Suspiros

Puestos a dejarse arrastrar por las sensaciones, no me es difícil imaginar en la astrofotografía, una cueva submarina en la que se van desprendiendo burbujas. Está a punto de salir una de ellas y, cuando lo haga, se elevará por la exacta vertical que marca la última de las más brillantes en la parte de arriba.

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Mi nombre es Monk, Adrian Monk

Y tengo que decidir si mantenerla en ese encuadre perfecto o colocarla en posible (o protoposible) perspectiva terrícola, así que … en esta posición la tenemos situada desde el ecuador terrestre (más o menos).

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Hay que empezar este viaje espeleológico echando un vistazo a HD 157504 que ya queda fuera de plano. Ésta:

Un breve recordatorio

Ya se había comentado antes (ver Paz) que había varias propuestas para ionizadoras de NGC 6357.

La presencia de WR 93, nuestra HD 157504, y quizás esa forma anular que se percibe en visual (como las nebulosas planetarias) habría podido inclinar la balanza a considerarla como la primera candidata. Desde su descubrimiento las estrellas Wolf-Rayet se habían vinculado a las planetarias.

De nuevo echo mano de la distancia: 2031.282 pc ±118, la última reconocida con datos de Gaia EDR3 (2020). ¿Es ese el extremo del brazo Saggitarius-Carina? (Russeil et al., 2020). Con la nueva referencia de esos alrededor de 2000 pc la perspectiva sería: allá en el fondo brillaría WR 93, más próxima a nosotros estaría esa máquina generadora de estrellas (masivas) que es Pismis 24 y, en primer plano, el cúmulo NGC 6357, como irradiado del anterior.

No he podido acceder a los escritos de los franceses Charles Joseph Étienne Wolf y Georges-Antoine-Pons Rayet que prestan su nombre a este tipo estelar, pero se citan en las referencias. En el título de una de ellas se hace mención a dos estrellas.

Las estrellas W-R fueron descubiertas en 1867. Me quedo sin poder comprobar por qué ‘les deux étoiles’ del primer artículo en el que se describen se convierten en tres (Clerke, 1891).

El caso es esas primeras tres están localizadas en Cygnus. Son éstas:

Más sobre las estrellas W-R

Entre las muchas peculiaridades que presentan parece que está la de que las líneas de emisión en su espectro coinciden con las líneas de absorción de las tipo O. Esto llevó al principio a clasificarlas (según el sistema Harvard de Annie Jump Cannon) como de tipo O+letra minúscula (Oa, Ob, Oc). Pero enseguida se comprobó que eran bastante diferentes y pasaron a tomar la inicial W de uno de sus descubridores. Además respondían a dos modelos distintos de secuencia, una, WC, con presencia de carbono y oxígeno y la WN del nitrógeno. La correspondencia con los tipos de la clasificación anterior serían Oa para las WC y Ob y Oc para las WN (Andrillat, 1959).

Recomendables los artículos de Carlyle Smith Beals (1929) y de Brooks y Whitehorne (1992) para informarse de los primeros estudios sobre las estrellas W-R (en referencias).

Existe otro tipo peculiar de estrellas W-R, las WO, que puede llevar a confusión haciendo pensar que se caracterizan por una mayor abundancia de oxígeno en comparación con las abundancias de carbono y de nitrógeno de las anteriores. Parece, sin embargo, que la distinción no está tanto en esas abundancias de oxígeno como en que presentan mayor temperatura y luminosidad. Según un estudio realizado en la Gran Nube de Magallanes, lo que sí parece es que, frente a las WC, estas WO tendrían, incluso, mayor presencia de carbono y menor de helio. Estarían, eso sí, más evolucionadas. Se calcula en el mismo estudio que habrían tenido una masa inicial de entre 40 y 60 M⊙ (Tramper et al., 2015).

En cualquier caso, parece que las estrellas W-R representarían las etapas finales de las estrellas O masivas y parecen registrar sus propios finales con explosiones de rayos gamma, tipos Ic de supernova (producida por colapso gravitatorio) o, en algunos casos, colapsar directamente en agujeros negros en función de su masa inicial y metalicidad (elementos más pesados que el helio). El otro condicionante de la evolución de las estrellas masivas sería su carácter binario porque, también a partir de binarias, se pueden formar estrellas W-R (Rate y Crowther, 2020).

Aún podemos perfilar un poco más siguiendo el reciente artículo, encabezado por la astrónoma estadounidense Erin Aadland. Su laboratorio sería igualmente la Gran Nube de Magallanes.

Las WN muestran en su espectro helio y nitrógeno y, algunas de ellas, trazas de hidrógeno. Las WC muestran helio y carbono pero no hidrógeno. Parece claro, como aparecía en trabajos anteriores, que las estrellas WO están más evolucionadas químicamente que las WC, pero que su contenido en carbono es mayor y el de oxígeno menor de lo que predice la teoría evolutiva dado su bajo contenido en helio. Esto podría deberse, según el estudio, a una disminución de la tasa de reacción, esto es, una disminución en la capacidad de transformación en la cadena de hidrógeno a helio y a elementos más pesados. Pero también podría ser debido a la presencia de una binaria en su formación (el estudio se centra en estrellas únicas). Una vez más surge la disyuntiva de la binaridad.

No obstante, en ninguno de los modelos (estrella única o binaria) parece que se pueden explicar las abundancias químicas de las estrellas WO: son mucho más ricas en carbono de lo que se espera. Y, precisamente, la rareza de las WO sugiere que, o bien la fase es de muy corta duración, o que solo una pequeña fracción de estrellas masivas pasa por una etapa WO.

Un suspiro esperanzador

Llama mi atención en el mismo artículo que esa baja tasa de reacción podría resolver el conflicto entre la teoría evolutiva (de las estrellas) y las masas de algunos agujeros negros.

Entre otras distintas propuestas, según los resultados del trabajo que se comenta, podría interpretarse que, al bajar la tasa de reacción, se produciría una inestabilidad de CO del núcleo que haría estallar la estrella y produciría un agujero negro que haría posible superar el límite de masa (en teoría, sería improbable que se produjeran agujeros negros con masas entre los 50 y 130 Mꙩ).

A favor están los análisis de eventos de ondas gravitacionales realizados por LIGO/VIRGO que han revelado varios agujeros negros con masas significativamente más altas de las esperadas para los remanentes estelares (Aadland et al., 2022).

No puedo dejar escapar la oportunidad de meter la nariz en esto .

Un suspiro de satisfacción

Las ondas gravitacionales, cuya detección en 2015 valió el premio Nobel 2017, habían sido predichas por Einstein como portadoras de información de grandes eventos cósmicos.

Pues el año 2019 vino cargado de estas ondas que se habrían producido por fusión de agujeros negros.

En abril se registró el evento GrW 190412 que hablaba de la fusión de dos agujeros negros de masas dispares 8+30 M⊙. Otro evento con protagonistas de masas dispares se produjo en agosto, el GrW 190814. Esta vez las masas todavía tenían más contraste, 2,6+23M⊙ aunque se ponía en duda de si el segundo elemento podría ser una estrella de neutrones (Most et al., 2020).

Una pequeña relación de eventos con intervención de objetos con masas parecidas se puede encontrar en Yung et al. (2020).

Pero lo que se relaciona con lo explicado antes de las estrellas W-R, es la detección del evento GrW 190521 en el que tomaban parte dos masivos de 66+85 M⊙ produciendo uno que superaba el límite establecido con anterioridad de 120 M⊙. El agujero negro resultante tendría unas 142 M⊙ (Abbott et al., 2020).

Todavía hay un alto grado de incertidumbre respecto a la ‘normalidad’ de estos sucesos. En ello se está.

Un suspiro de alivio

Después de esta breve parada en ese panorama de masas imposibles de imaginar, volvemos a las estrellas de nuestra fotografía.

De las citadas en la entrada ‘Paz’, la otra estrella pendiente de comentar es HD 319718 o, por su alias, Pismis 24 1. Resulta curioso, como se dijo, que se trate de una estrella a la que no se ha podido adjudicar pertenencia ni al cúmulo Pismis 24 ni al NGC 6357. El motivo parece ser que no se dispone de datos de paralaje ni de movimiento propio (Maíz Apellániz et al., 2020).

Y eso, ¿por qué?, ¿qué impide que Gaia pueda aportar o no paralaje de una estrella? ¿o es simplemente que están contenidos en otra remesa de datos (DR4)? Más a la carpeta de asuntos pendientes.

Hay acuerdo en que se detecta una concentración de masa enorme. Los cálculos han variado desde las 120 M☉ (Massey, DeGioia-Eastwood y Waterhouse, 2001) a las 291 ó 210 M☉, según el método de cálculo que se utilizara (Walborn et al., 2002). Estas últimas estimaciones en una estrella simple resultaban desafiantes para la teoría que establecía un límite de unas 150 M☉.

Aquí las masivas de Pismis en Massey, DeGioia-Eastwood y Waterhouse (2001)

Aquí en Walborn et al. (2002)

En 2007, nuevamente, se pudo dar un suspiro de alivio: la teoría se cumplía. HD 319718 se podía desdoblar; no era una sino dos, bueno más de dos. El autor de nuestra foto, el astrónomo Jesús Maíz Apellániz, encabezaba el artículo donde se mostraban las imágenes obtenidas por el Hubble. Su diagnóstico fue que se trataba de un sistema con dos componentes (sudoeste o HD 319718B y nordeste o HD 319718A) en el que alguna de ellas además es una binaria espectroscópica, que también parece haber sido confirmada por Massey (Maíz Apellániz et al., 2007).

Aquí la imagen

Y aquí en vídeo

Esperemos que el JWST también enfoque a Pismis 24.

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Pismis 24, el objeto más desconcertante

… Y entretenido.

Con los datos en la mano: Pismis es detectado en 1959 y no será hasta 2013 que se empieza a diferenciar de NGC 6357 que es al que están ligadas todas las estrellas que antes se habían relacionado como componentes de Pismis 24 … despista un poco.

A ver si por nuevos caminos se puede averiguar algo más.

Otro de sus nombres alternativos reconocidos es Villafranca O-005 que hace referencia al catálogo del mismo nombre (ver Un bucle extraño), uno de los dos con gentilicio local junto con el denominado Alicante … ¡nos deberíamos alegrar y felicitar por ambos!

El Villafranca recoge cúmulos y asociaciones con estrellas OB, en este caso O. Hemos visto ya algunas. Ninguna de ellas está reconocida como componente de Pismis 24. Sigue el desconcierto.

Hay, en cambio, en las dBs del CDS, una clara relación entre la denominación Villafranca O-005 y la lista (estricta) de componentes de Pismis 24 (ver Artes). Nueva paradoja, el tipo espectral de todas ellas es distinto de O.

Puede que tarden en actualizarse las bases de datos… seguiré en ello.

Por el momento tengo que dejar de lado algo tan fascinante como las estrellas fugitivas (¿errantes? ¿expulsadas?¿lentas?¿rápidas? ¿caminantes?¿esquivas?¿chocantes (de choque?). Porque Pismis 24 (o NGC 6357) tienen detectadas ocho, OCHO, y estoy estancada intentando averiguar el identificador autorizado para poder encontrar información sobre ellas … es posible que todavía no se tenga … ¡pena!

Mientras, pensando en qué tipo de relación podría existir entre estos dos cúmulos (y los otros que hemos visto en la región) y en el papel que juegan estas fugitivas, me encuentro con un artículo que, aplicado a Orion, intenta explicar los mecanismos de formación de distintas poblaciones estelares. Recomendable lectura y sugerente teoría (Kroupa et al., 2018).

Me quedo sin comprender muy bien el ‘objeto Pismis 24’ pero, por aquello de lo disparatado que puede resultar una búsqueda bibliográfica desesperada, me encuentro con que Villafranca (por cercanía con Villafranca Tirrena) es una zona submarina de importancia geológica situada en el sureste del mar Tirreno y que está relacionada con el volcán Stromboli. Y no es que nos proporcione mucha información sobre su tocayo galáctico, pero nos amplía nuestra cultura geográfica… siempre se agradece (otro posible tema para la sobremesa, exótico pero divertido).

Lo dicho, tendré que esperar al JWST para volver a Pismis 24 con esas imágenes tan increíbles que promete.

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Estrellas de la edad Zero

Y ya que estamos aquí hablando de estrellas que no están vinculadas con Pismis 24 pero que visualmente están en lugares destacados de lo que recoge nuestra foto, hay que mencionar a 2MASS J17244578-3409399 (ALS 16052 para los amigos).

Es la ‘estrella burbuja’ a punto de escapar.

Otro de sus nombres es Pismis 24 13 y parece encontrarse en ese punto de evolución en el que se deja de ser ‘objeto joven’ para transformarse en ‘estrella’. La ‘z’ en su tipología espectral lo denuncia (ver Un rayo de sol).

El fenómeno Vz, que así lo llaman, fue observado por primera vez por el estadounidense Nolan R. Walborn en 1973 que más tarde lo incluiría como un tipo más en la clasificación estelar. Lo que parece caracterizar el fenómeno es la presencia en el espectro de una línea de absorción específica de He II, λ4686. Por su causa muestra menor luminosidad que el momento de entrada en la secuencia principal en que esa luminosidad aumentaría y mostraría en el espectro una línea de emisión denominada Of (Walborn y Blades, 1997).

Vendría a ser como el momento (astronómico naturalmente) en que se ‘encendería’, aumentaría su brillo y desaparecería la línea de absorción del He II para que apareciera la de emisión Of (es bonito, pero no estoy del todo segura de si es eso lo que trata de explicarse … tendré que profundizar).

Pismis 24 17

Un poco más discreta pero también protagonista es Pismis 24 17. Igualmente se trata de una estrella masiva: 98 M⊙en Massey (2001) y 101 M⊙ en Walborn (2002).

Para ella sí hay paralaje y distancia, 1766.472 pc, tomada en 2020 y con un margen de error ±50.86. Estaría ligeramente por delante del centro del cúmulo.

Como peculiaridad cabe destacar su espectro, O3.5III(f*), que, como Pismis 24 1, presenta líneas más fuertes de NIV que de NIII, representadas por el asterisco (¿Se aplicará la misma teoría evolutiva que en el caso de las W-R?)

Es verdad que no tiene un currículum propio sino que, junto con sus compañeras regionales, forma y ha formado parte de numerosos estudios especializados en escanear, según condiciones específicas, el cielo: Galactic O-Star Spectroscopic Survey (GOSSS), IACOB (ver Un rayo de sol) , Villafranca, Massive Young Star-forming Complex Study in Infrared and X-Rays (MYStIX), Omnibus X-ray Catalog (MOXC) y otros.

Por desconectar de tanta cosa sesuda, me pararé en las imágenes del Chandra (rayos X), solo por disfrutar.

Y estas son las estrellas en las que nos hemos parado, y algunas más que aparecen en la foto, las masivas de la tabla de Massey, DeGioia-Eastwood y Waterhouse (la tentación es la tentación)

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Y un suspiro de euforia

Y en medio de todo esto, justo al lado de la zona en la que nos encontramos, ya habíamos visto lo cerca que estamos del centro galáctico (ver Paz https://astrodatos.blog/paz/) , se ha podido fotografiar el gran agujero negro central de nuestra galaxia y, de nuevo, un suspiro de satisfacción: ¡Einstein tenía razón! Y otro suspiro de alivio: ¡menos mal que no tenemos que reformular la teoría!

Información e imágenes del evento se pueden conseguir en multitud de medios. Me quedaré con un vídeo en el que se nos muestran las instantáneas (?) de las estrellas que giran alrededor del agujero y que han ayudado a componer la imagen final que hemos podido ver. Felicitación al IAC-CSIC por su contribución.

Aquí el vídeo

Y aquí la página del ESO donde se puede ampliar información y donde se comparan características entre la también reciente imagen de M 87 y Sgr A*

Ha sido un viaje intenso y lleno de recovecos, pero placentero. ¿Alguna música para Pismis 24?

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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/]

SAO/NASA Astrophysics Data System (ADS) [https://ui.adsabs.harvard.edu/]

SIMBAD Astronomic Database [http://simbad.cds.unistra.fr/simbad/]

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

Aadland, E., Massey, P., Hillier, D. J., Morrell, N. I., Neugent, K. F., and Eldridge, J. J., “WO-Type Wolf-Rayet Stars: the Last Hurrah of Massive Star Evolution”, arXiv e-prints, 2022.

Abbott, R., “Properties and Astrophysical Implications of the 150 M<SUB>⊙</SUB> Binary Black Hole Merger GW190521”, The Astrophysical Journal, vol. 900, no. 1, 2020. doi:10.3847/2041-8213/aba493.

Andrillat, Y., “Les étoiles de Wolf-Rayet”, L’Astronomie, vol. 73, p. 259, 1959.

Beals, C. S., “On the nature of Wolf-Rayet emission”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 90, pp. 202–212, 1929. doi:10.1093/mnras/90.2.202.

Brooks, R. and Whitehorne, M., “Interpretation of Wolf-Rayet Stars – C.S. Beal’s Contribution”. Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. 86. 228, 1992

Clerke, A. M., “Bright-line stars of the Wolf-Rayet type”, The Observatory, vol. 14, pp. 45–49, 1891.

Gaia Collaboration, “VizieR Online Data Catalog: Gaia EDR3 (Gaia Collaboration, 2020)”, VizieR Online Data Catalog, 2020.

Kroupa, P., Jeřábková, T., Dinnbier, F., Beccari, G., and Yan, Z., “Evidence for feedback and stellar-dynamically regulated bursty star cluster formation: the case of the Orion Nebula Cluster”, Astronomy and Astrophysics, vol. 612, 2018. doi:10.1051/0004-6361/201732151.

Maíz Apellániz, J., Crespo Bellido, P., Barbá, R. H., Fernández Aranda, R., and Sota, A., “The Villafranca catalog of Galactic OB groups. I. Systems with O2-O3.5 stars”, Astronomy and Astrophysics, vol. 643, 2020. doi:10.1051/0004-6361/202038228.

Maíz Apellániz, J., Walborn, N. R., Morrell, N. I., Niemela, V. S., and Nelan, E. P., “Pismis 24-1: The Stellar Upper Mass Limit Preserved”, The Astrophysical Journal, vol. 660, no. 2, pp. 1480–1485, 2007. doi:10.1086/513098.

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Russeil, D., Zavagno, A., Nguyen, A., Figueira, M., Adami, C., and Bouret, J. C., “OB stars and YSO populations in the region of NGC 6334-NGC 6357 as seen with Gaia DR2”, Astronomy and Astrophysics, vol. 642, 2020. doi:10.1051/0004-6361/202037674.

Tramper, F. et al., “Massive Wolf-Rayet stars on the verge to explode”, in Wolf-Rayet Stars, 2015, pp. 109–112.

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