Un mundo isla


Autor:
Fernando Jordán
Características:
Telescopio: Celestron Schmidt-Cassegrain (STD) 9’’/2350mm. Lunánito Astronomía Sporting scope 80/320 mm
Cámara: ZWO Optical ASI 1600 MM CooLZWO Optical ASIAIR. ZWO Optical Asi 120 minimizandoFiltros: ZWO Optical Blue, ZWO Optical Red, ZWO Optical Green, ZWO Optical H-alpha (Narrowband Hydrogen Alpha), ZWO Optical Luminance (UV/IR block)
Procesado: Astropixel Processor 1.082, StarTools 1.7.456, PixInsight (Pleiades Astrophoto)
Fecha:
29 de mayo de 2021
Lugar:
Requena, Valencia
Documentación:
M. J. Castellote

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Llevó muchos siglos aceptar que la Tierra daba vueltas alrededor del Sol. Un poco menos que éste era sólo una más de las estrellas que forman parte de la Vía Láctea. De ahí a tener conciencia de que nuestra galaxia es una más de otras similares en el universo, ya un poco menos. Por distintas razones los avances científicos tardan más o menos tiempo en ser asimilados. Afortunadamente se asumen cada vez con más rapidez.

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En 1750 Thomas Wright publica “Una teoría original o nueva hipótesis del universo” que interpreta la Vía Láctea como un disco giratorio y la franja que se ve desde la Tierra, como el efecto óptico producido por la posición de nuestro planeta dentro de él.

La sistemática recogida de datos de William Herschel para su catálogo de estrellas le había llevado a una distribución cercana a lo que podría ser un disco (1785), con el Sol en su centro.


Ilustración de la Vía Láctea con los datos recogidos para su catálogo de W. Herschel [https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Herschel-galaxy.jp]

William Parsons, Lord Rosse, en la década de los 1840, pudo diferenciar nebulosas espirales y nebulosas elípticas. Su objetivo, no obstante, era distinguir estrellas independientes dentro de estas nebulosas. Ya se intuía pero los instrumentos todavía no podían alcanzar ese objetivo.

En 1917, Heber Doust Curtis, comprobó que las novas observadas en la, todavía entonces, llamada nebulosa Andrómeda eran del orden de 10 magnitudes más débiles que las de nuestra galaxia, calculando para ellas una distancia demasiado grande para formar parte de la Vía Láctea. Para él, las nebulosas espirales pasaron a ser galaxias independientes, vías lácteas independientes, que es lo que significa la palabra galaxia.

Por esos mismos años, aún era el Sol la estrella central en el primer modelo de nuestro ‘mundo’ desarrollado por el astrónomo neerlandés Jakobus Kapteyn. Teniendo en cuenta los movimientos propios de las estrellas, sus cálculos sobre dimensiones y estructura del universo, concordaron con los que el austríaco Hugo (Hans Ritter) von Seeliger había hecho unos años antes aplicando métodos estadísticos a grupos estelares.

Para el 26 de abril de 1920, la discusión estaba servida. Fue ‘El Gran Debate’. Los estadounidenses Heber Doust Curtis y Harlow Shapley defendían distintos modelos respecto a la naturaleza de las nebulosas espirales y al tamaño del universo: ¿eran las nebulosas espirales parte de la Vía Láctea o no? ¿estaba el Sol en el centro o los cálculos lo colocaban hacia la periferia y entonces el tamaño de nuestra galaxia aumentaba?

Edwin Hubble descubriría, poco tiempo después, estrellas individuales en Andrómeda. El posterior estudio de las cefeidas permitió establecer su naturaleza extragaláctica.

Ya se pudo certificar la existencia de los ‘mundos isla’ que había definido en 1755 el filósofo alemán Immanuel Kant.

Con esta nueva concepción del universo se había conseguido, no solo identificar esos mundos aparte, también se adquiría la posibilidad de observar desde fuera mundos similares al nuestro. Mundos que nos ayudan a entender el nuestro.

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M 101

En los tiempos que rodearon ‘El gran debate’ protagonizado por Curtis y Shapley, el astrónomo estadounidense de origen neerlandés, Adriaan van Maanen, publicaba en 1916 un artículo sobre las primeras evidencias de movimiento de la ‘nebulosa’ espiral M101.

Van Maanen había pedido disponer de las dos fotografías de M101 que había tomado el constructor de telescopios George Willis Ritchey. Ambas fotografías habían sido tomadas con una diferencia de 5 años y Ritchey había detectado movimiento en la nebulosa. Para tener más referencias, van Maanen solicitó a Heber D. Curtis otras 3 placas fotográficas tomadas en 1899, 1908 y 1914.

Con 32 estrellas de referencia realizó 87 mediciones para concluir el movimiento propio de M101. El resultado fue que ese mundo isla viajaba de forma autónoma. La astrofotografía de Fernando Jordán que comentamos, nos muestra ese mundo independiente.

A continuación placa incluida en el mismo artículo donde se señalan los movimientos internos y, en círculos, las estrellas de referencia.

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Aprovecharemos para poner en posición de coordenadas. Como siempre se pierde algo de la primera impresión del original. Esta vez perdemos el interrogante que parece plantearnos la fotografía.

Se puede comprobar la inversión de la placa utilizada por van Maanen.

M 101 (Messier 101) se localiza formando un triángulo con las estrellas Mizar y Alkaid de la Osa Mayor. La denominada galaxia Pinwhell (del Molinete) es un 70% más grande que nuestra Vía Láctea, con un diámetro de unos 170.000 años luz frente a los 105 de nuestra galaxia. Se encuentra a una distancia de 21 millones de años luz de la Tierra (todos los datos de 2003. La última distancia tomada en 2019 es de unos 23 millones de años luz – 7,11 Mpc).

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Se trata de una galaxia espiral según la clasificación que Edwin Hubble. La elaboró basándose en la apertura y resolución de los brazos y la prominencia y forma del bulbo. Todavía se sigue utilizando como primera identificación general, si bien Gérard de Vaucouleurs amplió las opciones para describir galaxias intermedias. Este es el caso de M 101. Es una espiral en la que no hay una barra claramente desarrollada. Su clasificación, según los datos más recientes, es S_AB.

Conocer las características de una galaxia distinta tiene valor en sí mismo pero, comparándolas con las de la nuestra, adquieren más importancia porque nos dan idea de nuestros posibles desarrollos pasados y/o futuros.

Los objetos que hemos identificado en la nuestra ¿se pueden encontrar en las otras? ¿hay alguna pauta que se repita en todas? Estas parecen ser las dos preguntas fundamentales cuando se investigan otras galaxias.

Algunos estudios sobre M101 aportan datos para ir respondiendo a estas preguntas.

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Regiones HII

Estas son las localizaciones de regiones ionizadas HII que, como ya hemos visto en otras ocasiones, son lugares de formación de estrellas masivas.

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Novas: la estadística

A medida que el cielo se agranda, se necesita utilizar métodos estadísticos para extraer conclusiones, para deducir características comunes: hay demasiadas estrellas para poder estudiarlas una a una.

Las novas son variables cataclísmicas en las que, en general, interviene una estrella tardía de la secuencia principal que presta masa a una enana blanca, la cual colapsará y explotará expandiendo masa que volverá a caer sobre el sistema. Es por esto que se acepta que las novas son mayormente recurrentes en ciclos que se han observado desde un año a un siglo. Es posible que haya ciclos más largos pero no se han podido comprobar aún. El estudio de su comportamiento, interesante en sí mismo, también lo es por ser consideradas como potenciales generadoras de supernovas del tipo Ia.

Dado nuestro lugar en la Vía Láctea, la observación de novas galácticas está limitada por el propio brillo, en distintas ondas, del disco y del bulbo. Para minimizar estos y otros sesgos, se hacen recuentos en galaxias externas para establecer tasas medias y se utilizan algoritmos para descubrir las distribuciones (Darnley et al, 2006). Se ha podido concluir que, aunque parecen agruparse alrededor del bulbo, también se despliegan de manera significativa por el disco.

Recomendar del mismo autor un artículo reciente que recoge la evolución de la investigación de novas durante el último siglo (Darnley y Henze, 2020).

Para el caso de M 101, se han publicado dos recuentos a lo largo de dos periodos: de 1994 a 1997 y de 2005 a 2007 (Shafter, 2000; Coelho, 2008). En la imagen siguiente se señalan las novas contabilizadas. Se puede comprobar que, efectivamente, hay importante contribución desde el disco.

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Supernovas: la singularidad

Los estudios estadísticos ayudan a ir conformando una visión de conjunto obtenida de los comportamientos de los objetos celestes para desarrollar modelos teóricos. A menudo, cuando se consulta la bibliografía, se tiene la sensación de que esos modelos te facilitan una primera aproximación pero lo que realmente se comprueba es que cada objeto tiene su peculiar evolución. Así que, cuando se tiene oportunidad de estudiar singularidades, se enriquecen los modelos estadísticos con las ‘excepciones’ encontradas.

En M101, la protagonista de la fotografía, se ha podido seguir el progreso de una de las supernovas, la SN 1970G (Ramakrishnan y Dwarkadas, 2020)

Fue detectada por radio en 1970 y vuelta a detectar, igualmente por radio, en 1990. Posteriormente se obtuvieron registros en rayos X en 2004, 2011 y 2017. En el artículo mencionado, se analizan datos obtenidos por los telescopios ROSAT (Röntgensatellit, operativo entre 1990 y 1999) y Chandra (activo desde 1999). Ambos detectan emisiones de rayos X así que se hizo un seguimiento del rastro que dejan esta SN 1970G y otras supernovas al expandirse y reaccionar su onda de choque con el medio interestelar.

Las supernovas emiten tanto en radio como en rayos X y cada vez más se pueden realizar estudios comparativos (y complementarios) entre las distintas ondas registradas para un mismo objeto. Con el análisis exhaustivo de estos datos y de remanentes en nuestra propia galaxia, no se ha podido verificar para SN 1970G lo que en principio se había interpretado como presencia de un púlsar.

Una vez más habrá que esperar a obtener más datos a lo largo del tiempo… Tan emocionante como una novela por entregas.


Localización de las supernovas ‘históricas’. Se señalan además estrellas catalogadas como pertenecientes a la galaxia y la SN 2011fe que se mencionará más adelante

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Aprovecharemos para echar un vistazo a las diferencias entre las distintas ondas. La siguiente imagen muestra ‘lo que se ve’ en tres diferentes ondas capturadas por tres telescopios especializados: infrarrojo, óptico y rayos X. En grande, composición con las tres imágenes tomadas de forma independiente.


Conmemoración del año internacional de la Astronomía, 2009 [https://www.spitzer.caltech.edu/image/ssc2009-03a-nasas-great-observatories-celebrate-the-international-year-of-astronomy]

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La medida de la distancia

Cuando Hubble intentaba averiguar la tendencia (la constante H0) de la expansión del Universo cometió el error de identificar la estrella más brillante en cada galaxia con una cefeida. Hubble había encontrado una relación directa entre la distancia y la velocidad de alejamiento de una galaxia y las cefeidas eran, en ese momento, el método de medición de grandes distancias.

Precisamente, porque se acepta esta relación de la constante de expansión con la distancia, la medida ‘exacta’ se convierte en un tema principal de la Astronomía. Entre otras cosas porque permitiría alcanzar el origen mismo del Universo.

Conforme se han ido averiguando formas de medición de distancias a los objetos celestes, se han ido aplicando métodos dependiendo de la lejanía o cercanía. Así, por medio de paralaje se miden las distancias en el sistema solar y estrellas más próximas; la detección del centelleo regular de las cefeidas mide distancias intragalácticas y el resplandor producido por la explosión de las supernovas de tipo Ia, las intragalácticas más lejanas y las externas a la Vía Láctea.

“A diferencia de otros tipos de supernovas, las supernovas de tipo Ia se encuentran en todo tipo de galaxias, incluyendo las elípticas. Asimismo, tampoco muestran ninguna preferencia por regiones de formación estelar. Esto es así porque los sucesos que desembocan en una supernova Ia pueden durar mucho tiempo en términos estelares, sobre todo la aproximación de los dos cuerpos. Además no se originan a partir de estrellas muy masivas, por lo que no tienen por qué ubicarse en zonas de formación estelar reciente (donde se encuentran las gigantes azules), de modo que pueden acontecer en las regiones más viejas de las galaxias. Esta particularidad permite encontrarlas mirando cualquier parte del cielo, con una distribución homogénea con probabilidad constante allí donde haya galaxias.

Dada la similitud en las formas y en la magnitud de las curvas de luz de todas las supernovas de tipo Ia observadas hasta la fecha, es que son utilizadas como medida estándar de luminosidad en astronomía extragaláctica, lo que en términos astrofísicos se llama una candela estándar; en este caso, se pueden calibrar con una décima de magnitud. Las ventajas con respecto a las demás candelas estándar, como las cefeidas clásicas, es que su alta luminosidad permite detectarlas en galaxias muy lejanas, ayudando a inferir distancias de objetos que, de otra manera, sería imposible calcular.” [https://es.wikipedia.org/wiki/Supernova]

El Programa Carnegie-Chicago Hubble pretende establecer una nueva calibración de supernovas de tipo Ia. Tener un censo de supernovas permitirá comprobar con más eficacia la ‘exactitud’ de las medidas.

El método TRGB (Tip Red Gigant Branch) es un indicador de distancia por medio de supernovas detectadas en las estrellas de la Población II (más viejas). Estas estrellas RGB se encuentran en todo el Universo con la ventaja de que dominan en los halos de las galaxias donde la densidad estelar es más baja. Esto presenta la ventaja de minimizar las distorsiones en la medición debido a la gran acumulación de estrellas en bulbo y disco.

Cuantas más supernovas puedan contribuir a medidas de distancias ‘más exactas’, mejor calibración se podrá obtener.

M 101 también ha sido objeto de seguimiento contribuyendo con la supernova Ia SN 2011fe, señalada en la imagen anterior en rojo.

Lo que persigue el programa es la obtención de datos de distancias necesarios para la mejora del cálculo de la constante de Hubble de expansión del Universo.

Se puede profundizar en el desarrollo del método en el artículo ‘The Carnegie-Chicago Hubble Program. VII. The Distance to M101 via the Optical Tip of the Red Giant Branch Method’ citado en las referencias.

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Galaxias y materia oscura

También en la década de los 1920, el sueco Bertil Lindblad dedujo que los estudios de Kapteyn probaban que la Vía Láctea giraba y que los de Shapley confirmaban el centro de giro en Sagitario. Además, de acuerdo con las leyes de Newton, las regiones más alejadas del centro giraban más despacio.

A principios de la década siguiente, las observaciones del neerlandés Jan Oort, alumno de Kapteyn, confirmaron ese giro alrededor del centro que llevaba al Sol 225 millones de años completar la órbita. Pero plantearon un nuevo problema al comprobar que las partes externas de la galaxia no giraban más lentas sino más rápidamente que el centro contraviniendo la teoría newtoniana de la gravedad lo que indicaba que la masa galáctica era mayor que la que se calculaba contando las estrellas visibles.

Será el astrónomo de origen búlgaro Fritz Zwicky, cuyos trabajos llevaron al descubrimiento de las supernovas y las estrellas de neutrones, el que, valorando las masas de las galaxias, confirmó las discrepancias entre los cálculos obtenidos aplicando la ley de la gravedad y los obtenidos por las observaciones, mucho mayores. Lo denominó ‘materia oscura’.

Vera Rubin no pudo estudiar en Princeton porque las mujeres tuvieron vetado el acceso hasta 1975. Pudo ingresar en Cornell y más tarde en Georgetown donde se doctoró en 1954, siendo ya madre de dos hijos, con una tesis revolucionaria sobre cúmulos de galaxias que tardó una veintena de años en ser aceptada. Una vez trasladada a Washington, se dedicó al estudio de la rotación galáctica de Andrómeda. Su familia aumentó con dos hijos más.

En 1975 demostró, junto con Kent Ford, la existencia de la materia oscura. Esta vez los resultados eran tan contundentes que se tuvieron que aceptar casi inmediatamente.

También parece que la incorporación de la mujer a la ciencia ‘oficial’ se ha tomado (y se sigue tomando) su tiempo.

Lamentablemente no cabe aquí el extraordinario camino que le llevó a esa conclusión. No obstante, parece que Rubin tenía razón: nuestra galaxia fotografiada también forma un grupo, NAME M101 GROUP. Las siguientes son las compañeras

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Bases de datos

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

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

Referencias

Barmby, P., Kuntz, K. D., Huchra, J. P., and Brodie, J. P., “Hubble Space Telescope Observations of Star Clusters in M101”, The Astronomical Journal, vol. 132, no. 2, pp. 883–890, 2006. doi:10.1086/505689.

Beaton, R. L., “The Carnegie-Chicago Hubble Program. VII. The Distance to M101 via the Optical Tip of the Red Giant Branch Method”, The Astrophysical Journal, vol. 885, no. 2, 2019. doi:10.3847/1538-4357/ab4263.

Coelho, E. A., Shafter, A. W., and Misselt, K. A., “The Rate and Spatial Distribution of Novae in M101 (NGC 5457)”, The Astrophysical Journal, vol. 686, no. 2, pp. 1261–1268, 2008. doi:10.1086/591517.

Darnley, M. J., Bode, M. F., Kerins, E., et al., “Classical novae from the POINT-AGAPE microlensing survey of M31 – II. Rate and statistical characteristics of the nova population”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 369, Issue 1, June 2006, Pages 257–271,DOI:

Bases de datos

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

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

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Barmby, P., Kuntz, K. D., Huchra, J. P., and Brodie, J. P., “Hubble Space Telescope Observations of Star Clusters in M101”, The Astronomical Journal, vol. 132, no. 2, pp. 883–890, 2006. doi:10.1086/505689.

Beaton, R. L., “The Carnegie-Chicago Hubble Program. VII. The Distance to M101 via the Optical Tip of the Red Giant Branch Method”, The Astrophysical Journal, vol. 885, no. 2, 2019. doi:10.3847/1538-4357/ab4263.

Coelho, E. A., Shafter, A. W., and Misselt, K. A., “The Rate and Spatial Distribution of Novae in M101 (NGC 5457)”, The Astrophysical Journal, vol. 686, no. 2, pp. 1261–1268, 2008. doi:10.1086/591517.

Darnley, M. J., Bode, M. F., Kerins, E., et al., “Classical novae from the POINT-AGAPE microlensing survey of M31 – II. Rate and statistical characteristics of the nova population”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 369, Issue 1, June 2006, Pages 257–271,DOI:doi.org/10.1111/j.1365-2966.2006.10297.x

Darnley, M. J. and Henze, M., “On a century of extragalactic novae and the rise of the rapid recurrent novae”, Advances in Space Research, vol. 66, no. 5, pp. 1147–1168, 2020. doi:10.1016/j.asr.2019.09.044.

Ramakrishnan, V. and Dwarkadas, V. V., “From Supernova to Remnant: Tracking the Evolution of the Oldest Known X-Ray Supernovae”, The Astrophysical Journal, vol. 901, no. 2, 2020. doi:10.3847/1538-4357/abb087.

Shafter, A. W., Ciardullo, R., and Pritchet, C. J., “Novae in External Galaxies: M51, M87, and M101”, The Astrophysical Journal</i>, vol. 530, no. 1, pp. 193–206, 2000. doi:10.1086/308349.

van Maanen, A., “Preliminary evidence of internal motion in the spiral nebula Messier 101.”, The Astrophysical Journal, vol. 44, pp. 210–228, 1916. doi:10.1086/142287.

Darnley, M. J. and Henze, M., “On a century of extragalactic novae and the rise of the rapid recurrent novae”, Advances in Space Research, vol. 66, no. 5, pp. 1147–1168, 2020. doi:10.1016/j.asr.2019.09.044.

Pilyugin, L. S., Grebel, E. K., and Mattsson, L., “’Counterpart’ method for abundance determinations in H II regions”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 424, no. 3, pp. 2316–2329, 2012. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21398.x.

Ramakrishnan, V. and Dwarkadas, V. V., “From Supernova to Remnant: Tracking the Evolution of the Oldest Known X-Ray Supernovae”, The Astrophysical Journal, vol. 901, no. 2, 2020. doi:10.3847/1538-4357/abb087.

Shafter, A. W., Ciardullo, R., and Pritchet, C. J., “Novae in External Galaxies: M51, M87, and M101”, The Astrophysical Journal</i>, vol. 530, no. 1, pp. 193–206, 2000. doi:10.1086/308349.

van Maanen, A., “Preliminary evidence of internal motion in the spiral nebula Messier 101.”, The Astrophysical Journal, vol. 44, pp. 210–228, 1916. doi:10.1086/142287.

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