193.

Reach, W. T., “Properties of Protostars in the Elephant Trunk in the Globule IC 1396A”, The Astrophysical Journal, vol. 690, no. 1, pp. 683–705, 2009. doi:10.1088/0004-637X/690/1/683.

Sicilia-Aguilar, A., “Disk Evolution in Cep OB2: Results from the Spitzer Space Telescope”, The Astrophysical Journal, vol. 638, no. 2, pp. 897–919, 2006. doi:10.1086/498085..

Sicilia-Aguilar, A., Patel, N., Fang, M., Roccatagliata, V., Getman, K., and Goldsmith, P., “IRAM and Gaia views of multi-episodic star formation in IC 1396A. The origin and dynamics of the Class 0 protostar at the edge of an HII region”, Astronomy and Astrophysics, vol. 622, 2019. doi:10.1051/0004-6361/201833207.

Spitzer, L., “Behavior of Matter in Space.”, The Astrophysical Journal, vol. 120, p. 1, 1954. doi:10.1086/145876.

Suárez, O., Gómez, J. F., and Morata, O., “New detections of H2O masers in planetary nebulae and post-AGB stars using the Robledo-70 m antenna”, Astronomy and Astrophysics, vol. 467, no. 3, pp. 1085–1091, 2007. doi:10.1051/0004-6361:20066816.

Sugitani, K., Fukui, Y., and Ogura, K., “A Catalog of Bright-rimmed Clouds with IRAS Point Sources: Candidates for Star Formation by Radiation-driven Implosion. I. The Northern Hemisphere”, The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 77, p. 59, 1991. doi:10.1086/191597.

Valdettaro, R., Migenes, V., Trinidad, M. A., Brand, J., and Palla, F., “High-Resolution H<SUB>2</SUB>O Maser Observations toward IRAS Sources in Bright-Rimmed Clouds”, The Astrophysical Journal, vol. 675, no. 2, pp. 1352–1360, 2008. doi:10.1086/527409.