Un rayo de sol

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¡Tiene su gracia!

Cuando escuchas a Jose Carballada, el autor de la foto, le oyes de vez en cuando esa muletilla: ¡tiene su gracia! Yo creo que quiere decir: de acuerdo, es complicado… ¡cómo nos lo vamos a pasar!

Pues bien, esta foto tiene su gracia.

¿Fue la curiosidad o la precaución lo que mató al gato?

No es lugar para moralejas, pero me viene bien este refrán inglés. Parece que, en origen, hacía referencia a que era la precaución lo que mataba al gato, quizás de arrepentimiento por no haberse atrevido. Con el tiempo acabó siendo la curiosidad la responsable ¡Sugerente tema de conversación para una sobremesa!

Por el momento gana la curiosidad, espero que no mate.

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En la fotografía, esos llamativos haces de luz parecen provenir de un foco muy potente oculto por una pequeña nube negra. Al girarla para poder interpretar mejor las coordenadas aún parecen más destacados.

Es casi disuasoria la información, tan dispersa que solo llega con cuentagotas, sigue ganando la curiosidad.

Las pesquisas son bastante desalentadoras. Además, con las primeras lecturas, uno de los objetos que se hace notar en la foto, parece olvidado en la literatura. Da la impresión de que el interés científico no siempre va de la mano del despertado por una imagen… ¡a ver si hay suerte!

Como en otras ocasiones, nos tropezamos con un problema ‘geográfico’. Los límites nunca están lo suficientemente claros porque las investigaciones se realizan desde distintas perspectivas. En esta zona celeste, por ejemplo, se superponen de nuevo denominaciones que hacen referencia a nebulosas oscuras, regiones ionizadas, cúmulos, dudas sobre pertenencia de determinadas estrellas al campo de un objeto en concreto. Todas esas informaciones son pertinentes porque configuran la historia del propio objeto y, aunque los terrícolas tendemos a establecer límites precisos, tendremos que aceptar datos parciales, imágenes planas, distancias difíciles de calcular y muchos otros condicionantes.

Orientación

La fotografía recoge la región ionizada HII del catálogo Sharpless, SH2-132, aunque, como ya se ha visto en otros casos, su nombre normalizado se toma del catálogo Lynds de nebulosas brillantes, LBN 102.79-00.92…aún habrá más.

Situada en el brazo de Perseo, se encuentra en la constelación de Cepheus:

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Presenta dos regiones brillantes rodeadas de materia difusa que estaría ocupada por dos nebulosas oscuras, LDN 1161 y LDN 1163. La LDN 1161, que da nombre a la foto, atraviesa de noroeste a sureste la región dividiendo la nebulosa en dos cáscaras, ‘A’ a la izquierda de la foto y ‘B’ a la derecha.

Según diferentes fuentes (recogidas en Vasquez et al., 2010) la zona está ionizada por las estrellas HD 211853 y BD +55 2722, ésta última perteneciente al cúmulo abierto Teutsch 127. Quizá por pertenecer a un cúmulo muy compacto y todavía no descrito como tal hasta 2006 (Kronberger), se la había incluido entre los posibles sistemas Trapecio (compuestos por 3 o más estrellas) recogidos por Abt y Corbally en 2000.

Se han localizado, además, dos cúmulos incrustados: SBB1 y SBB 2, ambos situados junto a fuentes de radiación de infrarrojo (Saurin, 2010).

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Las estrellas se agrupan

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Dentro del conjunto de estrellas jóvenes, se distinguen las que pertenecen al cúmulo Teutsch 127, ya mencionado y otras que se mueven simultáneamente en la agrupación denominada [KPR2005] 123. Habría un tercer grupo de las que no pertenecen a ninguno de los objetos anteriores y, o bien se trata de estrellas contaminantes (están en la línea de visión) o, por el momento, y a pesar de ser del tipo B, no han sido asignadas a ningún otro objeto.

Para ver la distribución y escalas con más detalle (referencia foto en recuadro):

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Los cúmulos

Entre las preguntas por resolver sobre formación estelar, está la de si las estrellas masivas se forman de forma aislada o son producto de cúmulos incrustados de forma dispersa. Responderla ha generado y genera numerosos estudios con métodos diferentes.

Los límites que tendemos a buscar nos ayudan a elaborar modelos y extraer lo esencial.

La teoría clásica, nos indica que, una vez afianzada la masa de una estrella, su evolución está determinada. Esto está así estipulado para aquellas de masa media fija. Pero ¿qué pasa con las que están en periodo de acreción y, por tanto, en constante variación de masa? Candidatas a masivas ¿cuál va a ser su evolución? (cada estrella parece tener su currículum individual).

Estas y otras preguntas interesantes aparecen en un artículo encabezado por el astrónomo de origen indio, Nanda M.S. Kumar (2006). En él se utilizan esas protoestrellas masivas (217 detectadas por diversos métodos) como indicadores de etapas tempranas de formación y, como tales, posibles señales de presencia de cúmulos incrustados (los más jóvenes).

IRAS 22172+5549, fue uno de los objetos analizados entre esos 217 candidatos masivos para comprobar si existía relación directa entre los cúmulos detectados y las estrellas asociadas. Se encontraron 54 cúmulos, uno de ellos en esta fuente. Más tarde se identificaría con SBB 1.

Los datos obtenidos no fueron concluyentes pero tampoco incongruentes. Con el método empleado se podía detectar el 60 % de los cúmulos alejados del plano medio galáctico mientras que los que se encontraban en él sólo podían detectarse en un 25%. Los autores plantean como causa la gran extinción que hay que sortear en dicho plano.

Y aquí otro concepto que se tendrá que tener en cuenta para mejorar la precisión en el estudio de las estrellas: su extinción, es decir, lo perturbada que nos llega su luz.

Un trabajo posterior (Qiu, 2008) también con el infrarrojo, esta vez con el telescopio Spitzer, permite detectar densidades de objetos jóvenes para poder descartar si cerca de uno, hay o no cúmulos con estrellas de baja masa. Parece que hay una relación directa entre la luminosidad en infrarrojo (lejano) y el número de objetos jóvenes. Las imágenes obtenidas para IRAS 22172+5549 no acabaron de ser claras. Revelaron protoestrellas pero no terminan de explicar si se trata de objetos ya en etapa preestelar o son protoestrellas profundamente incrustadas.

A continuación las localizaciones obtenidas para IRAS 22172+5549

Los cúmulos incrustados, ya se ha dicho en entradas anteriores, también parecen estar en el origen de los abiertos, aunque no todos llegan a convertirse en ellos. En todo caso, su búsqueda es importante porque ayudan a explicar la evolución estelar. Varios de estos cúmulos se han registrado en la zona y dos de ellos aparecen en la foto: SBB 1 y SBB 2.

Precisamente a SBB 2 se le ha adjudicado un incipiente arco de choque que podría estar producido por una estrella en el proceso de escape producto de supernovas o vientos de estos estados incipientes que presionan la materia que rodea a SBB 1 (Saurin, 2010).

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Las estrellas protagonistas

Se ha comentado antes que las estrellas ionizantes, las que provocan el brillo en los frentes de las nebulosas, eran BD +55 2722, del tipo O, miembro de Teutsch 127, y HD 211853, estrella peculiar del tipo Wolf Rayet (W-R), perteneciente al grupo KPR2005] 123.

HD 211853

Las estrellas W-R fueron descubiertas hacia 1866 en el Observatorio de París por los astrónomos franceses Charles Wolf y Georges Rayet. Se trata de estrellas muy masivas de las que se han encontrado en un rango que va desde 10 a 265 M_☉ (masas solares) a pesar de que los modelos teóricos preveían un máximo de 150 M_☉.

Su proceso de formación se iniciaría cuando una estrella masiva se empieza a alejar de la secuencia principal aumentando su atmósfera que, al expandirse, se va desligando y comenzando a desprender paulatinamente sus capas exteriores. Lo que queda es una estrella W-R capaz de perder entre 4 y 10 M_☉ al año. Estos vientos de pérdida de masa presentan líneas espectrales de emisión muy intensas.

Según los elementos presentes en esas líneas de emisión, estas estrellas se dividen en dos categorías, aquellas que presentan una presencia más fuerte de helio y nitrógeno (tipo WN) y aquellas en las que domina el oxígeno y el carbono (WC). Un tercer tipo, el WO, sería una evolución del tipo WC en el que destaca la presencia de oxígeno.

Parece haber consenso en que HD 211853 se trata de una binaria. No está tan claro que se admita que cada una de las componentes de la binaria tenga una compañera, lo que convertiría al sistema en cuádruple y, en ese caso, tampoco hay conformidad en el tipo de componentes de cada uno de los pares.

El astrónomo estadounidense Philip Massey publicaba un artículo en 1981 en el que definía el sistema como un binario formado por una estrella W-R y una del tipo O y un segundo par formado por dos estrellas del tipo O.

Años más tarde, en 1990, el búlgaro Kiril P. Panov y el alemán Wilhelm Seggewiss, observando los períodos de variabilidad, proponían que cada pareja estaba formada por una estrella tipo O y una de tipo W-R y que, en uno de los sistemas binarios la estrella más masiva era la del tipo O y en el otro, la del tipo W-R.

Más adelante, se citaba en otro trabajo (Liu et al., 2012) como una binaria en la que sus dos estrellas eran W-R.

Se trate de dos o cuatro elementos, no parece fácil discriminarlos con la observación de las variaciones en su brillo.

En ese trabajo, Panov y Seggewiss, también planteaban mediciones de los periodos de variabilidad distintos a los que había propuesto Massey. Con posterioridad se demostró que no eran concluyentes (Annuk, 1994).

Como anécdota, por si alguien se interesa por el final de la controversia, Panov y Seggewiss, asumieron en un artículo del año 2000 los periodos aceptados por Annuk y comprobados por el observatorio HIPPARCOS. Estos periodos son 6,6884 días para el par A y 3,4696 días para el par B… seguían siendo cuatro.

De una u otra forma, lo cierto es que en trabajos recientes (Nazé, Gosset y Marechal, 2021) aún se sigue utilizando la clasificación espectral establecida en catálogo del astrónomo neerlandés Karel A. van der Hucht el año 2001, que se corresponde con un sistema cuádruple [WN6/WCE+O6I] + [B0I+B1V-III]. No obstante, en las bases de datos del CDS está catalogada como una binaria espectroscópica y eclipsante WN6o+O6I, o sea un par compuesto por W-R + O, desde 2010.

BD +55 2722

El momento en que se enciende el hidrógeno en el núcleo de una estrella recién formada, es fundamental para su formación y posterior evolución. Este punto se conoce como secuencia principal de edad cero (ZAMS-Zero Age Main Sequence) (Holgado, 2020).

Se trata de la subclase de luminosidad Vz donde z, identifica ese punto 0, la ZAMS. Los objetos Vz son menos luminosos y menos evolucionados que los objetos V de secuencia principal (Arias, 2016).

La estrella BD +55 2722, también binaria, parece que está en ese momento evolutivo, tipo O7V(n)z + B. Hay que tener claro que se trata de un ‘punto cero’ que sirve en los modelos teóricos para establecer la edad de una estrella. Tampoco hay consenso en si la edad de la estrella debería o no contabilizar la época anterior a la secuencia principal.

Sea como sea, se mantiene esta tipología. Ya vimos en las entradas anteriores estrellas con ese espectro: HD 227018, la estrella fugitiva que nos enseñaba su frente de choque en SH2-101 (ver El tulipán negro) o 9 Sgr, una de las protagonistas de M8 (ver La cueva del dragón).

Lo extraordinario de este concepto, aunque sea teórico, es que está reconociendo una vida singular para cada estrella. Es un momento distinto para cada una de ellas. Y es que cada estrella es una excepción, es un objeto único.

Incluso cuando se realizan estudios estadísticos para la elaboración de modelos generales, es necesario analizarlas de modo aislado, recoger los datos ‘individuales’ que las caracterizan.

CHORIZOS (CHi-square cOde for parameterRized modeling and characterIZation of phOtometry and Spectrophotmetry)

Con este nombre tan suculento se denomina el software diseñado por el equipo de Jesús Maíz Apellániz, del Centro de Astrobiología-CAB/CSIC que combina distintos parámetros para cada estrella, entre ellos la extinción, esto es, la perturbación (oscurecimiento y dispersión) que sufre la luz que llega de una estrella cuando atraviesa el polvo interestelar (también la atmósfera). Para ello se deben extraer leyes generales que ayuden a calcular, con la mayor precisión posible, la incidencia que esa ‘deformación visual’ tiene sobre una estrella. Calculadas las leyes, su aplicación en un programa informático ya es más fácil.

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Aunque parezca una contradicción con ese carácter ‘independiente’ de un astro, esas leyes generales se aplican a cada uno de ellos obteniendo resultados distintos para cada cual (¡UF! en algún otro lugar habrá orportunidad de ampliar esto)

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Una de las dificultades con las que se encontró el autor es la poca exactitud de ‘las puñeteras leyes de extinción’ para que puedan ser utilizadas por el programa, así que decidió encararse con ellas y ‘remangarse … para que funcionen correctamente’ (todo esto lo explica de manera amena Maíz en 2013, en el número 41 de la revista IAA [http://www-revista.iaa.es/41/chorizos].

Todo esto venía a cuento porque dos de las estrellas que utiliza para su trabajo se encuentran en la fotografía que comentamos: una es esta, la BD +55 2722 y la otra es LS III 55 45 (ALS 12 320). Se pueden ver en la imagen, abajo a la derecha (Maíz y Barbá, 2018)

Ya es parte del currículum de sus currícula.

Para quienes se pregunten cómo terminó el tema de las leyes de extinción, se indican en referencia los artículos relacionados (Maíz et al., 2020 y 2021).

BD +55 2722 también fue propuesta candidata a estrella fugitiva debido a su alto movimiento propio en un estudio encabezado por Christine Allen, de la Universidad Nacional Autónoma de México, sobre los sistemas tipo trapecio que, por su alta inestabilidad, elevan el porcentaje de las expulsadas (Allen, Poveda y Hernández-Alcántara, 2006). Como se ha señalado en una imagen anterior, más tarde se señalaría una posible onda de choque incipiente en la proximidad que podía avalar esa teoría (Saurin, 2010).

Rizando el rizo

¿Qué pasa con la otra estrella citada en el trabajo sobre las leyes de extinción de Maíz?

LS III 55 45 (señalada como ALS 12 320 en la imagen) es una de las estrellas tipo O examinadas en el estudio estadístico realizado dentro del proyecto IACOB, para la detección de estrellas en el ‘momento ZAMS’ que se ha comentado antes (Holgado, 2020).

IACOB (Instituto de Astrofísica de Canarias OB), dirigido por Sergio Simón Díaz es un proyecto que, en teoría, debería haber finalizado en 2017, aunque, como indica el artículo mencionado, ha tenido continuación después de esa fecha.

Ya en su nombre queda claro que su objetivo son las estrellas de tipo OB (jóvenes). Desde 2011 ha venido realizando un amplio estudio de estas estrellas con el fin de elaborar una base de datos de apoyo al catálogo de Gaia. Sus resultados se han ido publicando desde 2014 y los artículos están recogidos en el apartado de Referencias para quienes quieran profundizar.

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Las cáscaras

Tal vez la presencia de dos estrellas masivas y tan llamativas sean la causa de que la mayoría de estudios sobre la zona estén relacionados con la Cáscara B. Hay que destacar uno muy específico (Liu et al., 2012) en el que se realiza un análisis de las posiciones y densidades de los núcleos moleculares alrededor de la burbuja creada por la estrella W-R.

Lo que propone el artículo es una región de tres generaciones de estrellas a partir de los vientos creados por la W-R. La parte más antigua es la más cercana a la estrella y la más joven es la actualmente más activa alrededor de IRAS 22172+5549. Parece que también corrobora esa teoría la presencia de los cúmulos que se han descrito en el que Teutsch 127 es el más antiguo, con una edad intermedia estaría SBB 2 que estaría presionando la materia interestelar hacia SBB 1.

De los resultados se infiere que la cavidad (burbuja) formada por la estrella no es circular sino que está aplanada en la dirección noroeste-sureste.

En la siguiente imagen los núcleos densos de posibles protoestrellas estudiados.

La Cáscara A

En este mismo artículo se hace una mención a la cáscara del este … «la Cáscara B está interfiriendo con ella» … y ¡eso es todo amigos!

Muy poco más he podido averiguar.

Antes de seguir una aclaración, una cuestión de matices.

Interpretada estrictamente la terminología de las dBs de CDS, IRAS 22172+5549 es otro nombre alternativo a LBN 102.79-00.92. En otros objetos estas designaciones son tratadas individualmente, están diferenciadas. Sobre todo cuando se habla de las fuentes de infrarrojo. No es el caso.

Otro nombre para el mismo objeto es Mol 143. La denominación Mol es la dada a regiones ultracompactas (ver La cueva del dragón) y son el resultado de búsquedas en las inmediaciones de las fuentes de infrarrojo IRAS (Molinari et al. 1996).

En resumen, en la nomenclatura del CDS, IRAS 22172+5549 es interpretado como sinónimo de LBN 102.79-00.92, además de SH2-132 y Mol 143 . Incluye, según la literatura las dos cáscaras, A y B. Es decir, podemos referirnos a ella como una fuente de infrarrojo (IRAS), como una nebulosa brillante (LBN) como una región HII (SH2) o como una zona molecular ultracompacta (Mol).

No encuentro una manera directa de conectarlas y/o diferenciarlas. Afortunadamente existen esos trabajos de inventariado que, en algún otro momento, permitirán encontrarla.

El objeto olvidado

No sé si, al contemplar la fotografía, alguien ha sentido curiosidad por saber ¿qué es ese objeto brillante en el noreste de la Cáscara A?

Tiene nombre: IRAS 22187+5559 y, esta fuente de infrarrojos podría tomarse como ‘parte’ del objeto comentado por situarse en la cáscara A, pero no está claro y, otra vez por no disponer de referencias de distancias, no se puede diferenciar.

Está flanqueado por dos fuentes de radio. En la imagen se repiten, para comparar su localización, las estrellas LS (Luminous Stars in the Northern Milky Way, 1964), que se habían incluido en la tabla anterior. Son de procedencia imprecisa obtenidas por escaneos de la galaxia de los grandes telescopios. Todavía no se ha completado su currículum:

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Parecía que esta cáscara iba a resultar aburrida y, finalmente, creo que lo es un poco. No encuentro estudios monográficos que nos enseñen lo que está pasando en ese punto del universo

… espera un momento…¿alguien se ha preguntado alguna vez qué ha sido de Curro, la mascota de la Expo92? … ¿será?…

¡No todo iba a ser sesudo!

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¿Y del rayo luminoso?

Búsqueda infructuosa. ¿Algún sol quizás?

No hay respuesta pero viene bien aquí recordar el origen del sistema solar.

Es mayoritariamente aceptado un origen producto de una explosión de supernova. En 2017 se abrió una nueva línea de investigación (Dwarkadas et al., 2017).

Al comparar la composición de la materia que domina el sistema solar, se encuentra que las cantidades de aluminio (en más) y hierro (en menos), que caracterizan las zonas donde se han producido supernovas, no reflejan con toda certeza este tipo de eventos.

La teoría alternativa presenta la posibilidad de que nuestro sistema planetario se pudiese haber originado por la evolución de una estrella Wolf-Rayet. El lanzamiento de sus sucesivas capas también podrían haber producido acumulaciones de gas y polvo al chocar esos potentes vientos con la materia circundante, formando una región en la que se podría haber originado nuestra estrella.

Se han seguido investigaciones que sirven para comparar una y otra teoría. Aunque se han obtenido cantidades mayores de hierro en determinadas partes del sistema solar, no parece ser necesaria la inyección por una supernova (Trappitsch, 2018). Se han realizado modelizaciones que explican la configuración del sistema solar, incluidas las presencias de cinturones de asteroides, pero la presencia del aluminio (26Al) sigue siendo inexplicable con esta teoría (Portegies et al., 2018).

Vistas ambas teorías de forma independiente, nos dan una explicación de las que nos gustan a los terrícolas de a pie, nos proporcionan la certeza que nos gusta tener: ‘el sistema solar se formó así’. Incluso parecen enfrentadas: ‘o una o la otra’. No obstante, aparecen interpretaciones que pueden conjugar ambas posiciones si se analizan en un entorno global (la Vía Láctea) entendido como un sistema en el que todos los eventos alimentan, expanden y vuelven a alimentar la materia que rodea una galaxia (Fujimoto, Krumholz y Tachibana, 2018).

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Bases de datos

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

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

Referencias

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Allen, C., Poveda, A., and Hernández-Alcántara, A., “Runaway Stars, Trapezia, and Subtrapezia”, in Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica Conference Series, 2006, vol. 25, pp. 13–15.

Annuk, K., “Photometry of the Wolf-Rayet binary HD 211853 in the Vilnius photometric system.”, Astronomy and Astrophysics, vol. 282, pp. 137–140, 1994.

Arias, J. I., “Spectral Classification and Properties of the OVz Stars in the Galactic O Star Spectroscopic Survey (GOSSS)”, The Astronomical Journal, vol. 152, no. 2, 2016. doi:10.3847/0004-6256/152/2/31.

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Vasquez, J., Cappa, C. E., Pineault, S., and Duronea, N. U., “Ionized gas, molecules and dust in Sh2-132”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 405, no. 3, pp. 1976–1986, 2010. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.16590.x.