JR's website on Deep Sky Astronomy

Los progresos de la humanidad suponen una continua ampliación de nuestros horizontes y del conocimiento que tenemos del mundo en el cual vivimos. Un esfuerzo considerable de las inversiones en investigación se destina todavía hoy en día a exploración, aunque el objetivo de ésta no es ya tanto la Tierra, conocida muy profundamente, sino el Sol y los otros planetas, que constituyen nuestro entorno cósmico inmediato. El conocimiento del Sistema Solar es cada vez más necesario por la progresiva mayor accesibilidad que estamos consiguiendo, y que en un futuro todavía lejano nos permitirá aprovechar sus recursos. Otra buena razón para conocerlo mejor es la influencia en el medio ambiente terrestre que directa o indirectamente puede producir, especialmente a nivel de catástrofes geológicas o atmosféricas de gravísimas consecuencias. Estas razones, y la propia necesidad de conocer de nuestra especie, de dar respuestas a preguntas que nuestra curiosidad plantea, justifica nuestra dedicación a explorar las regiones del Universo más cercanas a la Tierra.

Sin embargo, el Universo es mucho más que el Sol y su corte planetaria. De hecho, aunque sean fundamentales para la vida y en ciertos casos condicionen nuestras acciones cotidianas, la Tierra, el Sol, la Luna y los otros cuerpos del Sistema Solar son tan sólo una región diminuta e intrascendente en un Universo inmenso y asombroso que supera ampliamente cualquier cuadro que nuestra imaginación conciba. Para justificar los esfuerzos en exploración de lo situado más allá de los confines del Sistema Solar ya no se pueden esgrimir móviles económicos, estratégicos o defensivos, al ser inalcanzables materialmente. El móvil es únicamente la ganancia de conocimiento en el sentido más puro. Incentivos adicionales que hacen más fascinantes a estos estudios son el propio exotismo de los fenómenos físicos, el inmenso tamaño y poder del Universo a gran escala y las atractivas consecuencias filosóficas que plantea, que convierten en apasionantes unos estudios innecesarios desde un punto de vista puramente pragmático. Estas cuestiones han cautivado la imaginación de mentes abiertas e inquisitivas de miles de personas, muchas de las cuales sin embargo sólo llegan a considerar estos temas como una curiosidad. Sin embargo, una parte de estos interesados dan el salto, y convierten el estudio del Universo a gran escala en una verdadera afición, incluso quizás en una profesión. Probablemente el lector se encuentra en estos momentos dando ese paso. En estas líneas se pretende hacer una descripción del Universo más allá del Sistema Solar, que a nivel de aficionado se conoce como "Astronomía de espacio -o cielo- profundo", procedentes de traducir las palabras inglesas deep space o deep sky.

La introducción la plantearemos en etapas. Comenzaremos por hacer una exploración preliminar partiendo desde cero, para ir progresivamente profundizando en astrofísica y cosmología. Finalmente abordaremos el estudio práctico de estos objetos a nivel de aficionado, desde el campo y con medios adecuados, fundamentalmente telescopios.

2.1. Introducción teórica

Naturaleza física del espacio profundo

2.1. LAS DIMENSIONES DEL SISTEMA SOLAR Y DEL UNIVERSO

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Para nosotros, que somos seres vivos de un tamaño diminuto respecto de las distancias cósmicas, la magnitud del planeta en el que vivimos, la Tierra, resulta difícil de abarcar con la mente. A pesar de ello, los progresos técnicos y la rapidez de los transportes actuales han terminado por familiarizarnos con otras culturas y lugares, reduciendo una escala enorme a términos humanos. En la actualidad podemos desplazarnos por la superficie de nuestro planeta a velocidades inconcebibles hace pocos años, realizando en horas viajes que hace apenas doscientos años requerían muchos meses o incluso años. Nuestros modernos aviones cruzan de continente a continente en cuestión de horas. En la actualidad parece que al fin el mundo se nos empieza a quedar pequeño.

Más allá de la Tierra está el Sol, que nos da vida, y una decena de mundos comparables a la Tierra, algunos menores y otros que convierten a nuestro planeta prácticamente en un escombro. En la actualidad somos -al menos en teoría-, capaces de acceder con nuestras sondas espaciales a todos ellos, en viajes que duran años a elevadas velocidades. La variedad de mundos que estos vuelos no tripulados han puesto de manifiesto ha cambiado radicalmente nuestra concepción del Universo inmediato. La noción que hoy tenemos sobre el tamaño del Sistema Solar y su infinita variedad hubiera asombrado a los antiguos habitantes de la Tierra. Incluso a nosotros nos sigue pareciendo enorme y extraño. Resulta tan grande que hablar en términos de kilómetros nos dice muy poco. El Sistema Solar es, efectivamente, tan inmenso que no podemos concebir cuánto por su propia enormidad. Los kilómetros son una unidad de distancia concebida y muy adecuada para hablar de las distancias que recorremos sobre la superficie de nuestro planeta cotidianamente; sin embargo, su utilidad resulta precaria cuando tenemos que describir distancias tan grandes que se deben medir en millones de ellos. La necesidad de hablar de cosas más grandes en términos sencillos nos ha hecho definir nuevas unidades.

La Tierra se mueve en una órbita casi circular colosal, tan grande que a nuestros más modernos y rápidos aviones les costaría unos tres años recorrer un radio. ¿Sería suficientemente grande esta unidad de distancia para hablar de distancias cósmicas?. Probemos. Vamos a definir la unidad astronómica como el radio medio de la órbita de la Tierra, es decir, 149.6 millones de kilómetros. La Tierra mediría 0.00009 unidades astronómicas (UA). Muy poco, tal como queríamos; desde luego parece una unidad prometedora. ¿Pero será suficiente?. ¿Cuanto mediría todo el Sistema Solar?. En total, 80 unidades astronómicas de diámetro. A la sonda espacial más rápida jamás construida, la nave Voyager II, le costaría 25 años cruzarlo de parte a parte. Caminando, si se pudiese, recorrer esa distancia nos llevaría no una vida, ni dos... sino más de 3000. La Unidad Astronómica parece una unidad perfectamente adecuada para hablar de distancias en el Sistema Solar, pero lamentablemente adolece del mismo problema que los kilómetros cuado queremos referirnos a mayores distancias. Y la más corta separación que podemos plantear, la de nuestra vecina estrella Próxima Centauri, por de pronto requiere ya más doscientas mil unidades astronómicas; esto es sólo el comienzo.

Una nueva unidad de distancia a mayor escala puede definirse a partir de la velocidad de la luz en el vacío, dando indirectamente la distancia en unidades de tiempo al que se debe viajar a la velocidad de la luz. Sea, pues, un año-luz la distancia que recorre la luz en un año. Puesto que la velocidad de propagación en el vacío es de 299800 kilómetros cada segundo, un año-luz vienen a ser 9.45 billones de kilómetros, es decir, 63200 unidades astronómicas. A una velocidad tan grande podríamos dar la vuelta a la Tierra en una décima de segundo; partiendo del Sol, se podría alcanzar la órbita la Tierra en 8.3 minutos, la de Plutón en cuestión de unas cinco horas y media, y alcanzaríamos Próxima Centauri en menos de cinco años

Quizás comencemos a pensar que nuestro planeta es un mundo minúsculo en un gigantesco Sistema Solar. Pero vamos a ver que el Sol y su corte planetaria a su vez son ridículamente pequeños, prácticamente nada, en un Universo de un tamaño inconcebible, en el que las distancias ya no se dan en minutos-luz o en horas-luz, sino en millones de años-luz. El espacio profundo es precisamente todo aquello que encontramos cuando salimos del Sistema Solar, es decir, a distancias del Sol superiores a 5.5 horas‑luz. El más corto itinerario por el espacio profundo supone ya distancias tan titánicas que escapan completamente a nuestras posibilidades actuales y probablemente siempre lo harán. Así, alcanzar la estrella vecina más cercana con la mejor tecnología actual duraría muchas decenas de miles de años en un viaje que duraría generaciones. Cruzar el sistema gigante de estrellas -o galaxia- en el que vivimos costaría dos mil millones de años. Las cifras nos desbordan completamente, y sin embargo todavía estaríamos al comienzo de nuestro viaje...porque hay cientos de miles de millones de galaxias en el Universo. Jamás podremos hacer viajes así de no haber una revolución radical en nuestra concepción de los viajes espaciales. Afortunadamente, podemos conocer esos objetos celestes inalcanzables gracias a su luz, y somos capaces de responder con esa información a muchas preguntas complejas planteadas a cerca de estos lugares donde jamás conseguiremos llegar.

Tabla 1. Distancias en el Universo y tiempos de viaje (a=año, d=dia, h=hora, m=minutos, s=segundos)

Objeto del viaje		Caminante (6 Km/h)	Avión (4000 Km/h)	Voyager II (60000 Km/h)
Cruzar Valencia	12 Km	2 h	11 s	0.7 s
Cruzar España	1,000 Km	7 d	15 m	30 s
Dar la vuelta a la Tierra	40,000 Km	278 d	10 h	40 m
Alcanzar la Luna	384,000 Km	7.3 a	96 h	4.7 h
Alcanzar el Sol	149.6 10⁶ Km	2800 a	4.3 a	104 d
Salir del Sistema Solar	12,000 10⁶ Km	228,000 a	2,080 a	25 a
Alcanzar á Centauri (4.3 a.l.)	40 10¹² Km	773,000,000 a	1,160,000 a	77,000 a
Cruzar la Vía Láctea	100,000 a.l.	18 billones de años	0.03 billones	1800 millones
Alcanzar M 31	2,250,000 a.l.	405 billones de años	0.6 billones	0.04 billones
Alcanzar el Cúmulo de Virgo	60,000,000 a.l.	11,000 billones	16 billones	1 billón de años
Alcanzar el quasar 3C273	1,000 10⁶ a.l.	0.18 trillones	270 billones	18 billones

Vamos a dedicar las siguientes líneas a describir aquello que existe más allá del Sistema Solar, en las profundidades del espacio: el espacio profundo, el Universo a Gran Escala.

2.2. EL REINO DE LO INCONCEBIBLEMENTE GRANDE

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De entre todos los posibles enfoques con los que puede describirse el Universo, las introducciones que se basan en viajes con la imaginación resultan las más agradables al lector, de modo que empezaremos haciendo un viaje imaginario. Podríamos ahora elegir entre dos posibles comienzos, ya clásicos en la divulgación de la astronomía: partir de la Tierra, y ver qué se encuentra alejándonos de ella, o bien no partir de ningún punto conocido en particular, y localizar la Tierra a partir de este punto representativo. Vamos a elegir el segundo enfoque, probablemente el más didáctico de los dos y realmente el más original.

Supongamos que hemos conseguido escapar de las leyes de la materia que nos limitan en el mundo real. Nos encontramos en una nave espacial, creada con nuestra imaginación, de fabulosas propiedades. Este vehículo va a ser capaz de trasladarnos instantáneamente a cualquier punto del cosmos y podrá resistir ambientes de una violencia y hostilidad inconcebible. Además, puestos a dotarle de propiedades imaginarias útiles, haremos que pueda mostrarnos imágenes más allá de nuestros sentidos ordinarios, y que el tiempo en su interior pueda ser acelerado a voluntad para contemplar fenómenos que tienen lugar en miles o en millones de años como si durasen segundos, o ralentizado si los acontecimientos fuesen demasiado rápidos como para apreciarlos con nuestra vista.

Pidamos que nos transporte a un lugar representativo del Universo. ¿Qué veríamos? Por de pronto, aparecería ante nosotros un panorama vacío. No hay nada. Ha desaparecido todo el firmamento tal y como lo conocíamos. Ya no hay estrellas ni constelaciones, ni se ve la Luna, ni los planetas, ni meteoros, luz zodiacal, Vía Láctea... Todo ha sido sustituido por una oscuridad sobrecogedora, absoluta, como jamás hemos visto. Tan sólo captamos con instrumentos muy sensibles algunos débiles fogonazos causados por la aniquilación de pares partícula-antipartícula, fotones generalmente de microondas, y quizás algún átomo o partícula subatómica. Sin embargo, estas tenues señales no alterarían la sensación de que ante nosotros no existe nada, sólo un vacío casi perfecto, que hace que sintamos un abandono total y una soledad absoluta. Sin embargo, si nos fijamos, aquí y allá se ven unas manchas borrosas muy débiles y confusas. Nos cuesta mucho verlas a simple vista, pero con la instrumentación adecuada comprobamos que parecen ser extraordinariamente abundantes, contándose por miles a poco que nos fijemos. Dirigiéndonos hacia ellas, comprobamos que por mucho que nos esforzamos en alcanzarlas, apenas notamos cambios y parece que continúan igual de lejos. Esto nos indica que, además de abundantísimas, son también verdaderamente enormes: gigantescas acumulaciones de materia tan sólo débiles por encontrarse terriblemente lejos.

Vamos a ver una de ellas con más detalle, para lo cual nos acercaremos a unos centenares de miles de años luz. La imágen de mancha confusa se convierte en una espectacular masa de miles de millones de puntos luminosos coloreados a los que llamaremos estrellas, agrupados en densas nubes luminiscentes. Esta entidad, formada por miles de millones de estrellas, es una galaxia, el ladrillo fundamental de construcción del Universo. Las galaxias son enormente variables en tamaño y forma. Algunas son enormes esferas o elipsoides sin detalle alguno. Otras se organizan en maravillosas estructuras espirales notablemente planas. En cambio muchas veces no parecen poseer ninguna forma definida. No nos cansamos de ver estos espectáculos celestes; la variedad de formas que encontramos parece infinita.

Otro hecho pronto se nos hace evidente: las galaxias no están verdaderamente aisladas, sino que la mayor parte se agrupan en macroestructuras formadas por decenas, cientos y hasta miles de ellas que vamos a llamar cúmulos de galaxias. Incluso hay organizaciones de mayor jerarquía, formadas por varios de estos cúmulos, a los que llamaremos supercúmulos, las mayores superestructuras conocidas en el Universo. Cada cúmulo, cada galaxia, es siempre diferente. La variedad de formas, tamaños y agrupaciones es prácticamente ilimitada. Las galaxias son incontables. El universo, tal como lo conocemos en la actualidad, tiene varias decenas de miles de millones de años luz de diámetro y quizás contiene cientos de miles de millones de galaxias. Al contemplar estos viveros de estrellas y ser conscientes de su gigantismo, verdaderamente se comprende el concepto de infinito en su verdadera magnitud. Para un aficionado, aun cuando de una galaxia con su telescopio o prismático apenas llegue a captar más que una débil mancha de luz, siempre supone una sensación muy especial, y la propia debilidad no hace sino aumentar aún más la intuición de extrema y aterradora lejanía.

Siguiendo con nuestro viaje, aceleramos la nave imaginaria hasta alcanzar una cómoda velocidad de crucero de varios millones de años luz por minuto, comenzando la exploración. En nuestro recorrido por el reino de las galaxias vemos que distan mucho de ser esas pacíficas agrupaciones de estrellas que en apariencia son. Algunas expulsan enormes chorros de gas desde el centro del disco en dirección del eje de giro. Otras parecen literalmente estar explotando, con un brillo titánico, que empequeñece a todas las que habíamos visto. De hecho acabamos por convencernos de que las regiones nucleares de casi todas las galaxias exhiben fenómenos violentos, especialmente en galaxias grandes, con cientos de miles de millones de estrellas. Sin embargo muchos de estos violentos fenómenos a menudo no son perceptibles con nuestros ojos, y debemos emplear otras frecuencias de luz para hacerlos visibles. Cuando por ejemplo empleamos ondas de radio, muchas galaxias que parecían completamente normales y apenas perceptibles se convierten en monstruosas superestructuras llamadas radiogalaxias, y se hacen mucho más frecuentes las expulsiones de gas en los núcleos y otros indicios de actividad.

Las galaxias no se encuentran demasiado separadas unas de otras. Así, no nos sorprende ver que con frecuencia están deformándose o chocando unas con otras, mezclándose y desarrollando estructuras de interacción, como puentes de materia, o brazos espirales de grosor, forma, o dirección de giro anormal. Incluso encontramos casos en los que una inmensa galaxia elíptica literalmente engulle a sus pequeñas vecinas, apropiándose de sus estrellas. Sin embargo la mayoría de las galaxias son más tranquilas y anodinas. Más tarde, cuando comprendamos bien qué es una galaxia, volveremos para conocer mejor las clases que hay. Pero por ahora nos conformaremos con observar más detalladamente un grupo típico.

Escogemos un cúmulo anónimo bastante pequeño, en la región periférica de un cúmulo gigante. Esta parece una región pacífica, aunque dos de las galaxias dominantes tienen núcleos algo activos. No hay muchas galaxias aquí. Las dos espirales principales son imponentes entre las de su clase, pero no excepcionalmente grandes. Hay muchas pequeñas galaxias satélites y algunas galaxias secundarias. En el Universo, las galaxias pequeñas son extraordinariamente abundantes, pero se hacen muy difíciles de detectar con la distancia, lo que produce una falsa sensación de escasez. Las galaxias enanas son a menudo más irregulares que las grandes a causa de su mayor susceptibilidad a ser perturbadas. Sus estructuras globales muestran un grado de desarrollo generalmente menor, aunque en compensación conservan más tiempo subestructuras primitivas, como nubes de gas gigantes. Como paso previo al examen con mayor detalle del mundo de las galaxias parece conveniente estudiar una al azar con más atención.

Vamos, pues, a visitar la más pequeña de las dos galaxias gigantes. Es un disco parecido a una lente de lupa de cien mil años luz de diámetro organizado en estructuras espirales similares a un remolino y rodeado de un halo esférico de estrellas pequeñas y rojas. Este prodigioso conglomerado de estrellas, de brazos espirales azulados y núcleo amarillento, gira sobre sí mismo a la vertiginosa velocidad media de 800000 Km por hora, pero su tamaño es tan inmenso que tarda más de 250 millones de años en completar una vuelta. Aceleramos el tiempo para ver como lentamente evoluciona, y comprobamos que no rota como un sólido; más bien sus lentos movimientos nos recuerdan a un fluido muy viscoso. Si la examinamos durante unos cientos de años, de vez en cuando nos sorprenden enormes explosiones, en las que algunas estrellas multiplican su brillo millones de veces. Casi, como un organismo vivo, las galaxias se mueven, se retuercen, cambian de forma y sufren crisis ocasionales.

A medida que nos aproximamos la complejidad de nuestra galaxia gigante se hace más y más asombrosa. Cuando finalmente descendemos hasta sumergirnos en su plano ecuatorial, de repente el cielo vuelve a ser el que contemplamos en las noches desde nuestro mundo, y esa prodigiosa masa de estrellas, cuando se observa desde el interior siguiendo la dirección del disco de la lente, se convierte en la familiar Vía Láctea o Camino de Santiago. A esta galaxia la vamos por tanto a llamar Vía Láctea, ya que es precisamente la galaxia en la cual vivimos, una galaxia más entre una infinidad.

Es interesante destacar que la noche nos muestra el verdadero aspecto de Universo desde el interior de una galaxia cualquiera: negra oscuridad, estrellas, nubes de gas, y otras galaxias lejanas. El día, que consideramos como el aspecto verdadero de nuestro mundo, no es más que el resultado de la difusión por la atmósfera terrestre de la luz del Sol. Es decir, el día, lejos de ser normal, es todo lo contrario: una anormalidad, aunque afortunada, ya que hace posible la vida en la Tierra. Nuestro planeta es anormal además por otras razones, como estar acompañado de satélite descomunal -la Luna-, por la riqueza de la atmósfera terrestre de oxígeno, una molécula tan activa que podría calificarse de veneno químico extremadamente peligroso, o por la abundancia y diversidad de la vida que contiene.

¿Y dónde está el Sol y nuestro planeta dentro de nuestra Galaxia?

2.3. LA GALAXIA VÍA LÁCTEA

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Para encontrarlo y calibrar su importancia, planteemos ahora un cambio de escala. Una reducción interesante consistiría en hacer la Vía Láctea del tamaño de España, que mide unos 1000 Km de diámetro. En este modelo un año luz equivale a 10 metros y una unidad astronómica a 0.16 milímetros. Con ayuda de esta reducción vamos a hacer familiar el tamaño de las estructuras de la espiral, una entre cientos de miles de millones. Volveremos una y otra vez a esta reducción de escalas, que es muy práctica para hacernos una idea de los tamaños relativos.

En esta galaxia reducida hasta tener el diámetro de un pequeño pais como España, localizar al Sol no es tarea fácil. Para poder verlo necesitaríamos equiparnos de un buen microscopio y venirnos a Valencia, a 300 Km del centro de nuestra galaxia reducida. Allí encontraríamos una bolita luminosa de apenas ocho centésimas de micra: ese es el Sol de nuestro mundo. Y todo lo que habíamos tomado como un enorme vecindario, el Sistema Solar, cabría cómodamente en un disco del tamaño de una peseta. Si no nos fijásemos mucho sería muy fácil pasar por encima del Sistema Solar sin ni siquiera darnos cuenta.

Un corto paseo de 43 metros nos llevaría hasta nuestra estrella más cercana, Alfa Centauri, en realidad un sistema constituido por tres estrellas asociadas entre sí, que dista 4.3 años-luz. Viajando desde el Alfa de Centauri hacia el Sol durante 42.99 metros no encontraríamos nada, tan sólo un halo de núcleos cometarios de un tamaño ridículo. Es sorprendente lo enormemente separadas que están las estrellas unas de otras y el pequeño tamaño de las mismas y de sus sistemas planetarios. Comparadas con ellas, las galaxias se pueden considerar prácticamente en contacto, ya que las distancias que las separan son muy pequeñas para su tamaño: del orden de sus propios diámetros. Más allá de Alfa Centauri y a distancias similares, encontramos más puntos de luz en apariencia insignificantes. La acumulación miles de millonesde ellos a lo largo de vastas distancias en el disco plano que constituye la Galaxia, adorna las noches terrestres con esa espectácular franja luminosa que constituye la Vía Láctea y que contemplamos en noches limpias y oscuras lejos de las ciudades.

La galaxia Vía Láctea es un sistema espiral formado por más de ciento cincuenta mil millones de estrellas (se cree que incluso quizás el doble), con la forma de una lente de lupa corriente. En el plano ecuatorial del disco se acumulan nubes de gas (fundamentalmente hidrógeno) y polvo (óxidos, silicatos, etc), y es allí donde se observa una mayor complejidad estructural y las más luminosas estrellas, que trazan los brazos espirales. Las zonas exteriores son más pobres. A medida que nos desplazamos hacia el centro, la densidad y el número de estrellas crece enormemente, formándose un abultamiento central, bulbo o "bulge". Debido a nuestra posición periférica y a la absorción de la luz por la materia oscura del disco, no podemos hacernos una idea de la extraordinaria riqueza en estrellas de estas regiones centrales. Lo más parecido que podemos imaginar es la visión del centro de un cúmulo globular rico -tipo de objeto que conoceremos en las próximas páginas-, a través de un gran telescopio, pero a pesar de la portentosa imagen, sigue siendo un sustituto muy pobre. El verdadero centro de la galaxia, en las profundidades del bulbo, es un misterioso objeto que pesa millones de veces lo que nuestro Sol, pero que ocupa un espacio extrañamente pequeño, del orden del Sistema Solar. A pesar de que el núcleo expulsa nubes de gas por el eje de giro y de que es una fuente muy caliente y brillante, no debemos creerlo muy activo, sino todo lo contrario: es de lo más pacífico en comparación a los monstruosos centros de otras galaxias. Rodeando al disco lenticular existe un halo esférico de estrellas y agregados globulares, antiquísimos restos de la formación de nuestra Galaxia. Y más allá, perdiéndose en el vacío intergaláctico, tenues nubes de hidrógeno, la materia placentaria de la que en un pasado remoto surgió la Vía Láctea, y en último término nosotros mismos.

Nuestra galaxia no está sola. Cuenta con casi una docena de pequeñas galaxias satélites, algunas de ellas tan próximas que la deforman e inclinan con sus tirones gravitatorios, y que a su vez sufren terribles distorsiones. Las dos satélites más próximas no pueden verse desde nuestras latitudes, y fueron descritas por primera vez por el navegante portugués Fernando de Magallanes en su viaje de circunnavegación de la Tierra; en su honor se las llama las "Nubes de Magallanes". Orbitando a mayores distancias que las Nubes de Magallanes existen otras galaxias satélites, de caracter elíptico enano, todas ellas pequeñas y pobres, complejas de detectar incluso desde cortas distancias. Prácticamente todo lo que vemos a simple vista en las noches más limpias y oscuras es tan sólo una región diminuta de esa gigantesca espiral en la cual vivimos, todo un universo por sí misma, plagada de objetos asombrosos.

Si pudiéramos dar un recorrido por el interior de los brazos espirales probablemente nos faltarían palabras para describir el maravilloso espectáculo: ante nuestra vista desfilarían estrellas por millones, apiñadas, formando densas nubes que, como nudos, trazarían la figura de los brazos espirales. Cada uno de estos nudos, que llamaremos nube estelar, mide típicamente unos pocos miles de años-luz de diámetro, y es parecido al área metropolitana de Valencia en el modelo reducido. El amontonamiento es sólo un efecto óptico, ya que las estrellas del interior de la nube siguen estando separadas por distancias inmensas. La impresión de gran densidad que recibimos se debe a un motivo similar al que se produce cuando se observa una ciudad muy lejana: las luces parecen tocarse. Sin embargo, sabemos que los responsables de los puntos de luz son pequeñas bombillas, que en realidad están enormemente separadas unas de otras. Es la distancia la responsable de que nuestros sentidos nos conduzcan a conclusiones equivocadas y de que nuestra mente asigne incorrectamente a los focos de luz un tamaño muy superior al real, pareciendo grandes como edificios.

2.4. ESTRELLAS AISLADAS

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Ha llegado el momento de averiguar qué son en realidad las estrellas. Nuestra experiencia cotidiana no nos permite contestar. Para la humanidad, durante incontables siglos, simplemente han sido puntos luminosos coloreados de naturaleza desconocida, que se cuentan por millares en noches oscuras, asociadas a la mitología de todas las culturas y fuentes de ritos mágicos y adivinatorios. Parecen envolver a la Tierra en todas direcciones en una esfera inmutable. Pero no ocupan esa esfera imaginaria con una distribución uniforme, sino que se concentran en una faja lechosa, a la que la tradición grecorromana ha llamado "Vía Láctea" o "Galaxia", y que cuando se examina con un telescopio se ve constituida por millares estrellas muy débiles. Los intentos de medir la distancia a la Tierra de las estrellas, una vez que se tuvo consciencia de su extrema lejanía, puso a prueba la habilidad e imaginación de los astrónomos. Finalmente, la tenacidad y la técnica terminaron por superar todas las dificultades. Los primeros experimentos de Friedrich Bessel, de William y John Hershell, y de Wilhelm von Struve, dieron solución a este problema. Las cifras supusieron un golpe durísimo para la concepción del Universo, multiplicando el tamaño conocido y haciendo más y más insignificante al Sistema Solar, una situación que desde entonces no ha hecho sino repetirse una y otra vez, hasta convertirlo en algo completamente despreciable, una región submicroscópica en un Universo inconmensurable.

En la Vía Láctea hay muchas más estrellas de las que se ven con los más poderosos telescopios. Si hiciéramos a las estrellas granos de arena y las extendiésemos en una capa uniforme, la playa que formaríamos tendría 100 metros de ancho y como mínimo un kilómetro y medio de largo. Un puñado de esa arena contendría diez veces más estrellas de las que se ven a simple vista. Ahora que estamos algo más familiarizados con el número de estrellas que hay en una galaxia, vamos a ver como sería cada "grano de arena" en realidad.

Escojamos una estrella de las más corrientes. ¿Cómo se vería desde una distancia próxima, digamos desde unos miles de kilómetros de su superficie?. Aparecería ante nosotros como un astro cegador, tan caliente que nos destruiría en una fracción de segundo. Este panorama se repetiría con cualquier estrella que eligiéramos. Algunas serían enormes y otras no; algunas serían rojizas, y otras azuladas; algunas serían compactas y otras etéreas. Sin embargo todas tendrían algo en común: son soles muy lejanos. O para ser más justos, el Sol no es más que otra estrella, sólo que próxima, peligrosamente próxima. La misma cercanía de la estrella, que nos ha dado vida, que da energía a la atmósfera, que calienta a la Tierra y a sus habitantes, causará nuestra aniquilación en un futuro afortunadamente remoto. El maravillosamente tranquilo comportamiento de nuestro Sol contrasta con la inestabilidad de otras estrellas, con crisis de luminosidad tan graves que la vida en sus proximidades sería inviable.

El Sol es una estrella absolutamente corriente. Ni siquiera es muy grande, ni brillante. Lo único especial que la hace destacar es la corta distancia a la Tierra. Pero si lo contemplásemos desde una distancia típica, como 40 ó 50 años-luz, no se diferenciaría en nada de las otras. Evidentemente, para nosotros es la más importante; después de todo, si vivimos es gracias a ella. El Sol constituye un buen punto de comienzo para comprender cómo es y de qué forma funciona una estrella. Mide poco más de un millón de kilómetros de diámetro y su superficie se encuentra a más de 6000 grados celsius. Cuando lo examinamos con detalle nos llevamos la sorpresa de comprobar que, aunque a primera vista lo parece, no es sólido en absoluto. La esfera cegadora es plasma ardiente, engañosamente sólida por la propia opacidad de estos materiales. Parece tan denso como el agua, pero está formado por gas a miles de grados, principalmente hidrógeno y helio. De su superficie parten ardientes lenguas de plasma de decenas de miles de kilómetros de altura que se alzan como lenguas de fuego y caen contra la estrella a elevadísimas velocidades, con unas figuras demasiado extravagantes como para considerar que la gravedad rige sus formas. De vez en cuando tormentas de radiación de alta energía escapan al espacio, junto a un peligroso flujo de partículas elementales y raudales de luz.

¿Porqué brillan las estrellas?. Quizás el Sol pueda responder nuestra pregunta. Un análisis de su interior nos revela que en el núcleo se están produciendo reacciones termonucleares de fusión de hidrógeno en helio. Cada vez que se produce un núcleo de helio, se desprende energía de enlace nuclear. Este tipo de procesos son los de mayor desprendimiento de energía que conocemos, salvo los de aniquilación de materia y antimateria. Las estrellas son de hecho gigantescas bombas atómicas de hidrógeno que radian de forma estable y autorregulada durante períodos de tiempo inconmensurables. La peligrosa radiación producida en estos procesos nucleares migra desde el núcleo estelar a la superficie, siendo absorbida y reemitida múltiples veces, de forma que al final de su camino la letal radiación gamma queda sustituida por luz ultravioleta y visible, aunque quedan restos de mayor energía. Esta luz sigue siendo muy peligrosa debido al elevado contenido en radiación de alta energía. En el caso de la Tierra, el ozono se encarga de filtrar la luz de mayor frecuencia, y así se hace posible la vida. Antes de que el ozono existiera, esta luz llegaba libremente a la superficie terrestre, jugando un papel esencial en los orígenes de la vida, al inducir mutaciones que favorecieron la exploración de nuevas habilidades genéticas (evolución).

Una estrella consolidada se estructura en capas esféricas. En el interior de la esfera más interna o núcleo se produce la fusión exotérmica de los átomos centrales, y se acumulan los desechos formados, envenenando progresivamente el material. En estrellas muy grandes y evolucionadas se extiende la fusión en capas concéntricas sucesivas, en cada una de las cuales domina una serie de equilibrios de nucleosíntesis de diferente temperatura característica. En torno a la zona de fusión se extiende una gran región convectiva, que renueva el material de las proximidades del núcleo, y cuyo tamaño y virulencia es función del tipo de estrella. La fotosfera es la superficie aparente de la zona de convección. El calor del horno nuclear no llega regularmente a la supeficie: el campo magnético, presente en todas las estrellas, produce inhibiciones en el transporte de materia y energía, que enfrian localmente algunas porciones de la superficie, generando zonas menos calientes. Estas regiones, sólo algo más frías que el resto de la fotosfera, representan en el Sol una fracción muy pequeña de su superficie y las llamamos manchas solares, ya que, por contraste, parecen negras cuando se observan con un telescopio. Sin embargo, en otras estrellas estas manchas estelares pueden ser un fenómeno generalizado en toda la superficie, hasta el punto de oscurecer de forma apreciable la luz estelar. Sobre la superficie aparente o fotosfera se extiende la cromosfera, formada por materiales extremadamente calientes, que constituye la atmósfera estelar. Las anomalías superficiales que observamos en el Sol (manchas, fáculas, espículas y protuberancias), a pesar de su espectacularidad, son de muy escasa magnitud. Finalmente encontramos la corona, que se pierde progresivamente en el espacio. En el Sol la corona es muy tenue, pero en algunas estrellas gigantes puede ser muy importante.

La fusión de hidrógeno en helio que hace brillar al Sol supone la desaparición de 0.0287 unidades de masa atómica (umas) por átomo de helio formado, es decir, 0.0477 cuatrillonésimas de gramo, que se transforma en íntegramente en energía (4.28 billonésimas de juole por nucleido generado). Estas cantidades pueden parecer algo ridículo, pero no lo son: estamos hablando de astros que transforman muchas toneladas por segundo. Así, una estrella muy modesta como nuestro Sol transforma más cuatro toneladas cada segundo, generando una potencia de 0.38 cuatrillones de kilovatios. De nuevo nos movemos ante cifras tan grandes que son difíciles de intuir. Pero pongamos un ejemplo: se estima que en toda la Tierra se producen unos 20 billones de kilovatios-hora al año, que se consumen en transportes, industrias, hogares, etc. Pues bien: si pudiéramos disponer de la totalidad de la energía que produce el Sol en tan sólo un segundo, podríamos cubrir las necesidades de energía de todo el planeta... durante más de cinco mil años.

Una exploración por la galaxia Vía Láctea revela que existen casos de estrellas muy diferentes. Algunas son enormes gigantes rojizos, cientos de veces mayores que nuestro Sol, pero menos calientes (3000 grados), que lentamente dejan escapar sus capas exteriores. Otras son ardientes astros azulados decenas de miles de veces más brillantes que el Sol y tan calientes (30000 grados) que parte de su luz no es percibida por nuestros ojos, pero es capaz de ionizar y hacer brillar el gas circundante, si existe. Sin embargo, la gran mayoría de las estrellas que vemos son mucho más pequeñas, débiles y frías. Incluso nuestro Sol, siendo una estrella diminuta, es relativamente grande frente al resto de las abundantísimas estrellas enanas. Para una mayor comprensión, pongamos unos ejemplos: vamos a convertir al Sol en una bolita del tamaño de una cereza. La Tierra sería entonces un diminuto grano de arena. Pues bien, una estrella supergigante roja sería una esfera del tamaño de un edificio de tres pisos o más, y una supergigante azul, una cegadora bola del tamaño de un balón de fútbol. La mayoría de las estrellas serían pequeños guisantes amarillos y rojizos. En el caso opuesto encontraríamos a las enanas blancas, que, del tamaño de la Tierra, serían esferas diminutas de una décima de milímetro. No debemos pensar por ello que las gigantes rojas son también miles de veces más pesadas que el Sol. La verdad es que las mayores estrellas estables conocidas pesan no más de ciento cincuenta veces más que nuestro Sol, aunque brillen muchos miles de veces más y sean a veces cientos de millones de veces más voluminosas. Si el volumen es tan variable y la masa no, debemos concluir que la densidad es también muy dispar. Así, las inmensas supergigantes rojas son tan ténues que se las suele llamar vacíos rojos, ya que su densidad media es de una diezmillonésima de gramo por cada centímetro cúbico (el aire que respiramos es doce mil veces más denso). En cambio, las sorprendentes y diminutas enanas blancas son tan prodigiosamente compactas, que una cucharada de su materia pesaría cien toneladas. Estos astros no son ya verdaderamente estrellas en el sentido de que ya no fusionan átomos para obtener energía, sino cadáveres de estrellas como el Sol, en proceso de muerte térmica. El proceso de enfriamiento de las enanas blancas se dilata durante muchos miles de millones de años.

Pero aún existen astros más misteriosos y compactos. Las extrañas e irreales estrellas neutrónicas o estrellas de neutrones tienen una densidad millones de veces mayor que la de por sí increíble de las enanas blancas. Una hipotética cuchara llena de este material pesaría diez mil millones de toneladas, es decir, lo que pesa una montaña corriente de un kilómetro de altura. Si en un experimento hipotético una pequeña porción de materia de estas estrellas se dejara caer en la superficie de la Tierra, fácilmente la atravesaría repetidamente de parte a parte, hasta dejar a nuestro planeta completamente lleno de agujeros. Las estrellas neutrónicas son, como las enanas blancas, también cadáveres de estrellas, y proceden del derrumbe sobre sí mismo del núcleo de una estrella gigante que agotó todo su combustible nuclear y ya no pudo sostener su propio peso.

Una estrella es una gran acumulación de gas, que se mantiene unida gracias a la gravedad. En último término, son una etapa intermedia en el proceso de agregación de grandes cantidades materia. Una masa de gas grande dejada a sí misma, bajo ciertas condiciones, tiende a replegarse en una esfera, calentándose en el proceso. Llegado un punto, el calor producido por la contracción hace que en el interior se enciendan reacciones nucleares, que calientan y hacen brillar la esfera gaseosa, y durante un tiempo detienen la contracción. Pero la batalla está perdida de antemano, porque más pronto o más tarde se terminará el combustible nuclear, dejará de producir calor, y su propio peso hará que de nuevo se desplome sobre sí misma. La gravedad es una fuerza de largo alcance que jamás cesa, porque es el resultado directo de la existencia de materia; en otras palabras, es una propiedad de la materia que no puede desvincularse de ella, es decir, una propiedad intrínseca. La gravedad tiende a contraer a las estrellas, y sólo la presión térmica y de radiación del gas calentado por procesos nucleares, que se oponen a la gravedad, son capaces de frenar un inevitable desplome. Cuando la estrella deja de producir energía y se enfría, la gravedad hace que de nuevo vuelva a replegarse sobre sí misma, hasta que otras fuerzas sean capaces de frenar esta caída inevitable. Si la estrella no es muy grande, la fuerza electromagnética de repulsión entre electrones es suficiente para detenerla y se forma una enana blanca. Pero si el núcleo es mayor y la gravedad más intensa, los electrones se ven obligados a combinarse con los protones para formar neutrones. En un estado de compresión más importante, aparecen fuerzas nucleares que detienen el desplome, y se forma una estrella neutrónica. Más allá de las dos masas solares, nada puede detener el derrumbe de la estrella. Se forma una región de propiedades inverosímiles, teoricamente un punto que, poseyendo la masa original del núcleo estelar, mantiene su potente gravedad. Nada, ni siquiera la luz, puede vencer a este potente campo gravitatorio: es un agujero negro o colápsar, un sumidero cósmico de materia, invisible e indetectable, de no ser por las perturbaciones que produce en el medio circundante, y a veces por la emisión de radiación de muy alta energía, cuando el gas de otra estrella es absorbido y acelerado hasta casi la velocidad de la luz. Estas extrañas regiones tienen el tamaño teórico de un punto y una densidad infinita. Sin embargo, introducen tal grado de deformación en el espacio y en el tiempo que las leyes de la materia que utilizamos cotidianamente no les son aplicables, ni siquiera algo tan básico como el propio concepto de densidad. Se acepta que en el mismo centro de la Vía Láctea existe un enorme agujero negro de millones de masas solares, que es el responsable de las emisiones de calor, ondas de radio y expulsiones de gas del corazón de nuestra Galaxia.

Las estrellas, pues, viven del gas que tienen y brillan porque combinan elementos ligeros extrayendo energía de ese proceso. Las reservas de gas de una supergigante azul pueden ser unas 20 veces mayores que las del Sol. Sin embargo el brillo de estos enormes astros no es 20 veces mayor al del nuestro, sino muchos miles de veces superior. La consecuencia es evidente: las derrochadoras supergigantes tiene una vida fulgurante y espectacular, pero muy corta. Una estrella como el Sol puede vivir nueve mil millones de años del hidrógeno que posee, pero las más grandes y luminosas consumen su materia a un ritmo muy superior, agotando sus reservas mucho más pronto. De esta forma una supergigante azul grande agota su hidrógeno en apenas un millón de años. Puede prolongar algo su agonía combinando sus antiguas cenizas de fusión, pero el final está próximo. Agota en algunos miles de años más sus reservas y, en un cataclismo final, estalla como una supernova, muriendo y convirtiéndose en una estrella neutrónica o en un agujero negro. Las estrellas como el Sol acaban sus días de un modo más pacífico, como enanas blancas rodeadas de fantasmagóricas nubes de gas. Mientras, las estrellas verdaderamente enanas, del tamaño de un gran planeta como Júpiter, son tan parcas gastando sus reservas y brillan tan poco que su vida es increíblemente dilatada. Acaban sus días como enanas marrones, frías y muertas, sin perder completamente su naturaleza de estrellas. Los planetas como Júpiter son el final de las estrellas de menor masa, aunque el mismo Júpiter jamás llegó a ser una estrella por ser incapaz de fusionar hidrógeno. Las enanas blancas a su vez terminan por perder todo su calor residual, quedando un resto cristalino frío llamado enana negra.

La inmensa mayoría de las estrellas de una galaxia son mucho más pequeñas que el Sol. Si tomamos al azar un millón de estrellas, apenas mil de ellas igualarían o superarían la masa del Sol, y tan sólo una o dos serían supergigantes. Obviamente, el enorme brillo de las supergigantes las hace visibles desde enormes distancias, mientras que las estrellas de un décimo de masa solar son casi indetectables incluso estando muy cerca. La evolución de las estrellas y su clasificación la abordaremos con detalle posteriormente.

2.5. ESTRELLAS ASOCIADAS POR LA GRAVEDAD

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El uso sistemático del telescopio pronto puso de manifiesto que las estrellas no estaban solas. Muchas de ellas aparecen juntas, formando parejas o pequeños grupos, a las que llamamos estrellas dobles o múltiples. Los aficionados pronto aprendemos a reconocer algunas decenas de éstas (Mizar, Albireo, Antares, Cástor, etc). Algunas no son más que el resultado de la proyección en la misma región del espacio de dos estrellas que se encuentran a distancias claramente diferentes, y entre las que no puede existir ninguna ligadura gravitatoria: son las dobles ópticas. Las dobles ópticas, por ser simples alineaciones, dependen de la situación del observador, y no tienen más interés que como curiosidad más o menos vistosa. Durante mucho tiempo se pensó que todas las estrellas dobles eran de esta clase, pero a medida que se progresó en la catalogación del cielo, la abundania de las estrellas dobles se hizo tan anormalmente grande, que la explicación de meras proyecciones se acabó por volver insostenible. A mediados del siglo XVIII ya habían astrónomos que discrepaban. Finalmente las primeras medidas cuidadosas de William Herschell en 1779 pusieron definitivamente de manifiesto que existían verdaderos sistemas físicos, que suelen ser las dobles más difíciles de observar. Herschell comprobó que las componentes secundarias de algunos de estos sistemas describían pequeñas elipses en torno a las luminosas primarias, hecho que irrefutablemente demostraba que existía una conexión verdadera entre ambas. Cuanto más próximas se encuentran las componentes, tanto más probable es que formen un sistema físico. Hoy sabemos que más de la mitad de las estrellas conocidas se encuentran formando grupos ligados por la gravedad mutua; las llamamos dobles físicas. La mayor parte de ellas son sistemas que tan sólo con sólo técnicas muy elaboradas e instrumentos de gran diámetro conseguimos resolver, y esto sólo en los casos más cercanos. La mayor profundidad en el estudio del firmamento ha cambiado las apariencias una vez más: hemos pasado de considerar habituales a las estrellas aisladas a considerarlas excepcionales.

Entre los sistemas físicos encontramos ejemplos dispares. Algunas veces son soles gemelos (W Ursa Majoris), aunque es más frecuente que los tamaños sean extraordinariamente distintos (Mira). La separación entre las componentes de un sistema binario o múltiple también varía mucho, y con ello los períodos de revolución. Muchas órbitas requieren cientos de años (Mizar), o muchos miles (Epsilon Lyrae), para completarse, mientras otras duran apenas unas horas (U Geminorum). Consecuentemente, las distancias de separación a veces son tan pequeñas que se desarrolla una envoltura común al sistema y la materia se escapa por el plano ecuatorial formando espirales (Beta Lyrae), que se pierden en el espacio. En tales casos la proximidad causa importantes deformaciones en las estrellas componentes por fuerzas de marea. Y existen sistemas binarios aún más extraños, formados por estrellas muy compactas que absorben gas de estrellas normales y que a veces estallan o deflagran de un modo cataclísmico (RS Ophiuchi). Otros curiosos casos incluyen estrellas neutrónicas (SS 433), inmensas nubes oscuras en torno a sistemas neutrónicos (Epsilon Aurigae), o agujeros negros (Cygnus X-1).

El estudio de estrellas dobles a través de telescopios fue una tarea muy importante hasta principios del siglo XX. Caracterizamos a las componentes del sistema mediante dos medidas (las conoceremos con más detalle posteriormente):

● La separación angular entre ellas, generalmente expresada en segundos de arco.

● El ángulo de posición, que es el ángulo en grados que forma la línea de unión entre la componente primaria del sistema y la menor que consideremos (radio vector), respecto de la dirección del Polo Norte Celeste girando en sentido Norte-Este-Sur-Oeste. Es decir, en dirección contraria a las agujas del reloj, o de acuerdo a la regla de la mano derecha, como prefiramos.

Con estas medidas se puede reproducir la órbita y calcular sus elementos definitorios, y finalmente, gracias a las leyes de Kepler, podemos averiguar las masas de las componentes, siempre que la distancia del sistema sea conocida. Cuando sea posible seguir total o parcialmente las evoluciones con telescopios, y así reconstruirse la órbita, nuestra doble se llamará binaria visual.

Probablemente el lector ya habrá reparado que con las limitaciones instrumentales y el enorme tamaño de la Vía Láctea los descubrimientos de estrellas dobles están extremadamente sesgados. Podremos descubrir dobles muy separadas lejanas o dobles muy cerradas próximas, con un aspecto parecido. Pero de cualquier forma, son una parte ínfima de las que realmente existen. Las vastas distancias propias de la Vía Láctea hacen que frecuentemente no seamos capaces de resolver las componentes. Además muchas de las aparentes dobles más separadas que tomamos como pares de perspectiva pueden ser verdaderas binarias visuales, con una órbita tan colosal que no muestren cambios de posición apreciables en décadas o siglos.

Sin embargo, se han encontrado otros medios muy ingeniosos para determinar la duplicidad de una estrella aparentemente única. El método quizás más importante es el análisis de su luz mediante un dispositivo de dispersión, aparato que según el dispositivo de detección final se llama espectrómetro, espectrofotómetro, espectrógrafo o espectroscopio. Cuando la luz blanca pasa a través de un prisma de cristal, se forma una franja coloreada, exactamente como el arco iris, cuyo fundamento final es el mismo: en ese caso, las gotitas de lluvia actúan de prisma diminuto. El nombre de esa franja coloreada es "espectro" porque aparecen colores fantasmagóricos donde aparentemente no había nada más que luz blanca. Curiosamente, cuando la luz de las estrellas es dispersada en sus colores fundamentales no se ve tan sólo la franja coloreada: aparece surcada por una serie de líneas brillantes y oscuras que no se ven en la luz procedente de una bombilla de incandescencia. Estas líneas son características de cada elemento y especie compleja química, y nos permiten averiguar la composición, temperatura, densidad y otras (describiremos más profundamente la luz y los espectros en el punto 17). Las líneas aparecen siempre en una disposición característica, y en el laboratorio ocupan posiciones fijas respecto a los colores de fondo. Sin embargo, cuando en lugar de una fuente de luz inmóvil tenemos a una en movimiento, las cosas cambian. Así, cuando una fuente móvil, como una la estrella, se aleja de nosotros, las rayas espectrales se desplazan de sus posiciones habituales hacia el color rojo, mientras que si se acerca, se desplazan en dirección contraria, hacia la zona de los tonos azulados. A este fenómeno se le llama "efecto Doppler" en honor a su descubridor. La magnitud del desplazamiento es proporcional a la velocidad relativa del emisor de luz respecto del receptor, y suele ser muy pequeña por la elevada magnitud de la velocidad de la luz (299800 Km cada segundo) respecto a la del emisor. No es algo tan extraño como parece a primera vista: todos hemos experimentado este mismo fenómeno con sonido en lugar de luz, cuando oímos el silbato de un tren que se acerca. Mientras se dirige hacia nosotros tiene un tono claramente más agudo que cuando se encuentra en reposo, para hacerse más grave cuando se aleja.

Supongamos ahora un sistema formado por dos estrellas demasiado próximas para individualizarlas mediante un telescopio. Cuando una de ellas en su órbita se mueva hacia nosotros, algunas de las líneas espectrales -las asociadas a esa componente-, se desplazarán hacia la zona azul, mientras que cuando se aleje, lo harán hacia la zona roja. La magnitud del desplazamiento nos permitirá medir la velocidad orbital. A estas binarias, cuya naturaleza se pone de manifiesto mediante las líneas espectrales, se las llama binarias espectroscópicas.

Las órbitas pueden ocupar muy diferentes orientaciones respecto del observador. Habrá binarias que por aparecer desde la Tierra vistas desde el polo orbital, no podrán ser detactadas mediante desplazamientos de las líneas espectrales, porque no muestran variación de velocidad desde nuestra posición. En otros casos el azar hará que su plano orbital prácticamente coincida con nuestra línea visual, y las variaciones de velocidad serán máximas. No debería resultar extraño entonces encontrar casos en los cuales una de las componentes transite por delante de la otra, ocultándola. Y si la luz que recibimos es la suma de la generada por cada estrella, veremos una disminución de brillo en esos momentos. No solamente cambiará la intensidad de la luz: también lo hará su naturaleza, viéndose la emisión característica de la componente ocultante, que en ocasiones, por ser más oscura y grande, es imposible de ver en condiciones normales.

No siempre se puede evidenciar por estos procedimientos a un sistema doble o múltiple. En 1844 Bessel anunció un descubrimiento sensacional. Como sabemos, todas las estrellas orbitan en torno al corazón de la Vía Láctea, pero yacen tan lejos que este movimiento tarda en apreciarse a simple vista cientos de años, salvo excepciones. Con telescopio es más fácil apreciarlo, al amplificar pequeñas desviaciones. Pues bien: Bessel comprobó que Sirio, la estrella más brillante del cielo, se desviaba de la trayectoria prevista cíclicamente, describiendo una sinusoide en lugar de una línea recta. La estrella que apartaba a la brillante Sirio debía ser casi tan pesada como el Sol, pero tardó en descubrirse casi 20 años. La razón fue que la acompañante de Sirio brillaba mucho menos de lo esperado, casi quinientas veces menos que el Sol, y pertenecía a un nuevo tipo de estrella: las enanas blancas. Ambos hechos son muy importantes. Por un lado, se encontró un tipo de estrella completamente desconocido y de propiedades increíbles. Por otro, el método desarrollado permitió descubrir compañeros oscuros en torno a otras estrellas aparentemente únicas. A estas binarias, detectadas por el desplazamiento cíclico en torno a la trayectoria prevista se las llama binarias astrométricas. Sólo en ocasiones excepcionales se ha llegado a identificar directamente a la estrella secundaria en este tipo de binarias, ya que suele estar demasiado próxima y en general es muy oscura. Muchos de estos compañeros oscuros son del tamaño de un gran planeta. Quizás cuando se disponga de grandes telescopios en órbita este método permita descubrir planetas en torno a otras estrellas.

También en algunos casos, por ejemplo en Capella (la estrella más luminosa de la constelación de Auriga), ha sido detectada una estrella secundaria por anormalidades en la imagen vista a través de un interferómetro (dobles interferométricas). Un interferómetro es un telescopio especial, en el que se hace coincidir la luz de un objeto lejano procedente de dos objetivos separados. La superposición produce una serie de franjas claras y oscuras, que permiten medir la distancia del emisor. Una imagen irregular en un interferómetro pone en evidencia a una segunda estrella invisible gracias a la mayor abertura efectiva del telescopio. Al igual que sucede en telescopios normales, cuyo poder de resolución es proporcional al diámetro del objetivo, en un interferómetro es proporcional a la distancia entre los dos objetivos colectores de luz (a veces dos espejos, una lente partida, etc). La imagen no parece tener nada que ver con el original, pero la información está ahí, oculta en esas franjas luminosas.

Todos los nombres de estrellas dobles que hemos visto hacen referencia a la visión desde la Tierra o al modo de detección, pero no contemplan la verdadera naturaleza física del sistema. Es quizás un residuo de la mentalidad geocéntrica del hombre. Una clasificación mucho más correcta y significativa es la de sistemas abiertos, y sistemas cerrados. En los sistemas abiertos las componentes están lo suficientemente separadas como para que no se pueda dar intercambio de materia, de modo que la vida de las estrellas transcurre igual que si estuvieran aisladas. En cambio, en los sistemas cerrados las evoluciones son interdependientes (esta definición es contraria a los convenios físicos usuales de intercambio de materia y energía). La transferencia de gases de una a otra estrella cambia las perspectivas evolutivas de ambas, a veces de un modo muy drástico. En los sistemas cerrados se producen una gran cantidad de fenómenos curiosos o al menos exóticos, que han dejado perplejos a los astrónomos durante años, desafiando su imaginación. Un hecho común es encontrar estrellas viejas junto a otras extrañamente jóvenes pero más grandes, algo inexplicable si han nacido simultáneamente, sabido que las estrellas más grandes envejecen más rápido. En estos sistemas ha sucedido una inversión de las masas originales, cuando la primitiva estrella mayor pasó por la fase de gigante roja y comenzó a transferir gas a su acompañante, enlenteciendo la evolución de ésta y acelerando la suya.

Un sistema doble o múltiple puede tener diferentes orígenes. La mayor parte se producen durante el nacimiento de la estrella. Hay cuatro mecanismos principales de generación de un sistema doble o múltiple: por fragmentación de la nube protoestelar, por gemación si la nube gira demasiado rápidamente, por inestabilidades en la fase de acreción, y por consolidación simultánea de más de un foco de concentración. La explicación aparentemente más obvia, que es la captura directa de una estrella por otra, es extremadamente improbable, por lo separadas que se encuentran las estrellas que hacen muy difíciles los cruces próximos, y sobre todo por las elevadas velocidades relativas de traslación, que producirían catapulsiones cuando las estrellas se aproximaran, pero no capturas. Sólo en sistemas muy relajados dinámicamente podría ser posible la unión en un sistema de dos estrellas completamente independientes.

2.6. ESTRELLAS DE BRILLO VARIABLE

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En la antigüedad siempre se ha puesto al firmamento como ejemplo de la eternidad y la inmutabilidad. Verdaderamente, las estrellas se encuentran tan lejos que las constelaciones que vemos no han cambiado apreciablemente desde hace milenios. Sin embargo, un estudio detallado nos revela que sí existen cambios. Hemos visto ya el ejemplo de las estrellas dobles y sus órbitas, y también las estrellas más próximas, en las cuales el desplazamiento en torno al centro de nuestra galaxia provoca que muestren lentos cambios de posición respecto de las estrellas más lejanas (movimientos propios). Pero es mucho más dramático el caso de ciertas estrellas que se abrillantan y debilitan, alterando el aspecto de las constelaciones si son lo suficientemente brillantes.

A las estrellas que por distintas razones cambian de brillo las llamamos estrellas variables. En algunos casos las variaciones son puramente debidas a motivos geométricos (variables geométricas), generalmente ocultaciones en sistemas binarios o estrellas deformadas que al girar varían la superficie radiante que nos presentan y consecuentemente cambia el flujo de luz que recibimos. Una de las primeras variables descubiertas (1667) era de esta clase: la brillante Algol, o Beta de Perseo. Algol es un sistema constituido por tres estrellas. Casualmente dos de ellas presentan un plano orbital alineado con nuestra visual, de modo que se ocultan mutuamente cada dos días y medio. La componente más luminosa tiene un radio tres veces mayor que el Sol, es azulada, y brilla 25 veces más que la secundaria, que es ligeramente mayor, pero roja. Se produce un fuerte mínimo de luz cuando la componente primaria queda ocultada por la oscura secundaria, y un mínimo menor cuando es la secundaria la estrella ocultada. Fenómenos parecidos se han encontrado en cientos de estrellas, con períodos menores y mayores, y mínimos asimétricos como éste, o perfectamente simétricos. Algol ha dado nombre a aquellas variables geométricas casi esféricas, completamente separadas (evolución independiente), que presentan mínimos primarios y secundarios de diferente profundidad: estrellas de tipo Beta Persei o algólidas.

Pero en una exploración atenta por la Vía Láctea encontramos también estrellas que alteran por sí mismas su brillo (variables intrínsecas). Estas son las verdaderas estrellas variables. Así, con frecuencia encontramos estrellas que se dilatan y contraen alternativamente (variables pulsantes), con frecuencia grandes estrellas rojas que pulsan lentamente, latiendo como un monstruoso corazón. Las variaciones de radio que implican las pulsaciones suponen cambios de volumen tan enormes que estos fenómenos necesariamente se producen con una lentitud majestuosa. Estas sucesivas expansiones y contracciones se producen en último término por deficiencias en la producción de energía. Un exceso de producción provoca que se hinchen para contrarrestarlo, del mismo modo que un gas se dilata al calentarse, mientras que una disminución de la temperatura nuclear se ve acompañada de una reducción del tamaño de la estrella. Todas estas gigantes rojas son muy viejas. Los períodos de pulsación suponen en general muchos meses, por lo que se las llama variables de largo período, o más comúnmente, Miras, dado que la estrella más famosa de esta clase es Omicron de la Ballena, o "Mira Ceti".

Otras son grandes estrellas jóvenes de color blanco que fluctúan con una precisión asombrosa. En el caso de las cefeidas (por Delta de Cefeo, su estrella prototipo), la relación entre el período de pulsación y la luminosidad real es tan perfecta que nos permite el cálculo de la distancia de separación, siendo éste uno de los métodos más seguros para datar la separación de objetos hasta distancias de 50 millones de años luz (telescopio espacial Hubble). Las pulsaciones de las cefeidas típicamente requieren varios días. Sin embargo, otras estrellas completan su ciclo mucho más rápido, a veces en minutos, aunque en los casos extremos se hace muy difícil advertir las variaciones a simple vista puesto que las alteraciones de volumen son mínimas. Cuanto mayor es la variación de brillo, mayor es la amplitud de la pulsación, más varía de tamaño la estrella, y mayor es el período necesario para que se complete. Un ciclo completo suele producirse en intervalos de tiempo que oscilan entre varios años y unos minutos.

No siempre los pulsos son reproducibles y cíclicos. Muy al contrario, en muchos casos no existe regularidad en absoluto, y las estrellas varían de brillo erráticamente, de forma impredecible (variables irregulares). A pesar de ello, en muchas variables irregulares se observan pautas cíclicas más o menos marcadas (variables semirregulares). Un ejemplo de variable semirregular lo constituye la imponente Betelgeuse, en la constelación de Orión. Betelgeuse es una de las estrellas más grandes conocidas, catorce mil veces más brillante que el Sol en luz visible y ciento ochenta mil veces más brillante si consideramos toda su luz, que está atravesando la fase de supergigante roja, previa a su muerte. Comienza a experimentar arritmias, que hacen que presente deficiencias de producción de energía que se agravarán en el futuro. Esta estrella está condenada a estallar como una supernova. Cuando alcanza el diámetro máximo su fotosfera es tan enorme como la órbita de Júpiter, mientras que su radio mínimo al menos se cree del tamaño de la órbita de Marte. Aproximadamente cada seis años alcanza un brillo máximo, aunque superpuesto existe otro comportamiento periódico de menor escala. La propia naturaleza de las arritmias hace que su luminosidad no pueda ser predicha con ninguna seguridad. En general es algo menos brillante que su vecina Rigel, una supergigante azul excepcional, pero ocasionalmente puede superarla.

Algunas estrellas sufren cataclismos todavía más graves: variables eruptivas. En ocasiones se generan fulguraciones asociadas a enormes protuberancias, o expulsiones de masas gaseosas. Incluso existen algunas estrellas que se deshacen violentamente de parte de sus capas exteriores, abrillantándose enormemente de un modo súbito. Ciertas binarias de contacto que antes mencionábamos sufren crisis inducidas mutuamente, y cada cierto número de días sufren abrillantamientos aproximadamente regulares, en ocasiones seguidos de prolongados períodos de calma. Un ejemplo representativo puede ser U Geminorum, dos estrellas tan próximas que cada ¡cuatro horas y media completan una órbita!. Una de ellas es una enana amarillenta y la otra una subenana blancoazulada. Casualmente se ocultan mutuamente. Pero además de este comportamiento eclipsante tan curioso, de un modo imprevisible (cada 50-200 días), el brillo conjunto se multiplica por cien, pasando de la magnitud 14 a la 9 de una forma súbita. Estas erupciones proceden de un disco de acreción en torno a una de las dos componentes, que es una subenana de tipo B con lineas de emisión. Parece ser que cada cierto tiempo la otra componente, una enana de tipo G, se hincha y vierte materia sobre la subenana azul, que la despoja de parte de sus capas exteriores y acumula el gas en el anillo toroidal, que brilla intensamente durante un par de semanas.

Otras estrellas se inestabilizan de tal modo que terminan por explotar catastróficamente, multiplicando su brillo millones de veces (novas). Los casos más violentos suponen la destrucción total de la estrella (supernovas), que durante algunas semanas brilla tanto como la galaxia entera que la contiene. Las huellas de antiguas de estas catástrofes permanecen durante miles de años en el espacio, y juegan un papel fundamental en la génesis de elementos pesados, induciendo en algunos casos el nacimiento de nuevas estrellas. La luz durante estas crisis las hace aparecer súbitamente en los cielos, a veces desfigurando las familiares formas de las constelaciones y llegando a brillar incluso más que el resto de las estrellas visibles a simple vista.

La clasificación detallada de todas estas estrellas la haremos después de que estudiemos la evolución estelar, momento en que los conocimientos adquiridos nos permitirán explicar las variedades y comprenderlas mejor (punto 21). Hablaremos de la observación en la segunda parte del bloque dedicado al espacio profundo (punto 4).

2.7. CÚMULOS ESTELARES

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Pero la complejidad estructural de la Vía Láctea llega mucho más allá. Una exploración al azar con unos binoculares o un pequeño telescopio de la cinta galáctica revela grupos de estrellas cuyas componentes se encuentran demasiado próximas para aceptar que el agrupamiento procede de un acercamiento casual. Ejemplos visibles sin ayuda óptica pueden ser las Pléyades, las Hyades, las Pléyades Australes, el Pesebre, el cúmulo de Coma o el Doble Cúmulo de Perseo. Estos grupos, lejos de ser raros, son muy frecuentes en galaxias espirales y en ciertas irregulares. En el caso de la Vía Láctea se cree que existen en torno a cien mil. Uno de estos grupos típicamente contiene varias decenas de estrellas que se desplazan en la misma dirección, siguiendo una órbita elíptica en torno a la galaxia, que se completa en unos doscientos millones de años. Las estrellas están algo más próximas entre sí de lo normal en la Vía Láctea (5 años-luz), y están asociadas gravitatoriamente. Recuerdan a una estrella doble a gran escala, sólo que de componentes alejadas. Estos grupos, llamados cúmulos estelares abiertos, suelen aparecer en las proximidades de los brazos espirales, donde a menudo se encuentran rodeados de nubes de gas y polvo o nebulosas. El término "nebulosa", que se va a repetir con frecuencia, procede de "nebula", y se aplicó originalmente a las manchas borrosas que se veían con los telescopios independientemente de su verdadera naturaleza, que por entonces no se podía definir. Muchas de esas nebulosas resultaron ser grupos de estrellas muy débiles, o galaxias lejanas, pero otras se revelaron como verdaderas nubes de gas luminiscentes. En la actualidad sólo se aplica el término "nebulosa" a estos últimos objetos.

Los cúmulos abiertos típicos suelen contener entre 20 y 50 estrellas, pero existen algunos con muchos cientos. Los más pobres son similares a estrellas dobles separadas en las que no hay un centro claro. A medida que nos alejamos de los brazos espirales, los cúmulos abiertos tienden a parecer más débilmente unidos y carecen de nebulosas. Con el transcurso del tiempo sus estrellas se van separando, hasta que se desligan por completo y se unen a los millones de estrellas anónimas de la Galaxia: es difícil que consigan mantenerse unidos más de medio giro galáctico, de no ser grupos muy grandes, o muy compactos, o girar lejos del plano, donde los desgastes son menores. Una simple inspección de la distribución de estos objetos revela un sospechoso paralelismo entre brazos espirales, estrellas jóvenes y cúmulos abiertos. De hecho, los brazos espirales son el lugar de nacimiento de las estrellas, y los cúmulos abiertos, la primera manifestación vital, donde las estrellas pasan su infancia. Es importante comprender que todos los cúmulos abiertos son estructuras transitorias y de vida muy corta. En ocasiones ni siquiera son grupos estables; simplemente los estamos viendo tras la formación de sus estrellas, que ya se están separando: no hay ligadura gravitatoria real entre ellas.

Algunos de estos grupos son tan inestables que se deshacen por completo en menos de un millón de años. Se llaman asociaciones (ejemplos: Auriga OB1, Orión OB1, Escorpión-Centauro). Las asociaciones necesariamente están constituidas de estrellas muy jóvenes ya consolidadas (asociaciones OB), o por estrellas a veces en fase de estabilización (asociaciones T, frecuentes en nuestro propio brazo galáctico). En muchas ocasiones son las partes exteriores y de mayor movilidad de cúmulos abiertos excepcionalmente grandes o rodean a nebuulosas de gran tamaño. En nuestro modelo de galaxia reducida, un cúmulo abierto estándar mediría en torno a medio kilómetro (50 años-luz), mientras que una asociación mediría 5 kilómetros (500 años-luz). Los movimientos propios de las estrellas son visibles en los cúmulos abiertos más próximos, de tal manera que parecen converger en un punto. Se llama corrientes estelares a estos grupos próximos.

Existe un segundo grupo de cúmulos muy diferente. Para encontrarlos, debemos acercarnos al núcleo de la Galaxia o separarnos de su ecuador, ya que su distribución no es plana, como antes sucedía, sino esférica y progresivamente concentrada alrededor del núcleo. Vamos a desplazarnos a las proximidades de uno de estos grupos. Son un maravilloso espectáculo: muchos miles, incluso a veces varios millones, de estrellas, en general amarillas y rojas, formando una esfera de creciente densidad hacia en centro, donde se solapan y confunden en una masa hormigueante. Los llamamos cúmulos estelares globulares (ejemplos: M5, Omega Centauri, 47 Tucanae, M13). Los casos más clásicos son muy característicos, de forma siempre esférica o elíptica, inconfundibles; vistos con un gran telescopio son grandiosos. Al contrario que los irregulares y abundantísimos grupos abiertos, éstos son escasos: en la Vía Láctea se conocen 138, pero galaxias mayores forman halos esféricos de miles de ellos. Es de todas formas seguro que en la Vía Láctea existen muchos más que permanecen ignorados, especialmente hacia el núcleo y tras él, ya que la distancia los oscurece y enrojece enormemente, haciéndolos muy difíciles de detectar. Los cúmulos globulares giran sobre sí mismos a velocidades muy bajas, a causa de lo cual algunos se aprecian ligeramente achatados, pero la mayoría son casi esféricos, indicio de que las órbitas estelares son muy independientes. Con el paso del tiempo, las estrellas expanden los límites exteriores del cúmulo, haciéndose menos densos y más grandes, a la vez que el núcleo hace lo contrario.

Los cúmulos globulares miden entre 30 y 300 años-luz de diámetro. Al igual que hemos comprobado repetidamente, su increíble densidad es sólo aparente, aunque mil veces mayor de lo habitual en la Galaxia. En nuestro modelo de Galaxia reducida a las dimensiones de España serían del tamaño de una pequeña ciudad, con estrellas microscópicas a unos cuatro metros unas de otras en las regiones centrales, y a diez en las periféricas. No debe resultar extraño comprobar que en las enrevesadas órbitas propias de estas zonas centrales ocasionalmente las estrellas se crucen muy próximas, y que se produzcan reducciones de velocidad orbital debidas a efectos de marea (las estrellas que se cruzan disminuyen su energía cinética invirtiéndola en deformarse mutuamente). Llegado el caso, es incluso posible que se den capturas, con la formación directa de estrellas dobles, y hasta quizás una hipotética fusión de estrellas en órbitas de baja energía. Se sabe que en el centro de algunos cúmulos globulares se localizan fuentes de radiación X, hecho que se explica corrientemente atribuyéndolo a la captura de gas en sistemas binarios cerrados donde un componente es una estrella muy densa. Las órbitas de los cúmulos globulares en torno a la galaxia son a menudo muy inclinadas respecto al plano, de manera que es frecuente encontrarlos muy lejos del disco lenticular. En su movimiento atraviesan el plano galáctico dos veces por órbita, que se completa en unos 300 millones de años. Los efectos de estos cruces no son importantes: estos objetos son terriblemente longevos, casi tan antiguos como la propia Galaxia. No es de extrañar que en los cúmulos globulares ya no queden estrellas de gran masa: todas han muerto ya, y sólo quedan estrellas de masa solar y menores, aunque en fase de gigante roja las mayores.

En la Vía Láctea parece haber una dicotomía clara entre cúmulos abiertos y globulares. En caso de duda, basta atender a la composición de las estrellas: si hay una anormal pobreza de metales, nuestro objeto es un cúmulo globular. Pero esto es sólo circunstancial: nuestra galaxia perdió la capacidad de generar cúmulos gigantes hace miles de millones de años. Ya no puede generar estructuras nuevas; las que hoy vemos son los restos de una etapa ya cerrada. En cambio otras galaxias sí pueden, especialmente aquellas con grandes nebulosas. Por contra, los cúmulos abiertos más antiguos de nuestra galaxia, formados con materiales pobres en metales, ya se han deshecho por completo salvo unas pocas excepciones (NGC 7789, NGC 6791, NGC 188, etc). Ambas razones explican la actual clara diferencia entre ambos tipos de objetos. En astrofísica se consideran "metales" todos aquellos elementos distintos a hidrógeno y helio, procedentes de restos de antiguas estrellas (el carbono o el neón serían metales según esta definición). Las componentes de los cúmulos abiertos más longevos, en cualquier caso, no son tan antiguas como las de los propios cúmulos globulares. Estos cúmulos abiertos excepcionalmente ricos contienen varios millares de estrellas, pero son más irregulares que los clásicos cúmulos globulares, sin la característica distribución esférica de densidad interna creciente.

La confusión se produce más bien en aquellos cúmulos globulares cuya órbita suele ser muy plana y como consecuencia se encuentran muy debilitados y mermados (M71, Palomar 1), además de oscurecidos. Aparentemente no hay diferencias respecto de ciertos abiertos ricos (NGC 2158). ¿Son una clase de transición?. Para el caso particular de nuestra Galaxia la respuesta es no: la diferencia fundamental entre cúmulos abiertos y globulares está en la edad, no en el aspecto. En la Vía Láctea los cúmulos globulares formaron sus estrellas hace miles de millones de años, cuando los materiales eran muy ricos en hidrógeno y helio, y escaseaban los elementos pesados: la Galaxia era joven, y su material, aún puro. Esto se aprecia cuando se analizan las estrellas: en los cúmulos globulares la abundancia de "metales" es muy baja, mientras que en los cúmulos abiertos la abundancia es mayor, porque las estrellas son mucho más recientes y han incorporado material "contaminado". Los cúmulos abiertos más antiguos tienen diez mil millones de años, pero no es normal que superen los mil millones de años.

2.8. POBLACIONES ESTELARES

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Si analizamos la totalidad de las estrellas de la galaxia encontramos este comportamiento replicado. Así, las estrellas del halo exterior esférico y del núcleo galáctico son antiguas estrellas pobres en metales, formadas en una primera oleada que se produjo hace diez mil millones de años (los cúmulos y las asociaciones donde nacieron se dispersaron hace miles de millones de años). Se las llama población II del halo. En cambio, en los brazos espirales, donde hoy en día se siguen formando estrellas, la metalicidad es mucho mayor. A estas estrellas, las típicas de los cúmulos abiertos, se las llama población I extrema. Entre ambos casos límite existen otros de transición. Así, la población II intermedia está constituida por estrellas viejas contenidas en el plano galáctico, pero de órbita inclinada, y en la población I intermedia encontramos estrellas ricas en metales, aunque antiguas y separadas ya de los grupos abiertos en donde se formaron, o bien todavía asociadas a cúmulos abiertos antiguos. La población del disco es la verdadera clase de transición entre las dos poblaciones intermedias, e incluye a la inmensa mayoría de las estrellas de la Vía Láctea. Estas poblaciones se observan también en galaxias exteriores. No obstante, a veces existen diferencias. Por ejemplo, en las galaxias elípticas los modelos de formación exigen que el gas se haya perdido, y ya no formen estrellas, salvo quizás en el núcleo, de modo que no existe población I. El otro polo lo constituyen las galaxias starburst, donde la formación estelar se produce ahora en gran escala, y sólo existe población I extrema. En la Gran Nube de Magallanes, que es una de galaxias satélite de la Vía Láctea, muy rica en gas, las fuerzas de marea producidas por nuestra Galaxia, que la destrozan, han forzado la aparición de cúmulos globulares de la población I.

2.9. NEBULOSAS OSCURAS: EL NACIMIENTO DE LAS ESTRELLAS

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La fuerte correlación entre nubes de gas luminosas y cúmulos abiertos jóvenes supone ya un indicio del modo en que nacen las estrellas. No obstante, el verdadero comienzo sucede en un tipo de objeto bien diferente que apenas hemos mencionado: las nebulosas oscuras.

En las galaxias, además de estrellas y grupos de estrellas, existe mucha materia invisible, que en general son diminutos gránulos de polvo o gas hidrógeno. En nuestra Galaxia, esta materia se concentra en el plano ecuatorial, oscureciendo y enrrojeciendo los objetos situados detrás y alcanzando su máxima densidad en la zona posterior de los brazos espirales. La llamamos materia interestelar, y está compuesta fundamentalmente de hidrógeno y helio, y en menores cantidades de oxígeno, carbono, silicio, aluminio y nitrógeno. En general son gases neutros en concentraciones terriblemente bajas, que se ionizan en mayor o menor grado por la acción la luz ultravioleta de las estrellas más próximas. Pero en las zonas más oscuras de estas regiones se llegan a formar entidades poliatómicas, que perviven en un medio hostil por estar protegidas de la luz ultravioleta gracias a la opacidad de la nebulosa. Agrupaciones atómicas sencillas, como metino, cianógeno, hidroxilo, agua, monóxido de carbono, formaldehído, amoníaco y otras, que constituyen los cimientos de la materia viva. La temperatura es bajísima, a 250 grados bajo cero. A veces las partículas sólidas alcanzan densidades tan grandes que su propia oscuridad las hace visibles.

Efectivamente, surcando la galaxia existen grandes nubes de gas y polvo que no emiten luz y se manifiestan como negros agujeros en los campos estelares, verdaderos vacíos de estrellas. En el pasado se pensaba que eran huecos a través de los cuales podíamos contemplar estrellas muy lejanas, pero hoy sabemos que no es así. Su forma sólo se hace evidente si por casualidad se proyectan sobre un objeto brillante extenso o un rico campo estelar. Podemos averiguar mucho de esas nubes estudiando a nivel estadístico el debilitamiento en el brillo de las estrellas que se encuentran detrás y su enrojecimiento. Estas nubes se concentran en el plano de nuestra Galaxia donde también yace el Sol; su acumulación nos impide contemplar regiones lejanas, llegando a negarnos la gloriosa visión del centro de la Galaxia que deberíamos tener a 30000 años-luz. Para estudiar las regiones lejanas debemos emplear frecuencias de luz transparentes a estas nubes, en general radiación infrarroja o determinadas longitudes de onda en radio.

Cada vez que en su órbita una de estas nubes penetra en un brazo espiral, sufre una disminución de velocidad orbital que puede desencadenar su inestabilización, induciendo la aparición de zonas de mayor densidad. Con el tiempo, las zonas inestables se amplifican, crecen en tamaño e irregularidad, y se hacen más compactas, calentándose a medida que la contracción progresa. Hagamos un experimento con la imaginación y sigamos a una de estas nubes durante su entrada en un brazo espiral.

Así, transportémonos a la zona posterior de un gran brazo espiral exterior, donde una nube oscura va a penetrar inminentemente. La región gaseosa, como tantas otras, es enorme pero irregular. Algunas zonas de ella son anómalamente más densas y negras, quizás como resultado de antiguos tránsitos por los brazos espirales o compresiones por el paso de ondas de choque producidas en viejas catástrofes estelares. Aunque las zonas más compactas parezcan manchas muy negras y se vean nítidamente dibujadas sobre el fondo estelar, realmente la densidad de estas nubes es bajísima. Se nos haría imposible conseguir un vacío comparable en un laboratorio excelentemente equipado. Tan sólo la superposición a lo largo de billones de kilómetros hace visibles a estas nubes; probablemente si estuviéramos dentro de una tendríamos muchos problemas para darnos cuenta. A este enorme objeto, en estos momentos todavía oscuro y muy frío, vamos a llamarlo complejo molecular, cuyas partes más evidentes, sólo una pequeña porción del verdadero objeto, son las nebulosas oscuras. Este complejo molecular posee fundamentalmente hidrógeno y helio, pero encontramos átomos más pesados como oxígeno, carbono, nitrógeno, etc., e incluso moléculas orgánicas, radicales complejos, y gránulos de polvo (silicatos, carbón, óxidos). Un vistazo en microondas muestra que es un hervidero químico, donde existen ya los pilares de la vida. Los átomos pesados que la constituyen proceden de antiguas supernovas: nuestro mundo y nosotros mismos procedemos directamente de antiguas estrellas. El gran complejo molecular mide varios cientos de años-luz; en nuestro modelo de "galaxia peninsular" quedaría reducido a varios kilómetros. El fragmento que vamos a estudiar es mucho menor, de sólo unas decenas de años luz.

La entrada del complejo molecular en un brazo espiral supone un frenado de la masa nebular y una acumulación de materia sobre el frente de avance. La densidad de algunas zonas interiores se hace tan crítica que comienzan a atraer más gas y polvo, aumentando de tamaño y provocando una mayor inestabilidad. A la vez que estas zonas se contraen, determinados movimientos internos se hacen dominantes favorecidos por el campo magnético de la Galaxia. Estas pequeñas perturbaciones paulatinamente son concentradas y amplificadas. Como consecuencia, cada una de estas zonas comienza a girar sobre sí misma, atrayendo fundamentalmente polvo, concentrándolo en el ecuador, y calentándose durante el proceso, ya que la disminución de la energía potencial gravitatoria conlleva su transformación en calor. Se forman así grumos oscuros que giran lentamente dentro de la gran nebulosa oscura, todavía no visibles con nuestros ojos, pero perceptibles en luz de baja energía como fuentes infrarrojas débiles: son los precursores de las estrellas. El calentamiento supone un frenado del proceso de contracción, que impide en condiciones normales la formación de estrellas pequeñas. Pero entonces, ¿de dónde han salido las incontables estrellas menores que el Sol?.

La respuesta nos la va a dar la preestrella que estamos contemplando. La acumulación de materia en nódulos densos sucede con mucha lentitud. Precisa períodos de tiempo que se miden en millones de años. En un principio, el material más abundante en la preestrella es polvo interestelar muy frío, a unos de ciento cincuenta grados bajo cero. En una lenta acreción, la nube va captando gas y polvo del entorno, acumulando más materia, contrayéndose y haciéndose más densa y caliente. La temperatura se eleva cientos de grados. Poco a poco alcanza un tamaño comparable al del Sistema Solar. En este momento es ya tan caliente que los choques ionizan los átomos de gas. Con la ionización del material se produce un cambio drástico: los choques entre partículas, responsables de la presión que sostiene a la nube preestelar, se invierten ahora en ionizar y no en transmitir energía, y como consecuencia, la preestrella se desploma rápidamente. En cuestión de unos veinte años se contrae hasta alcanzar el tamaño de la órbita de Venus. El calor es ya tan grande que la protoestrella es ya visible como una fuente infrarroja compacta y muy luminosa. Las zonas calientes e ionizadas son opacas a la radiación, y adoptan la forma de una esfera, más o menos achatada según su velocidad de giro. Si esta velocidad es muy grande, o la nube irregular, o se forman subnódulos, puede fragmentarse originando un sistema doble o múltiple. De otra forma únicamente llegan a formarse condensaciones menores: los planetas. Lo que realmente estamos viendo del objeto son únicamente las capas exteriores de polvo, calentadas a cientos de grados, pero que nos ocultan el luminoso interior. Las interacciones del caliente interior con la nebulosa oscura exterior genera muchos fenómenos exóticos y asombrosos objetos que durante años han sorprendido y maravillado a los astrofísicos (Becklin-Neugebauer, Herbig-Haro, etc). La presión de radiación de todas formas, poco a poco empuja las partículas de polvo hacia el exterior, formando una burbuja que acabará por desvanecerse o romperse, haciéndose entonces visible el luminoso interior de plasma ardiente. Los procesos nucleares de fusión, que comenzaron a los dos millones de grados, van ganando importancia en esta etapa, pero el relevo entre contracción y fusión como proceso de producción de energía es gradual. Realmente los procesos nucleares son verdaderamente eficientes en los instantes finales, cuando se alcanzan los diez millones de grados de temperatura central. En ese momento cesa la contracción: se ha formado una estrella, que emerge de su capullo de gas como una esfera radiante. Este proceso sólo es posible sin ayuda para grandes estrellas. Una vez que se ha formado una de estas gigantes, comienza a ionizar el gas del que nació y en el cual se halla inmersa, y lo hace brillar.

2.10. NEBULOSAS BRILLANTES: La infancia de las estrellas

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Hemos presenciado el nacimiento de una estrella gigante. Ahora observamos como a medida que se calienta y estabiliza, su potente luz comienza a hacer brillar por fluorescencia al gas que la rodea, formando una región de típicamente veinte años-luz. A esta zona se la llama región H II (debe leerse como "región hidrógeno 2"), o, más corrientemente, nebulosa brillante de emisión o nebulosa difusa. La fluorescencia se produce cada vez que un ión, es decir, un átomo de estructura electrónica parcial, captura un electrón del medio nebular y emite un fotón de frecuencia característica para reajustarlo en un orbital determinado. Este proceso luminiscente es muy eficaz y hace brillar el gas de las nebulosas con magníficas coloraciones a grandes distancias, siempre que la estrella excitadora produzca abundante luz ultravioleta, capaz de generar iones. Las formas que adoptan estas nubes son a la vez extrañas y hermosas. Muy frecuentemente son informes e irregulares; otras veces se ven delicados filamentos coloreados; otras, retorcidas y complejísimas estructuras, a menudo surcadas de intrincadas nubes oscuras, más pulvurentas y densas. Tenemos que en torno a la estrella existe una región muy caliente en expansión, que comprime el gas frío que la rodea. Esta mezcla de gases a diversas temperaturas se efectúa formando indentaciones y tubos sinuosos. A veces se forman regiones enteras frías rodeadas por todas partes de gas caliente que presiona hacia el interior oscuro. Este gas caliente terminará provocando la contracción forzada de la nube oscura aislada, que por sí misma no podría producir estrellas. Así, es de estas regiones oscuras y redondeadas, llamadas glóbulos de Bok, de donde, presionadas desde el exterior en todas direcciones por gases más calientes, nacen las estrellas de baja masa, obligadas indirectamente por la expansión de las regiones ionizadas periféricas de otras estrellas mayores (hay también otros mecanismos). Una consecuencia será ya evidente para todos: las estrellas nacen formando cúmulos, y los cúmulos al principio están rodeados de nebulosas de emisión. Muchos cúmulos abiertos (M 52, M 11, NGC 7510, NGC 2362) muestran una clara estrella precursora de gran masa nacida en primer lugar, y una gran cantidad de estrellas menores formadas posteriormente. Pero más frecuentemente son varias las estrellas precursoras (NGC 6633, M 8, M 38).

Los potentes vientos estelares de las estrellas grandes jóvenes fuerzan la evacuación de las nebulosas que originalmente las rodeaban. Con el paso del tiempo los cúmulos adelantan y expulsan con su presión luminosa a las nubes de gas que los originaron y se liberan, quedando las estrellas solas. Únicamente las estrellas más calientes son capaces de ionizar una nebulosa, en tanta mayor extensión cuanto mayor es su temperatura y brillo. Así las estrellas jóvenes más calientes conocidas, de decenas de masas solares y treinta o cuarenta mil grados de temperatura, pueden generar nebulosas enormes, de muchos centenares de años-luz, pero el tamaño decae fuertemente al hacerse más frías. Incluso estrellas aún muy calientes, a diezmil grados, apenas son ya capaces de ionizar y generan nebulosas de escasamente tres años-luz. Por debajo de los diezmil grados ya no hay ionización apreciable.

Cuando el componente mayoritario en una nebulosa difusa no es gas sino polvo, especialmente cuando las estrellas no son lo suficientemente calientes, se observa un nuevo tipo de objeto: las nebulosas brillantes de reflexión, que brillan por difusión de la luz estelar. Este tipo de fenómeno, parecido al que se observa con los faros de un coche en un día de niebla, sólo puede tener lugar muy cerca de las estrellas fuente. Las nebulosas de reflexión son más pequeñas que las de emisión, y del mismo color que la estrella. En los grandes complejos moleculares se observan mezclas de todos estos tipos de nebulosa, y cúmulos tanto formados como en proceso de formación. En general llamaremos complejo nebular a la mezcla de todos estos objetos, y cúmulos-nebulosa a los cúmulos abiertos más jóvenes, aún rodeados de su matriz de gas. Muchos cúmulos-nebulosa no originan verdaderos cúmulos abiertos estables; simplemente son grupos de estrellas recién nacidas en una misma región que no estan ligadas mutuamente por la gravedad. Parecen formar un cúmulo por estar recién formadas y apenas haberse separado del punto de nacimiento.

2.11. LA VIDA DE LAS ESTRELLAS

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La nebulosa oscura inestable con el tiempo ha dado origen a una estrella de gran masa, seguido de la formación subsidiaria de todo un cúmulo abierto. Al cabo de algunas decenas o cientos de millones de años este cúmulo se disgregará y sus estrellas se perderán en la vasta muchedumbre de la Galaxia. La vida de las estrellas, sin embargo, puede ser enormemente más larga. Comprender qué es una estrella y cómo va a evolucionar supone estudiar los mecanismos de producción de energía que generan la luz y el calor.

Al comienzo las estrellas son objetos fríos y oscuros, que se calientan por contraerse a expensas de la gravedad. El calor acelera el movimiento de los átomos constitutivos de la gran esfera gaseosa y hace más violentas las colisiones casuales. Llegado un punto, estas colisiones son tan intensas que acercan los núcleos atómicos lo suficiente como para que las fuerzas nucleares jueguen un papel activo. Cuando dos núcleos colisionan con tanta fuerza que se produce un intercambio de materia entre ellos, o bien quedan permanentemente enlazados entre sí, se produce una reacción nuclear. Muchos procesos nucleares desprenden energía en grandes cantidades, de modo que finalmente las estrellas pueden basarse en este método de obtención de energía para ayudarlas a sostenerse si es que consiguen calentarse lo suficiente durante el proceso de contracción. El elemento más abundante al principio de su vida es hidrógeno, que es un combustible muy adecuado para originar reacciones termonucleares de fusión, de modo que será este elemento el destinado a soportar el peso de la estrella durante gran parte de su vida. Pero antes de la fusión de hidrógeno pueden tener lugar algunos procesos nucleares transitorios de baja energía, fundamentalmente la fusión del deuterio para dar litio, que sucede al alcanzar el millón de grados. Las estrellas con menos de 0.08 masas solares pueden superar la fusión del deuterio pero no se calientan lo suficiente como para fusionar su hidrógeno, y, cuando el deuterio se les agota, simplemente mueren, con su materia casi intacta. Las contracciones sucesivas retrasan un lento pero inexorable enfriamiento, y finalizan cuando el gas se degenera, a altas presiones y densidades. Se forma una enana marrón, que es un objeto celeste oscuro con la apariencia de un gran planeta gaseoso, como Júpiter, Saturno o Neptuno. De hecho a Júpiter le pasó algo así, y en el pasado era mucho mayor y más caliente que en la actualidad. Se dice que un gas está degenerado cuando pierde las propiedades características de los gases ideales. Una de las propiedades más llamativas de un gas degenerado es la falta de correlación entre presión, temperatura y volumen. Así, mientras que un gas ordinario al calentarse aumenta de volumen si se mantiene constante la presión, un gas degenerado no lo hace. En consecuencia, ya no es capaz de responder a excesos de energía, lo que como veremos es fatal para algunas estrellas, hasta el punto de hacerlas estallar.

En estrellas mayores a 0.08 masas solares las contracciones que siguen a la combustión del deuterio permiten alcanzar los dos millones de grados en el núcleo, momento en que la energía cinética de los átomos de hidrógeno es tan elevada que las colisiones entre ellos pueden dar lugar a las primeras reacciones nucleares de fusión. Entonces es cuando comienza la verdadera historia. Estos inicios no son fáciles: el proceso de relevo entre contracción gravitatoria, reacciones nucleares de baja energía y la nucleosíntesis de helio se producen a través de etapas de inestabilidad, a lo largo de las cuales la estructura de la estrella se define y estabiliza. Hasta ese momento la estrella fluctúa erráticamente, y su luz va pasando progresivamente de tonalidades rojas a más azules y calientes. Algunas gigantes no llegan jamás a estabilizarse y estallan antes de abandonar el brazo espiral en que nacieron. Cuando el relevo es total, la estrella brilla de un modo estable durante un período de tiempo variable, que es función de su masa esencialmente. Para estrellas como el Sol, esta etapa estable dura muchos miles de millones de años, el 90 por cien de su vida, durante las cuales obtienen su energía exclusivamente por fusión de hidrógeno en helio.

La composición química inicial, la velocidad de rotación, la opacidad de las capas estelares, la presencia de otras estrellas cercanas con las que se intercambie materia, el ritmo interno de transferencia de materia y energía, la profundidad y extensión de las capas radiativas y convectivas, son factores que pueden alterar las expectativas de vida tranquila, pero el factor determinante es la masa. A mayor masa, curiosamente, la vida es más turbulenta y corta, aunque más espectacular. Sin embargo, la cantidad de hidrógeno es limitada, y tarde o temprano llega el momento en que ya no es lo suficientemente abundante como para garantizar el suministro necesario. En ese momento la gravedad gana la partida, y la estrella se contrae, calentándose una vez más.

Las estrellas que al final de esta etapa tienen menos de media masa solar, extienden la fusión a las capas superficiales, y cuando se éstas se agotan, se apagan y derrumban exhaustas, formando una enana blanca muy rica en helio.

Para estrellas como el Sol o de hasta 2.2 veces su masa el calentamiento producido cuando se desmoronan llega a generar en el núcleo de helio temperaturas del orden de los 100 millones de grados. En ese momento el helio está tan caliente que sus choques lo fusionan en carbono y oxígeno. Como en el caso anterior, el núcleo de la estrella está degenerado: es decir, también es una enana blanca, sólo que contribuye activamente al calor de la estrella, mientras que las capas adyacentes al núcleo siguen fusionando el hidrógeno que por convección les llega desde la superficie. La estrella ha cambiado: el núcleo se ha contraído y calentado, y la superficie exterior se ha hinchado de forma exagerada, multiplicando su diámetro cientos de veces, a la vez que se enrojecía y rarificaba. Es una gigante roja. Entra en una nueva fase de inestabilidad que la hace hincharse y encogerse sucesivamente, mientras pierde sus capas exteriores. La fusión del helio se hace cada vez más violenta y rápida, hasta que en un paroxismo final se deshace de todas las capas periféricas, expulsándolas al espacio. A estos momentos finales de la vida de una estrella de tipo solar se los llama flash de helio. En estrellas de mayor masa este proceso de fusión acelerada puede repetirse varias veces, hasta agotar las capas exteriores y los restos de helio acumulados sucesivamente en torno al núcleo en cada ciclo de aceleración. El final de este tipo de estrellas es, en cualquier caso, una enana blanca rodeada de un sudario de gas, que adopta la forma de una nebulosa esférica altamente ionizada a la que se llama nebulosa planetaria.

2.12. NEBULOSAS PLANETARIAS: La muerte de las estrellas

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¿Qué es una nebulosa planetaria?. Las primeras exploraciones sistemáticas del firmamento pronto pusieron de manifiesto a una curiosa familia de objetos. Através de los imperfectos telescopios de la época, los casos más brillantes (NGC 7009, NGC 3242, NGC 2392, NGC 6826, etc) aparecían como pequeños discos azulados o verdes, ligeramente borrosos, tal como se veía el recién descubierto Urano, y como se vería posteriormente Neptuno. Hoy se conocen casi dos millares de objetos de esta clase, que se denominan "nebulosas planetarias" por su engañosa apariencia. Muchas son discos o anillos de gas en torno a una estrella interior débil, aunque a menudo extraordinariamente caliente. No obstante se conocen otras de aspecto mucho más complejo. La variedad de formas curiosas y extravagantes parece no tener fin: anillos, discos borrosos, lóbulos dobles, discos moteados o surcados de líneas radiales, etc. En muchos casos se observan estructuras múltiples, casi siempre concéntricas, resultado de expulsiones sucesivas, pero siempre es característica una simetría marcada. Otro punto que sirve para diferenciar a estos objetos es que en todos los casos se aprecian claras evidencias expansivas: todo parece indicar que proceden de la estrella interna, una enana blanca o una estrella que esta evolucionando a esta fase.

Como hemos visto, los modelos estelares predicen la formación de nebulosas planetarias a partir de supergigantes rojas agonizantes. El tránsito es tan rápido que resulta muy difícil encontrar estrellas en esta etapa. Pero se conocen al menos algunos casos. Uno es FG Sagittae, la estrella central de una nebulosa planetaria que mide 30" de diámetro y tiene unos seis mil años de antigüedad (Henize 1‑5). Entre 1890 y 1967 la estrella central multiplicó su brillo por cincuenta, a la vez que fue enrrojeciendo apreciablemente. En 1962 se produjo el flash de helio, y entró en la banda de inestabilidad (ver punto 16). El enorme incremento de la temperatura nuclear se ha hecho en ciclos de actividad creciente, que se traducen en pulsaciones de la estrella de mayor amplitud y período, a la vez que se expulsan las capas de gas exteriores. Todo parece indicar que estamos asistiendo a la formación de una nebulosa múltiple, con la aparición de una segunda envoltura gaseosa interna. Otro caso de gran interés, incluso más espectacular, es HM Sagittae, que ha multiplicado su brillo por cien en sólo unos meses. A diferencia de FG Sge, HM ya muestra gases ionizados (es ya claramente una nebulosa planetaria), y puede ser diferenciada fácilmente de una estrella con facilidad usando un filtro UHC o un prisma (es visible con instrumentos pequeños como una "estrella" de la undécima magnitud).

La distribución galáctica de las nebulosas planetarias es muy característica: la inmensa mayoría se concentran en las proximidades de la Vía Láctea: ya que proceden de estrellas, se encuentran allá donde hay mayor abundancia. Sólo en casos excepcionales -las más próximas a la Tierra (M 97, PK 221+45.1, NGC 7293, Kohoutec 2-4, etc)-, aparecen lejos del plano galáctico. La zona de máxima densidad se da justamente en dirección del centro de la Galaxia, hacia la constelación de Sagitario, donde la interposición de materia interestelar produce un vacío longitudinal llamativo, una auténtica grieta que divide en dos mitades la zona más densa del firmamento en nebulosas planetarias. El mismo razonamiento justifica que el tamaño aparente siempre sea pequeño en comparación con los cúmulos abiertos y globulares y con las nebulosas difusas. Sólo algunas, notablemente próximas, subtienden más de dos minutos de arco, mientras que la inmensa mayoría miden bastante menos de 20 segundos. Es más: en la mayoría de los casos resulta muy difícil diferenciarlas de estrellas sin ayuda de espectroscopios o filtros de interferencia. El análisis estadístico aún aporta información más interesante: que la gran mayoría se encuentran a más de mil años-luz de nosotros (con lo cual se deduce que son objetos muy poco frecuentes o bien de muy corta vida), y que se generan cada año a lo sumo dos de estos objetos en la Vía Láctea, justo la tasa galáctica de producción de enanas blancas, o de estrellas que sufren el flash de helio.

¿Cual sería el aspecto de una nebulosa de esta clase, como la famosa "Nebulosa Anular de Lyra", desde sus proximidades? Veríamos una evanescente burbuja cuyas zonas interiores brillarían con tonos azules, mientras que las exteriores se verían progresivamente más rojas, como un arco iris celeste. Pero en esto no tiene nada que ver la dispersión de la luz: aquí es la energética radiación procedente del núcleo de la antigua gigante, la actual enana blanca, la que hace brillar las zonas internas de la nebulosa, ionizando fuertemente el gas. El característico color verde se debe al doblete del oxígeno, unas líneas que sólo se observan en condiciones de alto vacío y que no son posibles en los laboratorios terrestres (líneas prohibidas=transiciones electrónicas de baja probabilidad, generalmente producidas desde niveles metaestables, a menudo tripletes). A medida que nos alejamos, queda disponible menos radiación de alta energía y la cima de la distribución de frecuencias se desplaza hacia el rojo. Las zonas más internas están tan sumamente calientes que el grado de ionización de los materiales es extremo. Se observan emisiones de iones de alta energía: argón dos y tres veces ionizado, neón dos veces ionizado, azufre una y dos veces ionizado, nitrógeno, etc. Es muy probable que la estrella central supere los cien mil grados en muchos casos, aunque por los métodos de medida habituales de temperatura no son directamente observables.

La forma del anillo es fácil de explicar: tenemos una corona esférica, cuyo interior va siendo vaciado por los vientos estelares de la enana blanca, cada vez más intensos. Esta nebulosa en nuestro modelo reducido de Galaxia mediría cosa de veinte metros, aunque no es fácil establecer sus límites exteriores, que suelen ser muy difusos. Un tamaño y una edad típicos puede ser 2 años luz (20 metros en nuestra Galaxia reducida), y 20000 años. Las nebulosas más antiguas conocidas tienen unos cien mil años.

La evolución se hace a través de la expulsión de las capas gaseosas que rodean al núcleo de la gigante o supergigante roja. Por expandirse poco a poco (a 20-50 Km/s, precisamente la velocidad de escape de una gigante roja), estos objetos celestes son efímeros. La iluminación tiene lugar sólo en caso de que el núcleo se libere antes de que los gases expulsados se hayan alejado demasiado de él. De cualquier forma, llega un momento en que el tamaño se hace tan grande que la estrella ya no puede ionizar los gases con eficiencia, y la nebulosa se apaga gradualmente; sólo queda un débil resplandor infrarrojo y de radio. Pero no sólo se apaga por un volumen excesivo de la nebulosa: también el flujo de luz de alta energía de la estrella decrece a medida que agota las tenues capas periféricas que la rodean y que recombina en las etapas finales. A medida que el núcleo va quedando más al descubierto, los vientos estelares que genera se intensifican y tienden a comprimir la esfera de gas desde el interior, formando una burbuja. El vaciado del centro de la nebulosa lentamente progresa hacia el exterior, hasta que alcanza la superficie y la rompe violentamente. Si para entonces no se ha debilitado demasiado, se forman filamentos irregulares (NGC 7009,="nebulosa Saturno") por donde escapa el gas caliente del interior. Los filamentos parten en general de los extremos del eje mayor, que suele ser la zona menos densa y más débil de la envoltura de gas. Con el tiempo, los orificios practicados en la superficie de la burbuja se hacen más grandes y los flujos gaseosos de salida más irregulares y turbulentos. Cuando existe una fuerte diferencia de densidad en la distribución de gas, se llegan a formar lóbulos dobles (M 27, M 76).

La temperatura del núcleo de las nebulosas planetarias en sus comienzos supera en mucho a las más calientes estrellas conocidas. Son tan calientes (cien mil grados) que la mayor parte de la luz es invisible a nuestros ojos, y se da incluso casos de objetos en los que es imposible ver la estrella central mientras que la nebulosa brilla intensamente. Con el paso del tiempo, las estrellas centrales se enfrían irradiando su calor al espacio, aunque por ser tan pequeña su superficie radiante (son estrellas del tamaño de la Tierra), este proceso es terriblemente lento. Al final queda una enana blanca, que prosigue enfriándose cada vez más lentamente. Las condiciones extremas en torno a la estrella central produce estados de alta ionización en los átomos de la nebulosa, que no se observan en las nebulosas de emisión ordinarias.

2.13. EL FINAL DE LAS ESTRELLAS DE MASA INTERMEDIA

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Para estrellas que al final de la combustión de hidrógeno tienen entre 2.2 y 8 masas solares, el final es muy parecido: usualmente terminan como enanas blancas y nebulosas planetarias. Pero a diferencia de las estrellas de menor masa, la fusión de hidrógeno en helio tiene lugar a través de un ciclo catalítico complejo en el que se forman nucleidos intermedios más pesados y que se llama ciclo del carbono-nitrógeno, que sólo tiene lugar en estrellas de núcleo muy caliente, mientras que en las normales predomina la cadena protón-protón, más directa pero menos eficiente. Cuando la concentración de hidrógeno en el núcleo disminuye hasta una proporción crítica, el núcleo de estas estrellas se calienta y contrae mientras que sus envolventes se dilatan y enfrían, formándose una gigante roja. Sin embargo, antes de que el núcleo degenere para formar una enana blanca se alcanzan temperaturas lo suficientemente altas como para que se inicie la fusión del helio en carbono y oxígeno. El fortísimo calentamiento, que eleva la temperatura del núcleo hasta los cien millones de grados, provoca un hinchamiento descomunal de la estrella: es una supergigante roja. El paso de la larga etapa estable a supergigante roja se hace rápidamente, mientras la estrella mantiene su brillo casi constante y se enrrojece.

En la etapa de supergigante roja se producen fluctuaciones asociadas a la acumulación y renovación convectiva del material de los alrededores del núcleo de helio en fusión. Poco a poco va creciendo la masa de núcleo de carbono y oxígeno, hasta que se alcanza la condición de degeneración de los electrones. La formación del núcleo degenerado acelera la evolución; verdaderamente tenemos ya dos estrellas: una enana blanca de carbono y oxígeno rodeada de una supergigante roja. La estrella, enormemente calentada, se deshace en pulsos irregulares de las envolturas exteriores. Cuando la opacidad de las capas exteriores disminuye lo suficiente, la radiación de alta energía del núcleo escapa a raudales y comienza a ionizar las capas exteriores en expansión. El resultado es, de nuevo, una nebulosa planetaria.

2.14. EL FINAL DE LAS ESTRELLAS DE GRAN MASA

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El panorama se complica y diversifica cuando la materia de la estrella supera las 8 masas solares, dando origen a algunos de los cuerpos celestes más misteriosos y fascinantes. Existen además mecanismos secundarios que hacen muy compleja la evolución estelar. Incluso fenómenos tan corrientes como la convección, la velocidad de rotación o los vientos estelares pueden ser factores críticos. Por ejemplo, las estrellas de Wolf-Rayet, que inicialmente suelen ser estrellas de unas 60 masas solares, se deshacen de todas las capas superficiales por medio de violentos vientos estelares, reduciendo su masa en más de un cincuenta por cien y cambiando con ello drásticamente sus perspectivas evolutivas. La evolución de sistemas binarios de contacto con intercambio de materia puede verse incluso más alterada, llegando a invertir las masas originales, los radios orbitales y los finales de ambas componentes. Sólo con cambios tan intensos se explican muchos sistemas físicos en los que coexisten dos estrellas de diferente masa, la mayor de las cuales es sorprendentemente la más joven.

A grandes rasgos, la evolución de las estrellas de gran masa es muy similar a las de masa intermedia hasta la formación del núcleo de carbono y oxígeno, sólo que aquí se alcanzan temperaturas tan sumamente elevadas que pueden fusionarse estos elementos en condiciones no degeneradas. Debido a las elevadas temperaturas y presiones, las estrellas de gran masa fusionan al comienzo hidrógeno en una zona interna convectiva muy extensa alrededor del núcleo, que puede llegar a constituir hasta el 80 por cien del volumen. Esta etapa dura apenas 25 millones de años para estrellas de 9 masas solares (m_s), 6 para estrellas de 30 m_s, y tan sólo 3 para estrellas de 120 m_s. Las estrellas de más de 150 masas solares se vuelven rápidamente tan inestables que en pulsos cada vez más violentos se deshacen de las capas periféricas, dejando el núcleo al descubierto. La luminosidad extrema de estas estrellas gigantescas es nada menos que cinco millones de veces mayor que la de nuestro Sol. Hay incluso evidencias de la formación de estrellas aún mayores, estrellas supermasivas, extremadamente raras e inestables, cuya vida es tan increíblemente corta que estallan casi en su lugar de nacimiento.

En su evolución acelerada, rápidamente agotan el hidrógeno. Sin embargo, las temperaturas resultantes son tan altas que llegan a fusionar el helio sin degenerarse, y después el carbono-oxígeno. Posteriormente alcanzan etapas de fusión que hasta ahora no habíamos visto. Así, cuando agotan el carbono-oxígeno, fusionan el neón produciendo silicio, y, finalmente, a 3000 millones de grados fusionan el silicio, para formar un núcleo de hierro. Todas las etapas de fusión mencionadas son complejas y ramificadas: conducen a la formación subsidiaria de otros muchos elementos, en general por captura de neutrones, que a su vez pueden entrar a formar parte en nuevos procesos nucleares. Además cada etapa es más corta que la anterior, de manera que si en una estrella de nueve masas solares la combustión de hidrógeno tiene lugar durante más de 25 millones de años, la del helio dura seiscientos mil años y la del carbono tan sólo unos pocos miles de años. Las últimas etapas se producen en días y horas, y son tan rápidas que la estrella ya no puede acomodar su estructura a los cambios, ni renovar el material nuclear, lo que acelera aún más el final, que se produce al formar un núcleo de hierro.

Los procesos de fusión del hierro ya no desprenden energía, puesto que las partículas elementales que constituyen los núcleos atómicos de este elemento han alcanzado una estabilidad máxima. La consecuencia de este hecho es catastrófica: la estrella, privada de la energía que la sostiene, se desploma sobre sí misma. El calentamiento producido en el desplome ya no es capaz de activar ningún proceso de fusión exotérmico que detenga el derrumbamiento. A los 10000 millones de grados, los núcleos comienzan a fragmentarse otra vez, generando partículas alfa (núcleos de helio) y rayos gamma. Este proceso absorbe energía, y produce un rápido desplome de la estrella sobre sí misma a casi un cuarto de la velocidad de la luz, a la vez que la densidad del núcleo alcanza la de los núcleos atómicos. En estas condiciones se produce la captura masiva de neutrinos, que no sólo ayuda a la fuerza nuclear fuerte a detener la caída de la estrella, sino que da más energía al subsiguiente movimiento de expansión y así se genera una terrorífica onda de choque de retroceso. El resultado es una explosión gigantesca que hace brillar a la estrella en explosión casi tanto como todas las demás estrellas de la galaxia juntas. Es una supernova, el acontecimiento más energético en la vida de la estrellas. La expansión de la onda de choque produce la expulsión a muy altas velocidades de las capas exteriores de la estrella, progresivamente más ricas en elementos pesados cuanto más internas. De esta forma, la estrella devuelve parte de la materia sintetizada al medio interestelar de donde procede y el ciclo de nacimiento-muerte se repite. Las moléculas de la vida y la formación de los planetas terrestres no son posible de no existir supernovas de esta clase supernovas de tipo II de meseta o SN II p. Las supergigantes rojas pueden originar supernovas II lineales o SN II l cuando el radio estelar es diferente y no se produce la ionización masiva del hidrógeno residual.

No es ésta la única forma posible en la que explotan las supernovas. Las supergigantes azules de alta masa que se deshacen de sus envolturas exteriores, ya sea por pulsos, por impetuosos vientos estelares, o por transferencia a una estrella acompañante, explotan como supernovas deficientes en hidrógeno, en una evolución superacelerada, y se clasifican como SN Ib y SN Ic según la abundancia de helio que presenten en la explosión. Por otro lado, algunas binarias en las que una de las componentes es una enana blanca y la otra una gigante roja que a cierto ritmo deposita materia sobre la enana blanca, explotan como SN Ia cuando la enana blanca alcanza la masa límite de Chandrasekhar: 1.4 masas solares, cantidad de materia que genera una fuerza de gravedad tal que los electrones ya no pueden soportar el peso de las capas gaseosas exteriores. En ese momento toda la estrella se derrumba rápidamente. El calentamiento asociado a la reducción de potencial gravitatorio es tan intenso que todo el material de la enana blanca se fusiona, destruyéndose en una explosión aún más potente que las de las increíbles supernovas anteriores. Las supernovas Ia pueden ser generadas a partir de estrellas de masa intermedia.

Las supernovas Ia suponen la completa destrucción de una estrella. Por contra, en las supernovas de tipo II el núcleo sobrevive para originar estrellas de neutrones, de las que ya hemos hablado. La conservación del momento angular hace que estos cadáveres de estrella giren miles de veces por segundo y barran con su potente campo magnético los restos estelares haciéndolos brillar por emisión sincrotrón durante unos miles de años como un remanente de supernova pleno. Este mecanismo de emisión resulta del giro de una partícula cargada eléctricamente, en movimiento relativo respecto de un campo magnético, cuya fuerza le obliga a cambiar de dirección. Cuando casualmente uno de los puntos calientes de la estrella neutrónica cruza nuestra visual, observamos un pulso de luz. Llamamos púlsares a estas estrellas neutrónicas que aumentan su brillo mediante destellos que se repiten con períodos comprendidos entre una milésima de segundo y varios segundos. Con el tiempo, el púlsar pierde energía, gira a menor velocidad, y la nebulosa va apagándose. Al cabo de unos miles sólo quedan remanentes de supernova anulares, nebulosas filamentosas muy intrincadas con forma de anillo, constituidas tanto por los restos de la antigua estrella como por la acumulación de materia interestelar sobre la onda de choque. El brillo de estos restos nebulares, de hasta varios cientos de años-luz de diámetro, se debe a la ionización de los gases por fricción a altas velocidades y a la desintegración radiactiva de los núcleos inestables generados en la explosión. Los remanentes de supernova se debilitan con el tiempo hasta apagarse por completo y terminan siendo sólo perceptibles en radio. Su paso a través de un complejo nebular suele desencadenar la formación de una nueva generación de estrellas, que se ven enriquecidas con elementos pesados.

La formación de estrellas neutrónicas sólo es posible entre 1.4 y 2.2 masas solares. Por encima de este límite el colapso es imparable y se forma un agujero negro. La existencia de estos fantásticos cadáveres de estrellas no se puede demostrar concluyentemente debido a que no son directamente observables. Sin embargo, en algunos sistemas binarios cerrados se han detectado estrellas de gran masa invisibles que emiten grandes flujos de radiación de alta energía; son firmes candidatos a ser agujeros negros. También en el centro de algunos cúmulos globulares se han detectado emisores de rayos X, que pueden ser estrellas neutrónicas o agujeros negros. Por último, se piensa que el motor central de muchas galaxias puede ser un agujero negro supermasivo. La formación de agujeros negros a partir de supergigantes rojas resta energía a la onda de choque de retroceso, lo que atenúa la magnitud de la explosión. Probablemente se generen residuos nebulares muy poco visibles.

2.15. RELACION ENTRE BINARIAS CERRADAS, NOVAS Y SUPERNOVAS Ia

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Las estrellas binarias físicas son un fenómeno muy común en el universo. Como hemos dicho, en estos sistemas la evolución estelar es interdependiente. ¿De qué manera ocurre? Supongamos un sistema formado por dos estrellas mayores que nuestro Sol, una mayor que otra, muy próximas, pero no tanto como para que lleguen a intercambiar gases desde el mismo origen. Si pudiéramos contemplar una película acelerada que nos mostrara la evolución de este sistema binario de contacto, veríamos un cuadro parecido al siguiente:

Al cabo de varios miles de millones de años veríamos que la estrella mayor se enrojece e hincha y se convierte en gigante roja, perdiendo materia y acumulando parte de ella en la componente secundaria, que aumenta de masa. La razón de este intercambio es la superación del volumen de Roche durante el hinchamiento que la convierte en gigante roja. El volumen de Roche constituye la zona del espacio alrededor de la estrella donde predomina su propia atracción gravitatoria; al exceder este volumen, el gas sobrante de la zona de contacto entre las dos componentes cae en la estrella secundaria. Finalmente, la componente primaria termina sufriendo repetidos flashes de helio hasta convertirse en una enana blanca. A su vez la otra estrella, ahora la más masiva, al cabo de un tiempo también se convierte en gigante roja, y llenando su lóbulo de Roche, comienza a perder gas y a depositarlo sobre la antigua componente primaria, la enana blanca, previa formación de un disco de acreción. Si el ritmo de deposición es lento o muy lento, se acaban por alcanzar presiones tan altas sobre el exterior de la enana blanca que en un momento dado todo el hidrógeno acumulado se combina explosivamente, y el sistema multiplica su brillo un millón de veces. A esta explosión la llamamos nova. Durante la explosión, la enana blanca se deshace de todo el hidrógeno acumulado y genera una burbuja gaseosa en expansión similar a una nebulosa planetaria, aunque más irregular y violenta. El proceso se puede repetir una y otra vez, con períodos inconstantes en torno al millar de años. En algunos casos las explosiones se repiten en menos de cien años (novas recurrentes).

Cuando la tasa de acreción es lo suficientemente alta, la enana blanca se deshace sólo parcialmente de la materia en exceso, y lentamente incrementa su masa. Si en este proceso de acumulación se termina por alcanzar la masa límite de Chandrasekhar, la estrella explota como una supernova Ia, tal como vimos anteriormente. Los modelos actuales también prevén la formación de estrellas neutrónicas bajo ciertas condiciones. Cuando la tasa de acreción es muy grande la enana blanca es incapaz de retener la materia, que se escapa formando espirales. Además, el radio orbital va reduciéndose por la fricción entre las atmósferas estelares, hasta que la enana blanca y el núcleo de la gigante se fusionan. El resultado es la formación directa de un agujero negro o una estrella neutrónica, o quizás la destrucción como una supernova de tipo I de la enana blanca. No se puede concretar más con los modelos actuales dada la formidable complejidad del problema.

2.16. PERSPECTIVA GLOBAL DE LA EVOLUCIÓN ESTELAR

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Cuando miramos un grupo de estrellas, el azar hace que veamos astros en diferentes momentos de su evolución, pero cabe esperar que la mayor parte de ellos se encuentren en la etapa de estabilidad tan prolongada que constituye el noventa por cien de toda su vida, y durante la cual fusionan hidrógeno exclusivamente. De esta forma, si representamos la luminosidad verdadera de un gran grupo de estrellas frente a su temperatura (representación a la que llamamos diagrama de Hertzsprung-Russell, Color-Luminosidad o Color-Magnitud), el azar hará que la mayor parte de los puntos dibujados se encuentre en las coordenadas brillo-temperatura de la fase de estabilidad. Cuando lo hacemos, comprobamos que esta zona de estabilidad es una banda que cruza el plano en una diagonal, a la que vamos a llamar secuencia principal. Los puntos de aparición en la secuencia principal de las protoestrellas constituyen la secuencia principal de edad cero. La situación de la secuencia principal y de la línea de edad cero es función de la metalicidad de las estrellas. Las estrellas de la población II, más pobres en metales y más antiguas, son sistemáticamente más azules (es decir, más calientes), que las de la población I homólogas.

Otro grupo destacable, pero peor definido, se observa en la esquina superior derecha (baja temperatura y alto brillo), donde encontramos a la rama de las subgigantes, gigantes y supergigantes rojas. La rama horizontal es una banda donde se sitúan las estrellas que sufren el flash de helio. Destacan además algunas estrellas que aparecen en coordenadas a la vez frías y poco luminosas: las enanas blancas. Finalmente, la banda de inestabilidad es una faja algo curva que cruza la secuencia principal desde las gigantes anaranjadas hasta las enanas blancas, donde se sitúan muchos tipos de estrellas variables. Todos los tipos de estrellas de las que hemos hablado hasta ahora (supergigantes azules, enanas rojas, variables pulsantes de largo período, el Sol, las protoestrellas, etc...), tienen su lugar dentro del diagrama H-R, cuya importancia en astrofísica ha sido máxima.

Cuando una estrella de tipo solar nace, posee alto brillo pero muy baja temperatura. Al estabilizarse para alcanzar la secuencia principal, recorre una trayectoria en el diagrama descendente hacia la izquierda, ya que se calienta y disminuye de brillo total. Durante la etapa de estabilidad, la estrella recorre una pequeña trayectoria desde el punto de edad cero hasta el agotamiento de hidrógeno, que supone un pequeño calentamiento y un ligero enrojecimiento. Con el tiempo, el hidrógeno termina por agotarse y la estrella migra desde la secuencia principal a la rama de las gigantes, en un proceso muy rápido. Esta rapidez es la responsable de que en un momento dado apenas encontremos estrellas transitando, y por tanto que haya un vacío entre ambas regiones del diagrama. Ya en la zona de las gigantes, sucesivos flashes de helio por renovaciones convectivas del material hacen que cíclicamente la estrella se caliente y enfríe, mientras poco a poco su brillo total crece. Finalmente, la degeneración del núcleo provoca la expulsión de las capas superficiales. El núcleo se hace visible, al principio extremadamente caliente -a muchas decenas de miles de grados-, pero rápidamente se enfría y mengua de brillo, para convertirse en una enana blanca. La trayectoria en esta última etapa se hace hacia la izquierda y hacia abajo, hasta encontrar esta rama, por la que el cadáver estelar se desplaza después horizontalmente hacia la derecha.

Trayectorias vitales similares pueden igualmente plantearse para estrellas de diferentes masas. Algunas aplicaciones que hacen uso del diagrama de Hertzsprung-Russell son el cálculo de la edad y la distancia de un cúmulo abierto o globular, la previsión de inestabilidades evolutivas en ciertas estrellas o el cálculo de paralajes espectroscópicas. Las paralajes espectroscópicas estiman la distancia de un cúmulo o estrella por medios espectrales -es decir, analizando la luz-, haciendo uso conjunto del diagrama H-R y de ciertas líneas espectrales de las estrellas que se relacionan con el brillo verdadero y que pueden servir para estimarlo. Las correlaciones atípicas entre temperatura y composición química también permiten detectar anomalías magnéticas o evolutivas.

Merecen atención especial los diagramas H-R de los cúmulos abiertos y los globulares. En ambos casos tenemos poblaciones de estrellas nacidas aproximadamente al mismo tiempo y que evolucionan de forma diferente según las masas.

H-R en cúmulos abiertos: En los cúmulos abiertos más jóvenes vemos la secuencia principal bien delimitada, con la zona inferior abierta. Esto quiere decir que las estrellas menos masivas aún no han alcanzado el punto de edad cero que les corresponde, y que están en proceso de estabilización (caso de M8). Con el tiempo todas las estrellas alcanzan la zona de edad cero (caso de NGC2362). Para entonces el cúmulo ya casi ha perdido todos los restos nebulares. Posteriormente, las estrellas más masivas abandonan la secuencia principal (caso de M44), para desplazarse a la rama de las gigantes, con lo que se observa una discontinuidad en la secuencia principal, que nos sirve para medir la edad del objeto, como antes nos servía el punto de ramificación inferior. Con el tiempo, el punto de rotura o codo se desplaza hacia estrellas de menor masa siguiendo la secuencia principal hacia abajo, a la vez que toda la secuencia principal se desplaza gradualmente algo a la derecha del diagrama (caso de M67).

H-R en cúmulos globulares: En los cúmulos globulares el diagrama parece realmente distinto, aunque lo que sucede es que las estrellas son sólo más viejas. Todas las gigantes y subgigantes han abandonado la secuencia principal, de la que sólo queda un resto de estrellas débiles y rojas. Se observa así una curva hacia la zona de las gigantes, llamada rama de las subgigantes, con un muñón mal definido al final de la secuencia principal (rama de las estrellas errantes azules). Las errantes azules son estrellas visibles en grupos estelares de todo tipo, pero muy llamativas en globulares. Extrañamente, se encuentran a la izquierda de la secuencia principal. Actualmente se cree que se producen por cuatro mecanismos principales: (1) cuando una estrella demora su permanencia en la secuencia principal por renovación del gas de los alrededores del núcleo (debido a magnetismo o rotación rápida); (2) por recibir una inyección suplementaria de gas procedente de otra estrella; (3) por rápida pérdida de gas de una estrella más masiva; y (4), por fusión o coalescencia de estrellas. En el diagrama H-R además se aprecia la rama horizontal, de la que antes hemos hablado, formada por las estrellas que están sufriendo el flash de helio. Realmente, si a un cúmulo abierto con estrellas débiles le dejáramos evolucionar durante una decena de miles de millones de años, se formaría precisamente esta distribución en forma de letra lambda invertida. No llega a observarse más que de un modo parcial fundamentalmente porque los cúmulos abiertos se disgregan antes, salvo pocas excepciones.

Cúmulos abiertos y globulares son diferentes manifestaciones de un mismo fenómeno. En nuestra galaxia, la capacidad de formar grandes cúmulos está agotada, con lo que parece existir una dicotomía clara, que en el fondo es sólo circunstancial. Sin embargo, en otras galaxias se siguen formando cúmulos muy ricos de la población I: cúmulos globulares de estrellas azules. Hace muchos miles de años la Vía Láctea era más rica en grandes nebulosas que en la actualidad, y formó cúmulos de ambas clases; hoy únicamente los más ricos sobreviven, con sus estrellas enrojecidas. Los antiguos cúmulos abiertos de la población II se han disgregado.

A partir de ahora los valores de temperatura los daremos en la escala de lord Kelvin (K), cuyo cero se encuentra a -273.15 grados centígrados o celsius y cuyos incrementos coinciden. En la escala Kelvin, el hielo se funde a 273.15K (0ºC) y el agua hierve a 373.15K (100ºC). Llamaremos cero absoluto a 0K (-273.15ºC), valor mínimo, inalcanzable, que se puede conseguir enfriando un cuerpo, dado que la agitación térmica es nula a esa temperatura.

2.17. NATURALEZA DE LA LUZ

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Las estrellas se encuentran más allá de nuestro alcance, demasiado lejanas para que puedan estudiarse de forma directa. De ellas apenas nos llega nada más que débiles rayos de luz; sin embargo, todo cuanto hemos dicho se basa directamente en el análisis de esa luz. Es obligado por tanto hablar un poco sobre la naturaleza de la luz: ¿qué es la luz?

La luz es una perturbación electromagnética de naturaleza dual. Es decir, en algunos aspectos (ej. interacción con un protón) se comporta como una partícula a la que llamamos fotón, pero en muchos otros (ej. paso a través de sólidos trasparentes o fenómenos de interferencia), como una onda; todo depende de la naturaleza del experimento a que la sometamos. De todos modos, se suele describir como un tren de ondas, constituido por dos perturbaciones, una eléctrica y otra magnética, perpendiculares y desfasadas. Precisamente el fotón es la partícula responsable de la fuerza electromagnética.

Como todas las ondas, la luz puede ser caracterizada por la diferencia entre dos rasgos periódicos repetidos, como dos crestas o valles sucesivos, propiedad a la que llamaremos longitud de onda. Cuanto menor sea la longitud de onda, más energía tiene la luz y mayor es la frecuencia. También podemos a nivel sólo cualitativo y coloquial llamar color a la longitud de onda, o su inversa, la frecuencia (frec×long=vel luz). De menor a mayor energía o frecuencia encontramos las ondas de radio, las microondas, la luz infrarroja, la luz visible (roja...violeta), la ultravioleta, los rayos X o Röentgen, y los rayos gamma. Más allá de los rayos gamma la energía se hace tan grande que aparece materia-antimateria espontáneamente, según la expresión m=E/c², que procede de la relación de Einstein entre materia y energía. La longitud de onda es de un tamaño muy variable, del orden de metros para las ondas de radio, media micra para la luz visible y una diezmillonésima de micra para los rayos gamma.

Un espectro es la imagen obtenida cuando los rayos procedentes de una fuente luminosa se hacen pasar a través de un medio dispersivo, como un prisma o una red de difracción. La luz integral, descompuesta en sus frecuencias constitutivas, se percibe como una banda multicolor. El familiar arco iris que vemos tras la lluvia se debe a este mismo fenómeno, aunque el medio dispersivo no son prismas sino las diminutas gotitas de lluvia que quedan suspendidas en la atmósfera. Los instrumentos corrientes de laboratorio para generar y medir espectros (espectroscopios) constan de una rejilla lineal que se antepone ante el objeto brillante para que veamos una línea luminosa, un conjunto de lentes para corregir y enfocar la imagen, un prisma o red de difracción para dispersar los colores, y un microscopio con una escala graduada para medir las longitudes de onda. Los espectros se ven como una serie de líneas, resultado de la rejilla que se antepone a la fuente de luz.

Cuando calentamos un sólido, al principio irradia calor, pero no emite luz perceptible con los ojos. Realmente el calor que siente nuestra mano es una forma de luz: infrarroja. Sin embargo, poco a poco, a medida que aumenta su temperatura, va adquiriendo sucesivamente un color rojo oscuro, naranja, amarillo, verde, azul y violeta, hasta que finalmente adquiere una temperatura tan elevada que vuelve a parecer invisible a nuestros ojos. En ese momento sigue emitiendo luz, pero de nuevo está más allá de nuestros sentidos; esta vez es luz ultravioleta. Como vemos, el color global de la luz es una indicación de la temperatura del emisor. La expresión matemática de esta dependencia viene dada por la ley de Plank, que modeliza el comportamiento radiante de los sólidos incandescentes suponiéndolos constituidos por un gran número de osciladores armónicos. Rigurosamente, el modelo sólo es aplicable a emisores ideales, llamados cuerpos negros, pero afortunadamente las estrellas siguen este comportamiento ideal bastante bien y pueden considerarse cuerpos negros en una aproximación excelente.

A las distribuciones espectrales procedentes de sólidos incandescentes en las que las diferentes frecuencias aparecen en una gradación sin interrupciones, como bandas coloreadas, se las llama espectro continuo. Este es el espectro que observamos en una bombilla corriente. Los líquidos y gases a alta presión también generan espectros continuos. Cuando en lugar de un sólido calentamos un gas rarefactado, en lugar de una distribución continua, el espectro consiste en una serie de frecuencias discretas y aisladas, llamado espectro de emisión. Si la luz de un espectro continuo se hace pasar a través de este mismo gas pero frío, desaparecen justamente las frecuencias vistas en el espectro de emisión del gas, formando el espectro de absorción. Las frecuencias que faltan o se emiten son tan características que nos permiten identificar el elemento responsable, como una huella dactilar. Las especies moleculares, los radicales y los iones tienen también comportamientos característicos emitiendo y absorbiendo luz, aunque no siempre esté en el dominio visible por nuestros ojos. Por otro lado, la absorción y emisión no tiene porqué limitarse a frecuencias discretas: esto sucede en especies con niveles energéticos discretos, como átomos o iones sencillos y aislados. Pero en las especies poliatómicas o moleculares, donde existen niveles energéticos gradados o entrelazados, se observan bandas en lugar de líneas.

La luz de las estrellas es una mezcla de los tres espectros mencionados: sobre un componente continuo de color conjunto proporcional a la temperatura superficial se observa líneas oscuras debidas a la absorción de gases fríos y a veces líneas más intensas de emisión. En estrellas frías (supergigantes rojas) pueden también observarse bandas de absorción de especies moleculares sencillas, fundamentalmente óxidos. Con los espectros de la luz de las estrellas averiguamos propiedades tan interesantes como la composición química, temperatura, densidad, velocidad de rotación, movimiento de alejamiento o aproximación, campos magnéticos y eléctricos, estrellas acompañantes invisibles con telescopios con alguna de sus propiedades orbitales, masas gaseosas interpuestas entre la estrella y nosotros, tamaño de la estrella (enana, gigante), etc.

2.18. LA MEDIDA DEL BRILLO DE LAS ESTRELLAS

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La astronomía es una ciencia muy antigua. Mucho antes de que construyésemos espectrómetros o fotómetros fotoeléctricos ya se medía el brillo de las estrellas. Se usaban naturalmente los ojos, y hubo que inventar unidades numéricas de brillo que se adaptasen a nuestras limitaciones y sensibilidad. Hoy en día sigue siendo la primitiva unidad griega de magnitud nuestra herramienta estándar para la medida de brillos estelares, aunque muchas veces ya no se empleen en absoluto los ojos. La escala numérica de magnitudes asigna respuestas lineales a la sensación producida por una estrella en nuestro ojo, aunque la relación real no sea en absoluto lineal. Una estrella dos veces más brillante que otra no produce en nuestro ojo una sensación el doble de intensa, sino 0.75 veces mayor. Además, cuanto más pequeño sea el valor numérico de magnitud, mayor es el brillo. Pongamos algunos ejemplos para mostrar esta extraña escala de medida:

Todos los lectores en una o en otra ocasión habrán salido al campo y visto las estrellas. Pues bien: las más débiles de ellas perceptibles a simple vista en una noche aceptable son de la 6ª magnitud. Las más brillantes, de la 1ª magnitud. Sirio, la estrella más luminosa, es de la -1.5 magnitud. La Luna llena, de la -12.5 y el Sol de la -26.5. Por contra, las estrellas más débiles perceptibles con unos prismáticos corrientes son de la 10ª magnitud. Con un reflector de 26 cm de diámetro, de la 15.5, y con los mayores telescopios del mundo de la 24. Con el telescopio espacial Hubble, de la 27 magnitud.

Resulta desconcertante asociar un número más grande cuando la intensidad es más pequeña, pero basta con que sustituyamos la palabra "magnitud" por "categoría" para que sea intuitivo: una estrella de la 1ª magnitud sería de 1ª categoría, etc. (¿qué estrella será más brillante, una de primera categoría u otra de la sexta?). La escala de magnitudes, pues, define incrementos de brillo, pero no tiene un cero establecido, que debe ser escogido arbitrariamente de forma que los valores numéricos coincidan con las convenciones históricas. La escala actual se basa en la secuencia polar internacional, un grupo de estrellas de brillo estandarizado que se toma como patrón, en torno a Polaris. A su vez se han definido otras estrellas patrón en diferentes regiones del firmamento.

A una diferencia de 5 magnitudes le corresponde una diferencia de brillo de 100 veces. Así, una estrella de la 1ª magnitud es 100 veces más brillante que una estrella de la 6ª, y ésta a su vez cien veces más brillante que una de la 11ª magnitud. Como la sensación en nuestro ojo es cinco veces mayor, y no cien, la escala de magnitudes tiene mucho más interés práctico que la de intensidades. Los lectores que posean conocimientos matemáticos medianos ya habrán captado que la escala de magnitudes es logarítmica respecto a la de intensidades (relación entre incrementos-producto e incrementos-suma), y que su base es 2.512, es decir, la raiz quinta de 100. De esta forma, si entre dos estrellas hay una diferencia de 3 magnitudes, esto significará que la más luminosa es 2.512´2.512´2.512=2.512³=15.6 veces más brillante que la más débil.

Un hecho complica la medida de magnitudes, y es que las estrellas presentan colores impuros, es decir, emiten a varias longitudes de onda a la vez, y el ojo no es por igual sensible a todos los colores. Además la sensibilidad a los colores cambia con la adaptación a la oscuridad. Por ello se han definido una serie de filtros estándar con los cuales se restringen las frecuencias medidas y que permiten usar instrumentos diferentes al ojo, más impersonales y predecibles en sus tendencias al error. Uno de ellos, el filtro V, tiene un perfil de absorción similar al de la sensibilidad del ojo humano y ha sido el origen de medida de magnitudes visuales (V, con máximo a 0.548 micras). Las medidas con instrumentos fotográficos o electrónicos empleando este filtro coinciden con las estimaciones efectuadas con el ojo.

Al igual que hemos definido las magnitudes visuales, cuyo máximo de sensibilidad está en el color amarillo-verdoso, podemos establecer magnitudes basadas en otros colores, como las magnitudes fotográficas (P, a 0.440 micras), o las magnitudes ultravioletas (U,a 0.365 micras), y muchas otras más (infrarrojas, verdes,...).

Las diferencias de color de las estrellas crean diferencias en la medida de magnitudes. Así una estrella muy roja tendrá un brillo visual mayor que el fotográfico, y éste a su vez será mayor que el ultravioleta. Se pueden definir diversos indicadores de color basados en estas diferencias. Así, el índice de color es B-V y el exceso de color, U-B. La elección de un conjunto coherente y compensado de magnitudes da lugar a un sistema fotométrico. El más conocido es el UBV, del que hemos estado hablando aunque hay muchos otros creados para otros propósitos, como el RGU, UVBRI, VYGA, etc. El UBV por ejemplo se diseñó para evaluar temperaturas y absorciones interestelares y es muy frecuente encontrarlo en la bibliografía.

Todas estas son magnitudes aparentes, en el sentido de que no tienen en cuenta el brillo verdadero del objeto al no considerar la distancia. Por esta razón se definen, complementariamente, las magnitudes absolutas, que son las que presentarían los objetos a una distancia uniforme estándar que se toma por convenio (es decir, arbitrariamente) de 10 parsecs (32.64 años luz). A esa distancia el Sol sería de la 4.8 magnitud, Sirio de la 1ª, y una gran supergigante azul como Deneb, de la -7. Un pársec, unidad de distancia que por primera vez mencionamos, es la distancia a la que debemos alejarnos del Sol para que el radio de la órbita terrestre se vea con un segundo de arco de tamaño angular (pársec viene de paralaje-segundo en inglés). Esa distancia, como fácilmente se puede comprobar con una calculadora, son 3.264 años-luz, o 31.86 billones de kilómetros, o 206300 unidades astronómicas. El interés de esta medida radica en que, si se conoce la paralaje anual de un astro, la inversa de este valor da la distancia de separación expresada en parsecs. Por ejemplo: si Gamma de Hércules cambia anualmente de posición respecto de las estrellas de más lejanas de fondo 0.048 segundos (descontando otros efectos) cuando la Tierra ocupa posiciones extremas en su órbita, su paralaje es de 0.024, y la distancia de separación 1/0.024=42 parsecs, o 137 años-luz. El ángulo medido es tan pequeño que el error de estimación puede ser muy grande.

Desde nuestro planeta, las estrellas más voluminosas y próximas miden apenas varias centésimas de segundos de arco de diámetro. Dicho así no parece gran cosa, pero probemos de otra: ¿a qué distancia deberíamos poner una moneda de cien pesetas para que se viese como un disco de 0.05 segundos de arco, el mismo que tiene Betelgeuse, una de las estrellas supergigantes rojas de mayor diámeto aparente?. Pues a casi 52 Km. Simplemente pensemos en la moneda a cien metros, e imaginémosla 520 veces más lejos. Queda claro que tomar a una estrella como algo puntual es perfectamente aceptable. Sólo mediante técnicas especiales muy refinadas (interferometría de destellos y reconstrucción de las imágenes por ordenador) podemos visualizar el disco de las estrellas más grandes y próximas (Mira, Betelgeuse, etc).

El mismo sistema de estimación de luminosidad en magnitudes puede extenderse a cualquier objeto que muestre un tamaño apreciable. Sin embargo, si la fuente de luz no es puntual, se debilita al incrementar la superficie iluminada, es decir, que si damos más aumento al telescopio, la misma luz se reparte por una mayor superficie y el objeto parece oscurecerse. Así, el brillo que se da cuando el objeto presenta un tamaño extenso considera lo que sucedería si se redujese todo el objeto a un punto de luz. Cuanto más grande sea su tamaño, tanto más débil se observa, lo que será de gran importancia cuando abordemos el problema de buscar y observar estos objetos. De este tema nos ocuparemos al final.

2.19. CLASIFICACION GENERAL DE LAS ESTRELLAS

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Las correlaciones de composición y temperatura han permitido la catalogación de las estrellas en clases espectrales, que agrupan a astros de temperatura y composición similar. Es importante puntualizar que la gradación de composición química que seguidamente vamos a ver no significa un mayor progreso en la nucleosíntesis: es sencillamente el resultado unas condiciones físicas diferentes. Así, si la temperatura es muy alta, no se ven líneas metálicas, aunque existan metales; y si es baja, se van a ver metales, aunque esto no significa que hayan sido sintetizados por la estrella: simplemente proceden del material nebular del que se formó.

Estas clases espectrales proceden de una idea original de Angelo Secchi, aunque la versión actual procede de una ligera modificación de un sistema más perfeccionado desarrollado por Pickering en 1890. Las clases reconocidas actualmente son:

W Espectro dominado por anchas líneas de emisión de carbono y oxígeno (WC) o nitrógeno (WN), que indican la eyección de materia masivamente por parte de estrellas de hasta 100,000 K, a ritmos cien veces superiores a los del resto de las estrellas. Las estrellas de espectro WR pueden ser tanto las supergigantes azules de atmósfera turbulenta descritas por los franceses Wolf y Rayet, como núcleos de nebulosas planetarias en tránsito a enanas blancas. Ej: núcleo de NGC 246, excitatriz de NGC 6800, Gamma de la Vela.

O Entre 25,000 y 40,000 K. Débiles líneas de absorción de hidrógeno y fuertes de helio ionizado, nitrógeno y oxígeno. Estrellas azuladas inmersas en nebulosas de emisión, a las que hacen brillar a grandes distancias con su intensa luz ultravioleta. Ej: Mintaka, Tseta Puppis.

B Entre 11,000 y 25,000 K. También asociadas a nebulosas difusas, sin embargo su menor temperatura ya no permite ionizar al helio y las líneas del hidrógeno en cambio se observan más intensas. También se perciben fuertes líneas del helio neutro. Si existen nebulosas asociadas, la extensión ionizada es considerablemente menor. Son estrellas blancas con matices azulados. Ej: Rigel, Spica.

A Entre 7,500 y 11,000 K. Débiles líneas de helio neutro y fuertes líneas de hidrógeno ionizado. Comienzan a observarse las líneas de otros elementos. Estrellas de un color blanco puro o algo ligeramente azul. Ej: Vega, Sirio.

F Entre 6,000 y 7,500 K. Se debilitan las líneas de hidrógeno y ya no se aprecian las de helio. Fuertes líneas de calcio ionizado y de otros metales como hierro, titanio y calcio. Color blanco sin trazas azules, ligeramente amarillas. Ej: Polaris, Proción.

G Entre 6,000 y 5,000 K. Se sigue debilitando el hidrógeno. Fuertes líneas de calcio y de diversos metales. Color blanco amarillento. Ej: Sol.

K Entre 5,000 y 3,500 K. Numerosas líneas de metales neutros. El espectro continuo en el azul se observa débil. Color anaranjado o rojizo. Ej: Arcturus, Aldebarán, Pollux.

M Entre 3,000 y 3,500 K. Líneas muy fuertes de metales neutros, sobre todo titanio, y bandas de algunas moléculas sencillas, generalmente óxidos, especialmente de titanio. La zona azul del espectro casi ha desaparecido. Color rojo. Ej: Antares, Betelgeuse.

C Entre 2,500 y 3,000 K. Estrellas de carbono. Fuertes rayas metálicas e intensas bandas de absorción de especies poliatómicas que hacen desaparecer la zona azul del contínuo. Color rojo a veces muy profundo. Agrupa a las antiguas clases espectrales R, N y S. Ej: Y CVn, R Lep. Las estrella N son las más frías de ellas, de un color rojo oscuro, con un espectro rico en compuestos de carbono. Las R son similares a las N, aunque más calientes y menos rojas. Por último, las estrellas S son muy similares a las M, pero con óxido de circonio.

El significado de estas curiosas letras es un misterio a medias. Realmente procede de la derivación de Henry Draper sobre las cinco clases originales de Angelo Secchi, tras eliminar algunos tipos intermedios y reordenar (de ahí el orden alfabético). Una frase mnemotécnica popularizada por los estudiantes de Pickering en Harvard que puede ayudarnos a recordar los tipos espectrales en su orden es: Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me Now. Estas clases se suelen dividir en 10 intervalos para permitir una catalogación más precisa. Así, Deneb, intermedia entre las clases A y F pero más próxima a la primera, sería A2, Proción, F5 y Antares M1. Se llaman tipos espectrales tempranos a las clases W, O, B y A; medios a los F, G y K; y tardíos a los restantes. Desde luego, procede de una teoría evolutiva ya superada (Lockyer, 1890), que postulaba que las estrellas nacían como supergigantes rojas, se condensaban y calentaban a partir de la energía potencia gravitatoria para originar gigantes azules, y finalmente se enfriaban descendiendo por la secuencia principal para terminar como enanas rojas. Casi al revés de lo que sucede en realidad. Los nombres de tipos espectrales tempranos, medios y tardíos se siguen usando de todas formas hoy en día, pero sin ninguna intención de dar a entender gradaciones temporales..

Además, para hacer referencia a distintas peculiaridades espectrales se añaden unos sufijos:

e presencia de líneas de emisión.

wl líneas metálicas anómalamente débiles (estrella de la población II).

m líneas metálicas anormalmente intensas (menor temperatura real). En caso de silicio, helio, estroncio, cromo o calcio se sustituye por si, he, sr, cr y k (k no significa potasio, sino línea K del calcio).

s líneas muy finas y nítidas (baja velocidad de rotación).

n líneas nebulosas que indican rotación rápida.

nnl íneas muy difusas que indican una rotación muy rápida.

hb estrella en la rama horizontal del diagrama de Hertzsprung-Russell.

sh estrella rodeada de capas gaseosas en expansión a las que ioniza.

neb estrella rodeada de una nebulosa difusa.

comp espectro no resuelto correspondiente a una binaria cerrada.

p características peculiares. Generalmente estrellas de alto campo magnético, que a su vez presentan un contenido metálico anormal en abundancia o composición.

v espectro variable. Generalmente binarias o variables pulsantes.

d esta vez un prefijo, indica que es una estrella enana.

g otro prefijo que indica que la estrella es de carácter gigante.

D prefijo que nos indica estrella enana blanca.

En el diagrama de Hertzsprung-Russell se suele usar indistintamente para el eje horizontal temperaturas, clases espectrales o índices de color (la diferencia B-V que mencionamos al hablar de las medidas de luminosidad de las estrellas). El uso de índices de color requiere tomar precauciones especiales. Estas indicaciones no hacen directamente referencia al brillo real de las estrellas. Una clasificación complementaria y que junto a la de tipos espectrales se usa para catalogar las estrellas es la de clases de luminosidad o MKK (por sus autores Morgan, Keenan y Kellman)

Ia-0 Supergigantes luminosas son las mayores estrellas conocidas como P Cygni, II Cygni 12, Rho de Casiopea o Eta Carinae.

Ia, Iab, Ib Supergigantes ordinarias como Betelgeuse, Rigel o Deneb.

IIa, IIb Gigantes luminosas Estrellas como Lambda de la Vela, Delta de Cefeo o RV Tauri.

IIIa, IIIb Gigantes ordinarias como Arcturus, Capella o Aldebarán.

IVa, IVb Subgigantes Ejemplos: Proción A, Eta del Boyero o Mérope.

Va, Vb Enanas Estrellas en la secuencia principal como el Sol, Vega, Sirio, Régulus o Altair.

VI Subenanas Ejemplos: Kruger 60 A, UV Ceti y Próxima Centauri.

Debe notarse que las clases de luminosidad no ponderan únicamente la luminosidad intrínseca, sino también la edad y su evolución. Difícilmente alguien puede considerar enana a Tseta de Ofiuco, cinco mil veces más brillante que el Sol, y a la vez gigante a Delta del Escudo, sólo treinta veces más brillante que el Sol, sin considerar la edad. Las atribuciones de brillo a cada clase de luminosidad sin más son totalmente incorrectas.

Todas las escalas simultáneamente fijan las características espectrales, evolutivas y el brillo intrínseco de un modo compacto y sencillo. Así por ejemplo, Polaris sería una estrella F7 Ib-II v, y Pleione, F8 V pe.

2.20. CATALOGOS DE OBJETOS DEL ESPACIO PROFUNDO

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Se han mencionado ya diferentes denominaciones de cuerpos celestes sin hacer referencia a los catálogos compilados. En este apartado introduciremos los principales catálogos:

a. Estrellas aisladas

Desde la más remota antigüedad se han dado nombres propios a las estrellas más brillantes. Muchos de estos nombres perduran hoy en día (Antares, Capella, Aldebarán, Caph, Albireo, Vega). El significado es en ocasiones oscuro o se ha perdido por completo en las sucesivas degeneraciones de la voz original a los idiomas que los han adoptado, pero muchas veces aluden a la propia constelación o a la situación dentro de ella (Rigel=rodilla, Deneb=cola, Spica=espiga).

Los primeros intentos de nomenclatura más sistemático se produjeron a comienzos del siglo XVII por Bayer, quien en su obra Uranometría nombraba a las estrellas con letras griegas seguidas del genitivo latino de la constelación (por ejemplo, Alpha Geminorum sería Castor y Gamma Orionis sería Bellatrix). Generalmente Bayer usó las primeras letras griegas para las estrellas más brillantes, pero no siempre se ciñó a esta regla. Más tarde, Flamsteed creó otro catálogo en el que usaba simplemente números para referirse a las estrellas, seguidos del nombre abreviado de la constelación. Los números son crecientes desde el Oeste hacia el Este dentro de cada constelación. Así, Betelgeuse sería Alfa o 58 Orionis. Con los catálogos de Bayer y Flamsteed podemos nombrar a gran parte de las estrellas visibles a simple vista.

La necesidad de nombrar estrellas cada vez más débiles forzó a los científicos a desarrollar catálogos más específicos. Los más importantes son: SAO Smithsonian Astrophysical Observatory, BD Bonner Durchmusterung, CD Córdoba Durchmusterung, PPM Position and Proper Motions, y HD Henry Draper Catalogue, este último de clases espectrales mientras que los anteriores eran fundamentalmente de referencia. Existen catálogos específicos para diferentes propiedades: de posición (FK5), fotométricos (Mermilliod, Jaschek), velocidades radiales (Wilson), movimientos propios (AGK3), paralajes trigonométricos (Jenkins), y muchos más. Más allá de la décima magnitud ya no hay nomenclatura estándar y suele aludirse a las estrellas con las coordenadas ecuatoriales, o con índices sobre una fotografía o esquema que sirve para su localización.

b. Estrellas dobles

La búsqueda de estrellas dobles ha sido llevada a cabo por muchos investigadores, y fruto de ello es una abundancia extraordinaria de catálogos, en total, unos 200. De entre todos ellos vamos a destacar algunos: F.G.W. Struve (S), R. Aitken (ADS), Burnham (b), Otto Struve (OS) y Otto Struve Supplement (OSS), T.See (See), James Soth (S), W.R.Dawes (DA), William Herschel (H), y John Herschel (h), D.Dunlop (D), R.Jonckheere (J), P.Coteau (Cou), F.Lalande (Lal), T.W.Webb (WEB), W.H.Smyth (SMY), entre muchos otros. Los catálogos fundamentales son el nuevo catálogo general de estrellas dobles de Aitken (ADS), el catálogo de F.G.Wilhelm Struve con sus dos suplementos, y el IDS (Index Catalogue of Visual Double Stars, de Jeffers, van den Boss y Greeby, con más de 64,000 dobles). La nomenclatura de los miles de estrellas dobles conocidas se efectúa con el nombre del catálogo seguido de un número: ADS 11510, S2587, b325, Brs 2, h 379,... Muchos de los pares registrados son de perspectiva (sin conexión física), o fijos (es decir, tan lejanos que no se ha detectado ninguna variación que permita establecer órbitas o descartar la asociación gravitatoria), pero en muchos otros casos sí se aprecia un lento desplazamiento al cabo de los años, que provoca un desfase en los catálogos. Muchas de estas binarias visuales han sido caracterizadas hasta el punto de la reconstrucción completa de sus órbitas (y con ellas, las masas individuales, distancia, etc). Con los elementos orbitales podemos averiguar la disposición del sistema en cualquier instante pasado o futuro.

c. Estrellas variables

La nomenclatura es en este caso mucho más sistemática. A la primera estrella variable descubierta en la constelación, de no tener letra griega de Bayer, se la llama R, seguida del genitivo latino de la constelación (R Leporis, R Scuti). A la siguiente S, y así sucesivamente hasta la Z. Habremos así nombrado 9 estrellas. La décima será RR, la undécima RS, y así sucesivamente hasta RZ. Después SS, ST,...,SZ. Terminamos por llegar a la ZZ. La siguiente estrella será AA, después AB,...,AZ, y el sistema se repite sucesivamente hasta la QZ. Podemos nombrar de esta forma un total de 334 estrellas. Si hacen falta más nombres, anteponemos la letra V a un número (V335, V336,...). Caso especial son las novas, que se llaman con la palabra nova, seguida del nombre de la constelación, el año y a veces una letra indicadora de orden: Nova Persei 1901 o GK Persei, Nova Cygni 1920 o V476 Cygni. Las supernovas son tan poco abundantes que nos podemos permitir el lujo de no poner constelación y sustituirlo por una terminación que indica el orden de aparición en el año: SN 1987K o SN 1993A por ejemplo.

El catálogo más importante de estrellas variables es el New General Catalogue of Variable Stars (NGCVS), con tres suplementos, compilado por B.Kukarkin en 1969 y sucesivamente actualizado.

d. Catálogos de objetos no estelares

Se han publicado catálogos especiales para cada tipo de objeto, pero para quienes comienzan en la observación astronómica destacan tres catálogos generales antiguos, donde hay objetos no estelares de todo tipo, y que son los más consultados por astrónomos amateurs no especializados en este campo:

d1. Catálogo de Messier (M): incluye 110 de los objetos más brillantes y espectaculares del firmamento, los favoritos de los aficionados. Publicado por Charles Messier en 1771 para ayudar a los buscadores de cometas de su época. Irónicamente Messier ha pasado a la historia por este catálogo de "cometas erróneos" y no tanto por sus otros descubrimientos. El catálogo fue compilado con su amigo y colaborador P.Mechain, quien descubrió muchos de los objetos. La lista original de Messier incluye descubrimientos de otros astrónomos (Lacaille, Bevis, Bode, y otros). Algunos ejemplos: M 42 es la Gran Nebulosa de Orión, M 31 la Galaxia de Andrómeda, M 13 el Gran Cúmulo de Hércules, M 8 la Nebulosa de la Laguna, M 104 la Galaxia del Sombrero, etc.

d2. General Catalogue de Herschel (H): La primera gran revisión de objetos no estelares, compilada por el admirable William Herschel en 1864. Incluye 5097 objetos en total de dificultad variable, la mayor parte de ellos accesibles a instrumentos actuales de abertura mediana. Las asignaciones de sus siete clases a cada objeto las hizo de acuerdo a la apariencia visual, de forma que no es capaz de separar galaxias de nebulosas brillantes. En esa época aún no se reconocía a una galaxia como un sistema gigante de estrellas independiente del nuestro, y también se pensaba que las nebulosas gaseosas eran cúmulos muy lejanos en los que no éramos capaces de resolver estrellas. Además, es frecuente que la clasificación física difiera de la que Herschel estimó por el aspecto visual. Como muestra, Herschel cataloga al cúmulo globular NGC 2419 como nebulosa brillante 218 (H 218¹), y la galaxia M 110 como nebulosa muy extensa número 18 (H 18⁵). Todas las galaxias son para Herschel nebulae, es decir manchas difusas de luz de naturaleza indeterminada. En su opinión, las "nebula" eran cúmulos demasiado lejanos para llegar a discernir estrellas, lo que en cierto modo es exacto, pero no creía que existieran verdaderas nubes de gas celeste, que es lo que hoy se acepta como verdaderas nebulosas.

d3. New General Catalogue (NGC) e Index Catalogue (IC I y II): el último gran catálogo general publicado originalmente en 1886 a partir de revisiones al catálogo de Herschel comenzadas diez años antes. El autor fue J.L.E.Dreyer, al principio asistente de Lord Ross en Birr Castle, Irlanda, quien terminó por encargo de la Royal Astronomical Society por amalgamar en un gran catálogo todos los compilados hasta entonces. Incluye, junto a sus dos apéndices, un total de 13,226 objetos de todas clases. La primera publicación, el NGC, revisa y amplía la lista de Herschel hasta un total de 7,840 objetos. Pronto se hizo necesario ampliar la lista primitiva del NGC con dos apéndices sucesivos (IC I y II), que llevaron numeraciones independientes. El Nuevo Catálogo General reúne una selección amplia y representativa de los objetos más interesantes para aquellos aficionados que cuenten con instrumentos medianos. La lista es muy completa para cúmulos globulares, muy aceptable para galaxias (pero desigual a partir de la 13ª magnitud), parcial y sesgada para cúmulos abiertos y nebulosas brillantes, y muy reducida en nebulosas planetarias. No incluye nebulosas oscuras. Todas las descripciones, aunque bastante poco precisas, son visuales. En 1975 se publicó una lista revisada y mejorada con comentarios adicionales, el RNGC, o Revised New General Catalogue, de Sulentic y Tifft, que ha correlacionado los objetos originales con las imágenes del Palomar Observatory Sky Survey (POSS, atlas fotográfico del Schmidt de Palomar), ampliando y actualizando toda la información. El RNGC sin embargo contiene algunos errores de asignación, y ha negado algunos objetos originales que realmente existen.

d4. Catálogos específicos: Finalmente los descubrimientos se hicieron tan frecuentes que se optó por listas más específicas y se abandonó la idea de hacer catálogos generales mayores. Vamos a conocer los principales específicos:

d4.1. Cúmulos estelares y asociaciones: Los cúmulos abiertos peor definidos, o más pobres, o más grandes y brillantes, escaparon en su gran mayoría a las revisiones del NGC. Desde principios de siglo han ido apareciendo nuevas listas, algunas con ambición a convertirse en generales para este tipo de objetos, y otras con apenas cúmulos: Collinder (Cr), Melotte (Mel), Rupretch (Ru), Roslund (Ro), Harvard (H), Trumpler (Tr), King (K), Markarian (Mrk), Stock (St), Berkeley (Brk), etc. En la actualidad los más importantes son: el Catalogue of Open Cluster Data, publicado por Gösta Lynga en 1981, con unos 1200 objetos, y el Catalogue of Star Clusters, Associations and Groups, de Helen Hogg.

Los cúmulos globulares en cambio están casi por completo reunidos en el NGC y sus apéndices. Tan sólo se han encontrado recientemente algunos cúmulos débiles y muy enrrojecidos en zonas galácticas de alta absorción o bien otros muy dispersos y difíciles de ver, reunidos en catálogos como el Terzan, Palomar y otras listas simbólicas. Hay también catálogos especiales para los detectados en otras galaxias. Los catálogos generales de cúmulos globulares más utilizados hoy en día son los de