Vacío

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Más que desolación, lo que (me) transmite esta imagen es aislamiento. Nada parece ocurrir a su alrededor, lo activo queda dentro de ese círculo (esfera).

Lo primero que pensé al ver esta astrofotografía es ¿cómo se puede detectar algo así? Debe ser increíblemente tenue, en medio de una región muy oscura y aparentemente vacía, ¿cómo narices ocurre?

Dicho y hecho … o morir en el intento.

Por si hemos de desplazarnos por la imagen, mejor colocarla en la posición de las coordenadas ICRS

Su misma localización sitúa este objeto en medio de una zona con muy pocos objetos catalogados y con pocas referencias en la literatura:

Quizás su nombre nos oriente: Jacoby 1.

Si tiene nombre propio, debe ser de su descubridor. Lo lógico entonces es que la primera referencia bibliográfica sea la que recoge ese momento.

¡Pues no! Tiene un nombre anterior que es el principal para la consulta en las dBs del CDS: PG 1520+525.

En otros que hemos visto, el nombre propio aceptado lo es por ser la primera persona en distinguirlo. ¿Qué ocurre en este caso?

Los méritos

El identificador PG de su nombre proviene del Catálogo Palomar-Green de Objetos Estelares Excedentes en el Ultravioleta, un inventario de objetos muy calientes que, siendo de distinto tipo, mostraban una emisión ultravioleta muy alta (Green, Schmidt y Liebert, 1986). Este es el resultado del recuento:

Y esta la identificación de PG 1520+525

Sería uno de esos 17 objetos (el 1% de la muestra) que tienen un tipo espectral PG1159, que presentan algunas “estrellas calientes de alta gravedad con atmósferas dominadas por el helio, cuyo prototipo es PG 1159-035”.

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Curiosamente la primera referencia bibliográfica asociada al objeto y recogida en la dB Simbad ya da por identificada la estrella utilizándola para compararla en la detección de una posible RR Lyrae. Me ha sido imposible comprobar dónde se había registrado la asignación del nombre.

Puesto que hay otras referencias anteriores a su aparición en el catálogo Palomar-Green, doy por hecho que estaba recogido en alguna comunicación interna del observatorio no habiéndose publicado en ningún artículo.

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El prototipo PG 1159-035 es otra manera de identificar a V* GW Vir una enana blanca que mantiene el nombre principal de variable pulsante cuyo tipo espectral es DOQZ1 (Q, por presencia de carbono; Z, por líneas de metales). Así que nos encontramos con que nuestra PG 1520+525 todavía mantiene el tipo espectral del, en su momento, prototipo que, a su vez, presenta uno distinto al que sirvió de modelo (¡paradoja!).

Parece que, en un primer análisis, habría más coincidencia. Lo que se sabe por ahora es que sí habría una diferencia: ambos objetos presentan una etapa distinta. PG 1520+525 es una nebulosa planetaria (en etapa pre-enana blanca) mientras V*GW Vir es una enana blanca.

Precisamente esa era una de las premisas que querían comprobar el astrónomo estadounidense George Jacoby y la astrónoma belga (?) Griet van de Steene: si las estrellas PG1159 representaban la etapa previa al estado de enana blanca en el momento de la eyección de gas de una estrella post-AGB (ver Protoposible y siguientes), era de esperar que se pudieran detectar restos de esas nebulosas planetarias. Analizaron siete y solo encontraron esos restos en una de ellas, la que se muestra en la astrofotografía, PG 1520+525 (Jacoby y van de Steene, 1993).

Es así como pasó a formar parte del exclusivo club de diez PG1159 con remanente aunque, en la actualidad, no a todas ellas se les reconoce ese tipo espectral. Son éstas.

No he podido hacer un recuento exhaustivo de las PG1159 registradas en las dBs del CDS. En cualquier caso, parece que sí constituyen un grupo reducido. Éstas serían las últimas que han sido objetivo en la misión TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) centrada en la presencia de variabilidad para la búsqueda de posibles exoplanetas (Córsigo et al., 2021).

A esta lista habría que añadir dos nebulosas planetarias más, NGC 6765 (AR 19 11 06.558, Dec +30 32 43.674) y NGC 6852 (AR 20 00 39.210, Dec +01 43 40.921) (Frew, Bojičić y Parker, 2013).

En el medio interestelar

Muy recomendable el artículo posterior de los mismos autores que daban a conocer el descubrimiento de la nebulosa. En él se amplía la información y las posibles implicaciones del hallazgo en el conocimiento de estas pre-enanas blancas (Jacoby y van de Steene, 1995).

Estamos, pues, ante NAME Jacoby 1.

En el mismo artículo se analiza el efecto del medio interestelar en que se está expandiendo y extinguiendo.

En el análisis morfológico que hacen los autores destacan la parte más brillante que se puede apreciar en el sur de la nebulosa como una posible interacción con el medio interestelar. Más tarde minimizarán la importancia de esa interacción en parte debida a la baja densidad del medio en el que se sitúa la nebulosa (bastante altura sobre el plano galáctico) sobre el que debería chocar el gas expulsado a gran velocidad, cosa que no parecían corroborar los datos del movimiento propio registrados. Se trataría, pues, de un posible efecto óptico.

El otro rasgo destacado es que parece tratarse de una nebulosa planetaria de doble capa que se ajustaría, según los autores, al tipo II descrito años antes por el propio Jacoby y que se caracterizaría por una capa exterior carente de brillo.

Estas son esas primeras imágenes de nuestra nebulosa

En este estudio morfológico también se fijan los autores en una ‘débil extensión hacia el norte’.

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Chris Sullivan, uno de los autores de la astrofotografía de portada me recomendó utilizar una que consideraba la mejor tomada de la nebulosa (¡Gracias!). Se trata de una imagen tomada por Mark Stiles donde se puede apreciar tanto esa extensión como la tenue onda de choque de la capa exterior de la nebulosa. ¡A disfrutarla!

y así orientada según sus coordenadas coordenadas

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Para quienes quieran profundizar en la manera en que se expande una nebulosa planetaria al interactuar con el campo magnético del medio interestelar en que se mueve, se citan en referencias dos artículos encabezados por Noam Soker y Ruth Dgani.

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Con pulso o sin él

Ya he comentado más arriba lo chocante que me resultaba que la variable GW Virginis que se denomina PG 1159-035 (¡y 034 y 036!) y que definiría el prototipo de tipo espectral, haya terminado con uno distinto. La diferencia con nuestra PG 1520+525, que sí es de tipo PG1159, parece estar en que a GW Vir se le ha detectado una pulsación que no parece afectar a Jacoby 1.

Entonces, si no es pulsante, ¿a qué se debe la nebulosa planetaria que la rodea?

Lo que parece es que podría tratarse de estrellas que se originarían en un renacimiento producido por un pulso térmico de helio en la fase post-AGB (Córsigo et al., 2021).

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Parece que hay estrellas, como algunas personas, que nos cuesta aceptar eso de una muerte inevitable. Yo, como Woody Allen, antes que pasar a la posteridad lo que prefiero es ser eterna … igual si me arrimo a Elon Musk, acabo consiguiéndolo.

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Y es que las estrellas nacen con un depósito de hidrógeno que van agotando a base de pérdidas de masa, pulsos y destellos térmicos, contracciones y explosiones. Convertirse en enana blanca es uno de estos finales para estrellas de masa baja o intermedia. Aunque su composición es, principalmente, de carbono y oxígeno en un núcleo rodeado de distintas capas de helio e hidrógeno; las de tipo PG1159 contienen muy poco hidrógeno que podría deberse a un destello tardío de la cáscara de helio.

Así, una estrella post-AGB o enana blanca podría volver a encender el helio y, enfriándose, renacería como una estrella AGB.

Un modelo de renacimiento para una estrella de 2 M⊙ se puede ver en la gráfica siguiente. La estrella pasaría hasta tres veces por la fase AGB. Durante el destello de helio se quemaría el hidrógeno y se iría asimilando a la composición de su capa interior rica en helio, carbono y oxígeno, característicos de las estrellas PG1159.

El destello podría producirse en cualquier momento de la trayectoria post-AGB dando lugar al denominado ‘pulso térmico tardío’ (o muy tardío).

Algunas estrellas PG1159 son pulsantes, es el caso de las variables GW Virginis, que definen una región de inestabilidad en el diagrama H-R (Adamczak, 2010).

Recomendable la parte de la tesis de Jens Adamczak dedicada a PG 1520+525.

Las zonas de inestabilidad se pueden ver localizadas en la siguiente imagen extraía del vídeo Evolución estelar II: bandas de Inestabilidad | Diagrama Hertzprung – Rusell ( min 4:53).

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Muy interesante este recorrido por las casi-enanas-blancas que espero recuperar en otro momento porque se quedan muchas cosas en el aire. Tengo que decidir el nuevo trayecto y me inclino por conocer esos otros dos objetos que destacan en la astrofotografía.

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HD 137000

Estrella de tipo F4IVn, que no parece tenga rasgos especiales, bastante estable. A una distancia de 171.836 pc ±0.44 (2020) se encuentra mucho más cercana que PG 1520+525 cuya distancia se calcula en 771.962 pc ±24.3138 (2020).

Sin embargo nos pone en la ruta hacia uno de esos cúmulos que trastornan un poco mi neurona. Se llama [CCB99] 1 y fue identificado en un sondeo de Hipparcos.

¿De dónde el trastorno?

… 9711 estrellas asignadas como elementos del cúmulo

… probabilidad de pertenencia de la mayoría de ellas: 0% (solo a 8 de las más de 9000 se le ha calculado ya una de entre el 22 y 37%)

… confío en que salga alguna más cuando se pueda comprobar.

En cualquier caso: dato chocante, nariz husmeante (lo sé, poesía soy yo).

Ese sondeo del Hipparcos resulta de lo más prometedor: “No sólo se detectan algunos cúmulos y corrientes, sino que se puede medir la fracción de estrellas agrupadas. Al estimar las edades individuales de las estrellas se pueden relacionar las corrientes y los cúmulos con el estado del medio interestelar (ISM) en el momento de la formación de las estrellas y proporcionar una visión cuantitativa de la evaporación de los cúmulos y la mezcla de las corrientes. Una vez establecida esta imagen sin suposiciones, volvemos a los hechos observacionales previamente conocidos en relación con los cúmulos y las asociaciones, los grupos en movimiento o los llamados supercúmulos. En el espacio de posición tridimensional se recuperan cúmulos abiertos bien conocidos” (Chereul, Crézé y Bienaymé, 1999).

¡Y yo que tengo que pasar por alto cada una de esas frases intrigantes!

Dejo la imagen de los componentes que se le asignan al cúmulo … parece que puede esperarse cualquier sorpresa en los dominios de Cygnus.

2MASX J15212325+5221191

Por el nombre nadie lo diría pero también tiene su aliciente. Esa rayita que se distingue con una inclinación de 45º junto a HD 137000 es la imagen de una galaxia, la de ese nombre irrepetible.

¿Qué se sabe de ella? … nada

Se podría decir que primero se detectó la fuente de infrarrojo IRAS F15199+5232 y más tarde la fuente de radio NVSS J152123+522111 (¡uf!)

Los nombres no dicen nada pero puede presumir de estar registrada en el que debe ser el catálogo más aristocrático de los existentes (al menos de los mencionados en este blog… y llevamos unos cuantos), el ‘The Imperial IRAS-FSC Redshift Catalogue’ (Wang y Rowan-Robinson, 2009).

Lo supongo de procedencia china, pero no he podido comprobarlo.

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Este viaje a lo que prometía ser lo más inhóspito del universo ha resultado, como siempre, agradable y sorprendente.

Aquí los objetos mencionados

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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/]

IRSA https://irsa.ipac.caltech.edu/

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

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

NED (NASA/IPAC Extragalactic Database) [http://ned.ipac.caltech.edu/]

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

Adamczak, J., “X-ray spectroscopy of hot white dwarfs”, PhDT, 2010. [Accesible en la Universität Tübingen]

Chereul, E., Crézé, M., and Bienaymé, O., “The distribution of nearby stars in phase space mapped by Hipparcos. Clustering and streaming among A-F type stars”, Astronomy and Astrophysics Supplement Series, vol. 135, pp. 5–28, 1999. doi:10.1051/aas:1999160.

Chu, Y.-H., Jacoby, G. H., and Arendt, R., “Multiple-Shell Planetary Nebulae. I. Morphologies and Frequency of Occurrence”, The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 64, p. 529, 1987. doi:10.1086/191207.

Córsico, A. H. et al., “Pulsating hydrogen-deficient white dwarfs and pre-white dwarfs observed with TESS. I. Asteroseismology of the GW Vir stars RX J2117+3412, HS 2324+3944, NGC 6905, NGC 1501, NGC 2371, and K 1-16”, Astronomy and Astrophysics, vol. 645, 2021. doi:10.1051/0004-6361/202039202.

Dgani, R. and Soker, N., “Instabilities in Moving Planetary Nebulae”, The Astrophysical Journal, vol. 495, no. 1, pp. 337–345, 1998. doi:10.1086/305257.

Frew, D. J., Bojičić, I. S., and Parker, Q. A., “A catalogue of integrated Hα fluxes for 1258 Galactic planetary nebulae”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 431, no. 1, pp. 2–26, 2013. doi:10.1093/mnras/sts393.

Green, R. F., Schmidt, M., and Liebert, J., “The Palomar-Green Catalog of Ultraviolet-Excess Stellar Objects”, The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 61, p. 305, 1986. doi:10.1086/191115.

Jacoby, G. H. and van de Steene, G., “Detection of an Old Planetary Nebula Around the Known Hot sdO Star PG 1520+525”, Bulletin of the American Astronomical Society, Vol. 25, p.1369, 1993.

Jacoby, G. H. and van de Steene, G., “Identification of an Old Planetary Nebula Around the PG 1159 Star: PG 1520+525”, The Astronomical Journal, vol. 110, p. 1285, 1995. doi:10.1086/117602.

Soker, N. and Dgani, R., “Interaction of Planetary Nebulae with a Magnetized ISM”, The Astrophysical Journal, vol. 484, no. 1, pp. 277–285, 1997. doi:10.1086/304317.

Wang, L. and Rowan-Robinson, M., “The Imperial IRAS-FSC Redshift Catalogue”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 398, no. 1, pp. 109–118, 2009. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15138.x.