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 Arp, Alcaino, y Kukarkin, que básicamente listan los cúmulos globulares galácticos del NGC, con nuevas reasignaciones y algunos cúmulos infrarrojos o muy dispersos de los antes mencionados.

d4.2. Nebulosas: La sensibilidad en la detección de nebulosas se ha ido incrementando progresivamente desde los trabajos de Dreyer. Como resultado, el NGC es muy parcial y se han debido desarrollar nuevas compilaciones. Sin embargo, la usual debilidad de estos objetos y a veces su gran tamaño hacen que los datos ofrecidos en la bibliografía resulten poco útiles para el observador. El catálogo de Lynds de 1965 (LDN), a partir de las placas del Schmidt de Palomar, es el más completo existente en la actualidad. Otras listas de nebulosas brillantes importantes son las de: Sharpless (Sh2, 1959), Cederblad (Ced, 1946), Gum (Gum, 1955), Rodger,Campbell y Whiteoak (RCW, 1960), Minkowski (M1, 1946), Henize (He, 1956), y Van den Bergh (vdB, 1966-73-75). Algunas de estas listas incluyen nebulosas planetarias erróneamente.

Para nebulosas oscuras el catálogo más interesante es el de Barnard (B, "Catalogue of 349 dark objects in the sky", 1927). Los objetos oscuros de Barnard, entre los que se cuenta la nebulosa Cabeza de Caballo o la Serpiente de Ofiuco, son a menudo visibles con prismáticos de gran campo en noches oscuras. Otro catálogo importante es el de Bart Bok (Bok, 1937). También Lynds ha publicado un catálogo de nebulosas oscuras (LDN, 1962). Otros catálogos son los de Bernes (Be, 1977), Sandqvist (Sa, 1977) y Sandqvist-Lindroos (SL, 1976).

Para nebulosas planetarias la elección es clara: el "Catalogue of galactic planetary nebulae", de Perek y Kohoutec (PK), que agrupa a más de 1000 nebulosas de las casi 1500 conocidas en la actualidad. Por desgracia, además de no incluir algunos objetos después confirmados, lista otros que no son verdaderas nebulosas planetarias, como regiones HII compactas, estrellas T Tauri o Miras, o galaxias compactas azules ricas en gas. El catálogo PK lista los objetos de acuerdo a sus coordenadas galácticas en grados, terminando con un indicador de cuadrícula galácttica por si existe confusión. Así, la nebulosa anular de Lyra o M 57 sería PK63+13.1 (nebulosa planetaria nº1 en la cuadrícula de 63º de longitud y +13º de latitud galáctica). Esta forma de nomenclatura hace a los objetos difíciles de memorizar, y por ello se suele recurrir a otros nombres, si existen. Otros catálogos complementarios de interés son los de Haro, Abell, Minkowsky, Kohoutec, Vyssotskii, Sanduleak, Merril, ESO, IRAS y ARO.

d4.3. Galaxias: La cantidad de estos objetos es tan enorme (unos cien mil millones), que hagamos el listado que hagamos, siempre será parcial. El primer catálogo específico es el de Shapley-Ames (1930), con 1,249 objetos, revisado por Sandage en 1981. Posteriormente han aparecido otros más extensos, destacando especialmente el Second Reference Catalogue of Bright Galaxies (RC2, 1976) de Gerard de Vaucouleurs, y el Uppsala General Catalogue de Nilson (UGC, 1973), que incluye algo más de 12,900 objetos, y tiene un suplemento (UGCA). Para objetos mas débiles destacan el Morphological Catalogue of Galaxies (MCG), de Vorontsov-Velyaminov, en cinco volúmenes que fueron apareciendo desde 1962 hasta 1968, y el Catalogue of Galaxies and Clusters of Galaxies (CGCG), de Zwicky, en 6 volúmenes que aparecieron entre 1961 y 1968, incluyendo un total de quince millones de objetos. Los catálogos de Arp, Weedman, Vorontsov-Velyaminov y Holmberg incluyen galaxias peculiares o interactivas.

Para radiofuentes y quasares se suelen usar nombres basados en la posición del objeto (Parks o PKS), del mismo modo que vimos para nebulosas planetarias el sistema de Perek y Kohoutec, sólo que aquí son coordenadas ecuatoriales, y no galácticas. También es frecuente usar las denominaciones de los sucesivos catálogos de radiofuentes de Cambridge (los más frecuentes son el tercero y cuarto, 3C y 4C). Otros catálogos son: NRAO, PG, PHL, GC, LB. Si se conoce la contrapartida óptica, es frecuente dar ese nombre (M 42, SS Cygni, NGC 6334). El objeto óptico puede ser igual un púlsar, que una nebulosa gaseosa o el centro de un cúmulo globular, o una galaxia activa. La radiofuente más potente de la constelación recibe su nombre y la letra "A": Cygnus A, Cassiopeia A. Las radiofuentes X tienen su propio sistema, que suele ser el nombre de la constelación, "X-", y un número: Cygnus X-1, Centaurus X-3, aunque hay denominaciones especiales: Stephenson y Sanduleak (SS), radiofuentes X galácticas (GX), los catálogos de radiofuentes generales mencionados antes, e incluso a veces el nombre de una estrella variable.

d4. Cúmulos de galaxias

Para cúmulos de galaxias ricos destaca el catálogo de George Abell, o simplemente Abell ("The distribution of rich Clusters of Galaxies", 1958). Este catálogo sólo incluye cúmulos ricos, escogidos de acuerdo a unos criterios rígidos. Esta misma rigidez, lejos de constituir un inconveniente, ha permitido obtener una muestra muy representativa y de gran utilidad para comprender la evolución dinámica de los grandes cúmulos. En total, incluye 2,712 agregados. Otros catálogo son los de Zwicky y Vorontsov-Velyaminov, mencionados en el apartado anterior. El catálogo de Zwicky incluye 9,134 cúmulos de todo tipo encontrados en el POSS. A partir de aquí sólo existen listas parciales (Rudnicki, Shane Wirtanen, etc) en las que más que catalogar, se sondean zonas del cielo para averiguar cuantas galaxias pueden haber. La extrapolación, basada en los principios cosmológicos de homogeneidad e isotropía, es la responsable de que afirmemos que en el Universo hay al menos cien mil millones de galaxias en sondeos hasta la magnitud 24.

2.21. CLASIFICACIÓN DE LAS ESTRELLAS VARIABLES

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Con los conocimientos actuales vamos a ampliar la información que dimos en el punto 2.6. Para la clasificación de una variable es muy importante dibujar la curva de luz, que es la evolución con el tiempo del brillo de la estrella variable, medida en general en magnitudes visuales. Aprenderemos más adelante la forma de trazarlas.

Muchas de las etapas evolutivas inestables que vimos en el apartado de evolución estelar van a llevar asociadas cambios de luminosidad en la estrella y aquí vamos a ver esas manifestaciones. La clasificación específica se hace de acuerdo a una estrella representativa para cada caso, a la que se llama estrella prototipo, aunque no siempre se sigue este criterio.

a. Variables eclipsantes: dos estrellas que se ocultan mutuamente en sus órbitas (el nombre de eclipsante obviamente es incorrecto).

a1. Algólidas (EA): estrellas esféricas bien separadas. Nivel de brillo constante entre eclipses, que duran entre unas horas y treinta años. El nombre de algólidas procede de la estrella prototipo, Beta Persei, cuyo nombre común es Algol. Se producen por ciclo dos mínimos de luz en general de diferente profundidad, entre los cuales el sistema mantiene el brillo global prácticamente constante.

a2. Beta Lyrae (EB):componentes distorsionadas de tipos espectrales primitivos. Las deformación gravitatoria causa cambios de luz continuos, sin intervalos de reposo entre eclipses. Estrellas de diferente tamaño. Caída de brillo de unas dos magnitudes.

a3. W Ursa Majoris (EW): componentes en contacto o casi, y muy distorsionadas. Tipos espectrales medios. Caídas de brillo en torno a una magnitud. Estrellas de tamaño similar que producen mínimos fotométricos equivalentes. Tal como en el caso anterior, las curvas de luz muestran cambios continuos.

b. Variables elipsoidales (Ell): componentes de un sistema binario cerrado y deformado que no vemos desde su plano de revolución y en que no llega a producirse una ocultación. Los cambios de forma de la superficie de las estrellas al girar provocan las alteraciones de luminosidad. Estrella prototipo Phi 2 Orionis.

c. Variables eruptivas: estrellas inestables que sufren crisis cataclísmicas.

c1. Novas: sistemas binarios de contacto en los que una enana blanca que captura materia a un ritmo lento, alcanza una presión crítica, y deflagra multiplicando su brillo normal más de un millón de veces y ascendiendo de siete a dieciseis magnitudes. La variación de brillo es tan grande y rápida que aparecen súbitamente en los cielos. Las explosiones se pueden repetir en varios miles de años, pero en ciertos casos (Nr) pueden repetirse con períodos mucho más breves. Según la rapidez con que decaen de brillo a partir del máximo, se subdividen en:

c1.1. Na: novas rápidas. Decaen más de 3 mag en cien días.

c1.2. Nb: novas lentas. Decaen más de 3 mag en los primeros 150 días.

c1.3. Nc: novas muy lentas: tardan años en decaer más de 3 magnitudes.

c1.4. Nr: novas recurrentes. Cada 10 y 100 años sufren explosiones de amplitud moderada, típicamente hasta la -1 magnitud absoluta.

c2. Supernovas: ya comentadas en el apartado de evolución estelar.

c2.1. SN I: enanas blancas de carbono que se destruyen por completo al alcanzar la masa crítica, alcanzando el brillo de una galaxia gigante, hasta la magnitud absoluta -20. Ocasionalmente pueden ser núcleos estelares que explotan en una evolución acelerada, procedentes de estrellas que se han desecho de sus envolturas exteriores.

c2.2. SN II: generalmente estrellas supergigantes rojas que colapsan para originar agujeros o estrellas neutrónicas. El incremento de magnitudes es variable, pero en torno a un millón de veces para estrellas de brillo ordinario mil veces superior al del Sol. Usualmente alcanzan la -17 magnitud absoluta, pero el brillo máximo es muy variable.

c3. Novoides (Nl o Nova-Like): sufren explosiones similares a una nova a menor escala, a veces periódicas, aunque la naturaleza de las explosiones sea diferente en muchos casos. Hay cuatro subclases:

c3.1. S Doradus: estrellas jóvenes de gran masa, un millón de veces más brillantes que el Sol, que sufren crisis de una a tres magnitudes de amplitud durante las cuales expulsan grandes cantidades de gas. El espectro presenta líneas de emisión, y cambia de F a G en paroxismos más o menos periódicos.

c3.2. Gamma Cassiopeiae: estrellas jóvenes en rápida rotación que sufren variaciones irregulares de una magnitud y media de amplitud y pierden masa por su ecuador, apareciendo rodeadas de nebulosas difusas. Tienen ocasionalmente paroxismos muy violentos.

c3.3. Z Andromedae: binarias de contacto en las que una de las componentes es una gigante pulsante. El sistema pierde gas formando espirales, y las componentes interactúan intensamente (estrellas simbióticas).

c3.4. RR Telescopii: novas muy lentas. Son estrellas con espectro altamente ionizado que están expulsando sus capas gaseosas y originando una nebulosa planetaria. La luz de la estrella, a veces una binaria, fluctúa irregularmente reduciendo su brillo de 4 a 6 magnitudes sin retornar al nivel primitivo.

c4. Novas enanas: son binarias cerradas parecidas a una nova pero a una escala mucho menor. Se dividen en:

c4.1. U Geminorum: también llamadas SS Cygni, son binarias de contacto en las que hay una gigante roja de tipo K o M que llenando su lóbulo de Roche, vierte gas a una enana blanca, que sufre deflagraciones de amplitud moderada, de 2 a 6 magnitudes, que duran unos días. Entre explosión y explosión se mantiene en el brillo mínimo durante períodos que oscilan entre 10 días y varios años, según la naturaleza del sistema.

c4.2. SU Ursa Majoris: Las crisis que sufren son similares al grupo anterior, pero con un máximo dos magnitudes superior a lo normal cada pocos ciclos, en torno a cinco.

c4.3. Z Camelopardalis: Similares a las U Geminorum, pero con períodos de reposo en los que mantiene un brillo intermedio.

c5. Variables nebulares: estrellas en fase de formación o estabilización en las que la estructura interna, todavía mal definida, provoca crisis de producción de energía.

c5.1. In (irregulares eruptivas nebulares): variables irregulares asociadas a nebulosas difusas, que sufren crisis irregulares que duran horas o días. Se subdividen en: Ina, Inb, e InT, según las estrellas sean respectivamente O-B-A, F-G-K-M o T Tauri, respectivamente. Las estrellas T Tauri son estrellas jóvenes ya casi totalmente consolidadas, en camino a la secuencia principal de edad cero, que fluctúan irregularmente y que se encuentran usualmente asociadas a nubes gaseosas o regiones de nacimiento de estrellas.

c5.2. Is (irregulares eruptivas): son idénticas a las anteriores, salvo que no hay conexión aparente a ninguna nube gaseosa. Se dividen en Inas, Inbs, e InsT, con el mismo convenio.

c5.3. UVn (UV Ceti nebulares): enanas rojas asociadas a nebulosas difusas, que sufren protuberancias similares a las del Sol, pero a mayor escala. Tipo espectral tardío, K o M. Más jóvenes y brillantes que las verdaderas UV Ceti.

c5.4. FU Orionis, Herbig-Haro: protoestrellas o estrellas en fase de estabilización aún muy inestables, asociadas a nubes de gas, que sufren serias deficiencias de producción. Las variaciones de luz oscilan entre una y seis magnitudes.

c6. Enanas rojas: estrellas en la zona inferior de la secuencia principal en las que se producen fulguraciones, manchas y protuberancias de tipo solar, sólo que por el menor brillo absoluto de la estrella contribuyen muy significativamente a la luz total de la estrella. Se dividen en:

c6.1. UV Ceti: Estrellas ráfaga o flare stars, son enanas rojas con líneas de emisión, de espectro K o M, que incrementan su brillo con una rapidez extraordinaria durante algunos minutos varias veces por día de forma irregular. La estrella aumenta su brillo entre una y seis magnitudes. Los aumentos son rapidísimos: en cuestión de minutos se abrillantan enormemente, hecho que nos indica el pequeño tamaño intrínseco de estos astros.

c6.2. BY Draconis: enanas rojas en rápida rotación que sufren variaciones periódicas de escasa amplitud debido a manchas en la fotosfera, que se repiten con el giro de la estrella cada pocas horas a varios meses. Espectro K o M con líneas de emisión.

d. Variables pulsantes: las variaciones de luz se deben a reducciones o incrementos de radio estelar, que altera la superficie y el color. Las pulsaciones son a menudo cíclicas con una repetibilidad asombrosa.

d1. Pulsantes regulares de gran amplitud y largo período:

d1.1. Mira Ceti, Omicron Ceti, de largo período o LPV: gigantes rojas que entre 80 y 1000 días varían de radio a gran escala. Espectro tardío, M o C, con líneas de emisión frecuentemente. Grandes amplitudes, generalmente de 5 ó 6 magnitudes. Son extraordinariamente abundantes.

d2. Pulsantes de período largo o medio:

d2.1. Cefeidas clásicas: supergigantes de la población I de espectro F, G o K, con amplitudes entre 0.1 y 2 magnitudes y períodos entre 1 y 70 días. La curva de luz es asimétrica y cíclica, con ascensiones rápidas y descensos lentos. A mayor amplitud del pulso, mayor asimetría. Aparecen en algunos cúmulos abiertos. Son importantes patrones de distancia: la relación entre el período de pulsación y el brillo intrínseco de la estrella es muy precisa.

d2.2. Cefeidas W Virginis: cefeidas de la población II, presentes en el halo galáctico, menos luminosas que las anteriores. La amplitud y los períodos son sin embargo similares. Las curvas son más asimétricas. La relación período-luuminosidad absoluta es diferente a la de las cefeidas clásicas.

d2.3. Cefeidas semirregulares o RV Tauri: supergigantes pulsantes de espectro F o K que presentan un mínimo de profundidad variable que se repite cada 30-150 días. Las RVa tienen luz promedio constante, y las RVb, variable.

d3. Pulsantes de período corto o muy corto:

d3.1. RR Lyrae: estrellas gigantes de la población II de espectro A o F que pulsan con gran regularidad con períodos comprendidos entre 4 horas y algo más de un día. Amplitud inferior a una magnitud. Muy abundantes en cúmulos globulares, junto a las cefeidas W Virginis y a las RV Tauri. Según la forma de la curva de luz, de menor a mayor simetría, se dividen en RRa, RRb y RRc.

d3.2. RRs, cefeidas enanas o AI Velorum: estrellas de muy baja magnitud absoluta y pulsos asombrosamente rápidos, aunque pequeños (0.3 magnitudes de fluctuación). En cuestión de una hora pueden realizar el ciclo completo, que en casos extremos es muy vistoso y espectacular.

d3.3. Delta Scuti: relacionadas con las anteriores, de espectro A2 a F5 con períodos entre 0.04 y 0.2 días. Las amplitudes son demasiado pequeñas para que pueden normalmente seguirse a simple vista, de centésimas o milésimas de magnitud. Sin embargo, en casos límite pueden llegar a 0.8 magnitudes. Son estrellas sobre todo de la población I en las proximidades de la secuencia principal. Los pulsos son complejos y la forma de las curvas de luz, variables.

d3.4. SX Phoenicis: se trata de subenanas de la población II, subclase de las Delta Scuti, y que son muy similares a éstas en las características de sus curvas de luz.

d3.5. ZZ Ceti: enanas blancas que sufren erupciones de hasta una magnitud de amplitud, pero en general mucho menores, con períodos entre 30 segundos y media hora.

d3.6. Beta Canis Majoris: gigantes o subgigantes con el hidrógeno casi agotado, de espectro B0 a B3 que con períodos ultracortos, entre 2 y 6 horas, varían entre 0.3 y 0.01 magnitudes. Los pulsos pueden ser radiales o locales.

d3.7. Alfa 2 Canum Venaticorum: estrellas con altos campos magnéticos y elevado contenido metálico que fluctúan de brillo, espectro e intensidad de campo magnético con períodos entre 0.5 y 150 días. Las amplitudes son inferiores a una décima de magnitud. Espectro A peculiar.

d3.8. SX Arietis: similares a las anteriores pero más calientes (espectro B0-B7). Espectro rico en helio. Fuerte magnetismo.

d3.9. Alfa Cygni: estrellas de tipo S Doradus más avanzadas. Pulsaciones no radiales complejas e irregulares, de amplitud inferior a una décima de magnitud.

d3.10. PV Telecopii: Supergigantes de tipo B ricas en helio y carbono, con períodos entre 2 horas y un día, y muy pequeña amplitud.

d4. Semirregulares: gigantes y supergigantes rojas con pulsaciones periódicas, pero que ocasionalmente se comportan de forma impredecible. Amplitud inferior a las Mira. Hay cuatro subtipos:

d4.1. RRa: semirregulares relativamente periódicas.

d4.2. RRb: periodicidad precaria.

d4.3. RRc: semirregulares jóvenes, de espectro sin embargo avanzado.

d4.4. RRd: Tipo espectral F,G o K, más calientes de lo habitual.

d5. Irregulares: estrellas en que no parece apreciarse ninguna pauta regular o no han sido suficientemente estudiadas para verificarlo. Se clasifican en:

d5.1. Lb: gigantes de tipo espectral tardío (K, M, o C).

d5.2. Lc: supergigantes de una magnitud de amplitud de fluctuación.

e. Estrellas R Corona Borealis: gigantescas estrellas rojas muy luminosas y tipos espectrales medios o tardíos, pero muy rico en carbono, cuya luz permanece constante durante meses, para repentinamente caer entre una y nueve magnitudes. El brillo recupera sus valores normales al cabo de unas semanas o muchos meses. Al parecer, cuando la estrella se enfría, la fotosfera se cubre de hollín, que la oscurece. Poco a poco, la convección va retirando el carbón de la superficie, sublimándose en las capas interiores, y la estrella recobra su luz habitual.

f. FK Coma Berenices: binarias de contacto de giro muy rápido y superficies estelares muy turbulentas. Las dos componentes se están fundiendo, reduciendo el radio de la órbita lentamente.

g. FG Sagitae: estrella de brillo variable que migra desde la secuencia principal a la rama de las gigantes rojas. Este proceso se completa en un siglo. Las pulsaciones de la estrella poco a poco se hacen más amplias y lentas, mientras la estrella se hincha y se enrrojece.

h. Otros objetos variables: púlsares, quasares, galaxias Markarian, lacértidas, binarias y novas de rayos X, galaxias de núcleo activo, son otros ejemplos de la variabilidad de los objetos celestes. En algunos casos incluso el objeto es tan parecido a una estrella ordinaria que ha recibido el nombre de estrella variable. Por ejemplo, al prototipo de galaxia elíptica cuasi-estelar o lacértica se la llamó en un principio BL Lacertae. Algunas nebulosas brillantes, asociadas a protoestrellas rodeadas de nubes oscuras, también varían de luz y de forma cuando son barridas por sombras (nebulosas variables, como las de Hubble o Hind).

2.22. Clasificaciones suplementarias de objetos no estelares

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Cúmulos abiertos

La primera de las clasificaciones es la de Shapley, cuyas clases son: (c)muy suelto e irregular, (d)suelto y pobre, (e)moderadamente rico, (f)bastante rico, y (g)muy rico. La clasificación más habitual en los catálogos actuales se debe a R.J.Trumpler (1930), y codifica los parámetros fundamentales con tres medidas muy sencillas:

a. Grado de concentración: describe la definición del objeto respecto de las estrellas de fondo, lo que establece la perceptibilidad:

I. Cúmulo muy concentrado, con una marcada concentración nuclear y una elevada visibilidad.

II. Cúmulo fácilmente destacable del entorno, aunque la concentración estelar es débil y el núcleo poco visible.

III. Cúmulo destacado del fondo, pero sin núcleo. La separación promedio entre las estrellas es constante en todo el objeto.

IV. El objeto es poco separable del entorno estelar y resulta difícil definirlo. Parece una acumulación casual más que un verdadero grupo.

b. Dispersión de brillos: aquí consideramos la diferencia de luminosidad entre las estrellas más brillantes y las más débiles:

1. Todas las componentes tienen un brillo similar.

2. Estrellas brillantes junto a otras más débiles.

3. Gran diferencia de brillo entre las componentes.

c. Riqueza: considera el número de componentes del grupo:

p. pobre. Menos de 50 componentes.

m. moderado. Entre 50 y 100 componentes.

r. rico. Más de 100 componentes.

Algunas medidas complementarias que a veces se dan son la magnitud de la componente más brillante (la antigua medida de la 5ª era más interesante para el observador), la edad y la distancia (que se calculan sobre su diagrama Hertzsprung-Russell, la clave para el conocimiento de cúmulos y asociaciones), el tipo espectral más temprano (indicativo de la edad), las estrellas variables contenidas, y la metalicidad, entre otras medidas más habituales (magnitud, tamaño, masa,...). Veamos algunos ejemplos de la clasificación de Trumpler: las Pléyades serían I3rn (n indica nebulosas asociadas), M 103 sería III2p, y M 26 I1m.

Cúmulos globulares

La primitiva clasificación visual de Shapley y Sawyer (1927) de clases de concentración o gradiente sigue siendo la más conocida y usada. En esta escala se da el valor de 1 a los cúmulos más fuertemente concentrados, y de 12 a los más sueltos y sin núcleo. Otra escala es la de Morgan, que valora el contenido metálico global (I, los más pobres en metales hasta VII, los más ricos). La escala de Deutch-Kinman pondera la metalicidad también, desde C hasta A en abundancia creciente. Y, finalmente, la escala de Oosterhoff examina la abundancia de variables RR Lyrae. El índice de metales (logaritmo de la relación metales/hidrógeno promedio del cúmulo respecto del Sol), y las clases espectrales globales corregida por absorción y sin corregir, son otras medidas especiales para estos objetos.

Nebulosas oscuras

Entre las medidas más habituales se encuentra el grado de opacidad. En esta escala las nebulosas más densas y absorbentes son de grado 6 y las más ténues de grado 1. Los códigos de forma son Ir (irregular), E (elíptica), C (circular), Co (cometaria), K (arriñonada), S (forma de S), y G (con glóbulos de Bok). Barnard 92, que es una nube oscura llamativa al oeste de M 24, con esta clasificación sería 6EG. Otra medida especial es el área o superficie aparente.

Nebulosas planetarias

La clasificación más extendida es la de Vorontsov-Velyaminov de 1934, con 9 clases:

I. Puntual, diferenciable de estrellas a muy fuerte aumento o por medios espectroscópicos.

IIa. Disco difuso con concentración hacia el interior.

IIb. Disco difuso de brillo uniforme.

IIc. Disco difuso con ligera forma de anillo.

IIIa. Disco bien definido con distribución de brillo irregular.

IIIb. Disco bien definido irregular con trazas de estructura anular.

IV. Nebulosa planetaria anular.

V. Nebulosa planetaria irregular, con aspecto de nebulosa difusa.

VI. Forma anormal o de simetría no habitual.

Es frecuente sustituir los números romanos por arábigos (IIa=2a). En muchos casos la estructura real es una combinación de las expuestas. Unos ejemplos: NGC 6543 sería IIIa+II (o 3a+2), M 57 sería IV+III (4+3) y Abell 2, IIIb (3b). La característica más interna es la primera en la clave combinada.

Una clasificación alternativa es la Gurzadian, que incluye algunos nuevos casos: I (discoidal), II (doble envoltura, la exterior más débil), III (doble envoltura, la exterior más brillante=anillo), Ba, Bb y Bc (bipolares, de diferentes clases), Sp (espirales), Sz (forma de Z), y Bd (rectangular). Otras medidas complementarias corrientes son la velocidad radial (alejamiento o aproximación a nosotros), la de expansión, y los datos de magnitud y tipo espectral de la estrella central.

Nebulosas difusas luminosas y residuos de supernova

La clasificación, tal como ocurría en nebulosas oscuras, requiere varios parámetros sucesivos:

a. Clase: Emisión, Reflexión, o Mixta (Emisión+Reflexión).

b. Aspecto visual: la misma escala del NGC. eeF al límite de detección, eF extremadamente débil, vF muy débil, F débil, pF algo débil, pB algo brillante, B brillante, vB muy brillante, y eB, extremadamente brillante.

c. Brillo de la nebulosa: escala utilizada en el catálogo de Lynds, que varía entre 1 (muy brillante) y 6 (muy débil).

d. Color: nos indica el principal modo de luminosidad y el tipo de nebulosa. Las subclases son: VR muy rojo, R rojo, MR moderadanmente rojo, I intermedio, MB moderadamente azul, B azul y VB muy azul.

e. Forma: Ir irregular, E elíptica o C circular.

f. Estructura: A amorfa o F, con filamentos.

La Gran Nebulosa de Orión sería una nebulosa mixta de tipo eB 1 R Ir AF, y su vecina M 78, una nebulosa de reflexión B 1 I. A veces encontramos datos de magnitud y brillo de la estrella asociada. Estos valores son poco útiles con vistas a orientarnos sobre la visibilidad del objeto, por el usual gran tamaño y compleja estructura, y por emitir frecuentemente en longitudes de onda especiales, al igual que sucede en las nebulosas planetarias. El dato de luminosidad más corriente es la magnitud fotográfica conjunta. Tampoco el dato de brillo de la estrella excitatriz sirve de mucho con fines predictivos. Las notas del NGC son más indicativas.

2.23. El mundo de las galaxias

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Hemos examinado los diferentes objetos que podemos encontrar en una galaxia típica rica en gas. Ahora estamos ya preparados para abandonar la Vía Láctea y examinar más a fondo la naturaleza de otras galaxias. Las galaxias son las estructuras independientes mayores en el cosmos, constituidas por miles de millones de estrellas, gas y polvo. Su tamaño es muy variable; oscila entre mil y seis millones de años-luz. Las menores galaxias son así del tamaño de un cúmulo globular grande, y las más enormes -sesenta veces mayores que la Vía Láctea-, son tan grandes como todo un cúmulo de galaxias entero.

Como ya dijimos, la Vía Láctea, nuestro Universo-isla particular, es una galaxia espiral gigante secundaria, situada en el borde de un pequeño cúmulo de galaxias, al que llamamos Grupo Local o Cúmulo Local, formado por tres galaxias principales y unos 25 pequeños satélites. La galaxia dominante en este pequeño cúmulo es M31, la Gran Galaxia de Andrómeda, el doble de grande que la Vía Láctea, y tras estas dos se sitúa la Galaxia del Triángulo o M33. La Vía Láctea posee dos galaxias satélites irregulares muy cercanas: las Nubes de Magallanes, que a pesar de ser pequeñas para mostrar estructuras desarrolladas, tienen ciertos rasgos espirales. La Gran Nube de Magallanes es de un tamaño ya muy respetable. En el pasado ha sufrido una intensa interacción con la Vía Láctea que ha activado la formación estelar y esparcido parte de sus reservas de hidrógeno por el espacio. La Vía Láctea posee otras galaxias satélites menores que incluso estando muy cerca son difíciles de detectar. Los satélites de M 31 son todos de carácter elíptico, con cuatro dominantes (M110, M32, NGC147 y NGC185), y otras cuatro muy próximas extremadamente débiles. Todas las galaxias ópticas del Cúmulo Local son resolubles desde la Tierra. Si contempláramos al Grupo Local desde una distancia típica, como desde el centro del supercúmulo al que pertenecemos, difícilmente veríamos más allá de siete componentes.

Las zonas ocultas por nuestro propio plano galáctico son aún en la actualidad bastante mal conocidas. Recientemente se encontraron en esta zona dos galaxias muy enrojecidas: Maffei I y Maffei II. Podemos descartar la presencia de más galaxias espirales, irregulares o grandes elípticas, pero perfectamente podríamos encontrar más elípticas pobres y dispersas en esta zona. Las fronteras del Grupo Local están mal definidas. Se acepta que el conjunto mide en torno a un cuatro millones de años-luz. Más allá de esta distancia rápidamente comenzamos a encontrar algunos pequeños grupos similares al nuestro.

El Grupo Local se sitúa en la periferia de un gran agregado, a 60 millones de años-luz, llamado el Cúmulo de Virgo, hacia el cual se dirige tangencialmente, y al que está físicamente ligado. En total, este gigantesco agregado contiene 1300 galaxias, las principales de carácter elíptico y espiral y el resto espirales desgasificadas, que podemos examinar con todo detalle gracias a nuestra situación privilegiada. Su galaxia principal es M87, una enorme elíptica de núcleo activo. Aunque no hay una estructura dominante, las principales galaxias se configuran en una alineación recta. El Cúmulo de Virgo, pese a ser enorme, no es ni mucho menos el mayor conocido, sino un caso representativo entre los cúmulos moderadamente ricos. Además del de Virgo, existen muchos otros cúmulos cercanos (Hydra, Hércules, Perseo, Coma, Leo, Fornax,...), y una enorme multitud de pequeños grupos similares al Grupo Local. Llamamos Supercúmulo Local, al conjunto formado por el cúmulo de Virgo, que está en el centro, y por una serie de nubes menores de galaxias que lo rodean: Virgo II, Virgo III, Crater, Leo II, y Canes Venatici, en cuyo extremo se halla el Grupo Local y la Vía Láctea.

Más allá, a medida que nuestra mirada se interna en las profundidades del Cosmos, comenzamos a perder las galaxias débiles de los cúmulos. Progresivamente se nos hace hasta difícil distinguir los componentes más importantes de los cúmulos gigantes. Finalmente, sólo somos capaces de ver las galaxias primitivas más luminosas, a las que llamamos quasares y blazares. Ambas fuentes cuasi-estelares son los objetos más lejanos y brillantes del Universo, galaxias en fases arcaicas de su evolución en las que el núcleo, por procesos desconocidos, brilla miles de veces más las mayores galaxias conocidas.

Cuando miramos las galaxias contemplamos el pasado. La luz que hoy vemos partió de ellas hace muchos millones de años. Incluso cuando miramos a nuestra vecina M31, la Gran Galaxia de Andrómeda, vemos como era hace poco más de dos millones de años, y cuando examinamos un quasar, estamos viendo el aspecto de una galaxia hace muchos miles de millones de años, cuando el Universo era joven.

2.24. Tipos comunes de galaxias

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Hay mucha variedad el mundo de las galaxias. Incluso el más superficial de los exámenes ya nos permite percibir notables diferencias de estructura. De entre todos los intentos de clasificación, el de Edwin Hubble es el más difundido, aunque sugiere una evolución entre tipos que es básicamente errónea. Por su riqueza descriptiva, ya lo hemos empleado en varias ocasiones sin mencionarlo explícitamente, cuando hablábamos de galaxias espirales, elípticas, o irregulares. Los tipos de Hubble han sido incorporados y ampliados en el esquema de Gerard de Vaucouleurs, que constituye la mejor clasificación actual.

Antes de la clasificación de Hubble, se hicieron algunos intentos de agrupación (Herschel, Wolf, Reynolds, Shapley), que en algún caso subsistieron mucho tiempo. La clasificación de Hubble y sus revisiones se concluyeron en 1936. Comenzaremos por revisar la extensión de Sandage sobre los tipos originales de Hubble, que permite clasificar a la mayor parte de las galaxias grandes:

Elípticas. De forma esferoidal o elipsoidal, son sistemas formados por estrellas viejas. Se abrevian como E, seguida de una cifra que indica su elipticidad, E0 para sistemas esferoidales hasta E7, para aquellas galaxias con un semieje tres veces mayor que el otro. Los sistemas elípticos carecen casi por completo de gas y polvo, y no son capaces de formar estrellas. Son las galaxias más abundantes del universo en realidad, aunque en la práctica no lo parecen por sesgos de detección, ya que la gran mayoría son muy pequeñas (dE, d=enano, E=elíptica). Cuando además son poco concentradas, como sucede en los sistemas enanos del Escultor, del Horno o de Wolf-Lundmark-Melotte del Grupo Local, son prácticamente indetectables, aun estando cerca. Hay adicionalmente enormes elípticas difusas (cD, c=supergigante, D=difusa), las mayores galaxias conocidas, probablemente resultantes de la fusión o coalescencia de sistemas menores. En estos procesos el tiempo de relajación dinámica de las estrellas (período necesario para que se produzca una alteración orbital de intensidad similar a la energía cinética original) se acelera enormemente, y rápidamente se deshacen todas las estructuras de las galaxias en unión precedentes. Las estrellas ya no mantienen movimientos dominantes y el resultado es un sistema difuso similar a un cúmulo globular de tamaño desmesurado, rodeado a veces de estructuras en concha formadas durante la fusión.

Espirales. Galaxias aplanadas caracterizadas por una región nuclear lenticular o "bulge", un disco plano más o menos prominente hacia el centro, y, finalmente, un halo esférico de estrellas antiguas que rodea todo el sistema. En el ecuador del disco se desarrollan en mayor o menor grado estructuras radiales espirales, formadas por acumulaciones de estrellas jóvenes, gas y polvo. Los brazos pueden partir desde la región central (espirales ordinarias, S), o desde una banda diametral que atraviesa el núcleo y las zonas interiores (espirales barradas, SB). Adicionalmente, puede existir un anillo interno que rodea la barra o los brazos espirales internos (r), o no existir (s). De menor a mayor desarrollo de los brazos y paralelamente, de mayor a menor tamaño del núcleo, tenemos las subclases Sa y SBa, Sb y SBb, y Sc y SBc. En las primeras los brazos son estrechos y apretados, y el abultamiento central muy prominente. En las últimas los brazos son grandes y muy sueltos, y el núcleo casi minúsculo. Se añade ocasionalmente un signo + o -, para indicar aquellos casos de clasificación intermedia. El comportamiento más extremo son aquellas galaxias en las que el núcleo es casi inexistente y los brazos son tan gruesos, irregulares y nudosos, que se hace difícil seguirlos (Sd y SBd, con o sin anillo, como las anteriores). Los tipos de espirales de Sandage quedarían como sigue: Sa(s), Sa(r), SBa(s) y SBa(r); Sb(s), Sb(r), SBb(s) y SBb(r); Sc(s), Sc(r), SBc(s) y SBc(r); Sd(s), Sd(r), SBd(s) y SBd(r).

Galaxias S0. Son galaxias aplanadas, a veces con materia oscura en el ecuador, pero sin brazos, intermedias entre las elípticas y las verdaderas espirales. Se llama S0 y SB0 según tengan o no barra interior. Dentro de cada uno de estos grupos se encuentran tres subdivisiones: las S0₁ y SB0₁, que parecen galaxias elípticas con un plano ecuatorial difuso; las S0₂ y SB0₂, que muestran escalones de brillo en lugar de una transición suave; y S0₃ y SB0₃, en las que existe materia oscura en el plano ecuatorial. Las galaxias S0 son muy abundantes en cúmulos desgasificados.

Irregulares. Como su nombre indica, son aquellas que no muestran estructuras definidas ordenadas, sino que su materia se distribuye caóticamente. Originalmente se reconocieron dos clases: las enanas magallánicas (Ir+, tipo I o Im), similares a la Gran Nube de Magallanes, y las completamente amorfas, a veces con formación masiva de estrellas (Ir-, tipo II o I0). Las enanas magallánicas son pequeñas galaxias con trazas de estructuras mal desarrolladas y una población estelar joven. Las amorfas son galaxias caóticas en las que las nubes de gas y las estrellas no forman ninguna estructura regular y a veces presentan violentas expulsiones de gas, formación masiva de estrellas o radioemisión.

Morgan introdujo en 1958 un sistema mixto con algunas características interesantes. Utilizó el espectro del global núcleo para clasificar las galaxias de forma similar a las estrellas (a, af, f, fg, g, gk, y k), seguido del carácter de la galaxia y el grado de elipticidad. Además introdujo tipos nuevos (N, D y L). Los tipos de Hubble y la modificación de Sandage describen los casos más frecuentes entre las galaxias grandes. Sin embargo, cuando disminuye la masa, se hacen progresivamente más ineficaces. Con la adición de algunos parámetros suplementarios pueden clasificarse muchas más galaxias. En la clasificación de Vaucouleurs se incluyen nuevas clases que solucionan esta dificultad. Algunas peculiaridades son:

● Llama SA a las espirales ordinarias, SB a las barradas y SAB a las intermedias, con las subclases a, b, c y d de Sandage. Introduce la clase Sm para espirales enanas, casi irregulares.

● Diferencia entre anillos interiores (r), exteriores (R, galaxias anulares), y pseudo-anillos (R', donde la unión de brazos espirales insinúa un falso anillo externo). Incluye galaxias rs, donde el anillo aparece parcialmente (clase comprendida entre con anillo interno o r, y s, en las que no lo había).

● Introduce el prefijo c para galaxias compactas, y los superíndices -, 0, y + para galaxias tempranas, medias y tardías dentro de su clase.

● Separa las galaxias irregulares en IA, IB, IAB, Im, I0 y cI. Las tres primeras serían ordinarias, barradas y mixtas. Im e I0 son las ya conocidas de Sandage, y cI un nuevo tipo: irregulares compactas.

● P son galaxias especiales o peculiares, ? dudosas, : inseguras y sp con forma de huso.

Ejemplos: NGC 4111 sería SA(r)0⁺:sp , NGC 6166 una E⁺2P y UGC 6806 una SB(r)bc:P.

Sydney Van den Bergh introdujo una escala complementaria similar a la de clases de luminosidad en estrellas: clase I o supergigantes (-21 magnitud absoluta), II o gigantes luminosas (-20 Mv); clase III o gigantes ordinarias (-19 Mv), IV o subgigantes (-18 Mv), y V o enanas (-15 Mv). Incluye diferente subclases según el tipo de galaxia. Las galaxias I y II se ajustan bien a los originales patrones de Hubble. A medida que decrece el brillo, las estructuras muestran un menor grado de desarrollo. Llama Aa, Ab y Ac a galaxias espirales "anémicas", más pobres en gas que las típicas espirales pero más ricas que las S0. Claves especiales: n=nebulosas, t=efectos marea, *=brazos fragmentados.

Vorontsov-Velyaminov intentó un esquema simbólico descriptivo que no ha tenido una aceptación masiva. No intenta matizar la clasificación de Hubble, sino simplemente describir el aspecto de las galaxias, para lo que necesita más de 50 símbolos individuales, característica que lo hace difícil de emplear en la práctica.

2.25. Tipos especiales de galaxias

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Aunque la inmensa mayoría de las galaxias pueden asignarse a los tipos de Vaucouleurs, existen algunos casos particulares. La lista que a continuación exponemos es muy incompleta, y sólo intenta familiarizar al lector con algunas denominaciones aplicadas a las principales galaxias menos frecuentes:

cD Galaxias difusas supergigantes que se encuentran en el centro de ciertos cúmulos ricos. Son similares a un gran galaxia elíptica, sólo que sus límites son muy imprecisos y el tamaño total, gigantesco. Una galaxia D es una elíptica difusa. Un ejemplo es NGC 6166, en el cúmulo de Hércules Abell 2199.

N Una de las clases de Morgan, son galaxias de núcleo muy brillante y periferia poco visible. Frecuentemente son radiofuentes intensas. En la actualidad se usan términos más específicos.

Starburst Se suele aplicar este nombre a galaxias generalmente irregulares, en cuyo centro se está produciendo la formación de estrellas a gran escala (starburst=eclosión de estrellas). El lugar de formación es un gran complejo nebular decenas o cientos de veces mayor que los más grandes de las galaxias normales. A estas galaxias se las llama de núcleo en eclosión de estrellas o starburst nuclei, para diferenciarlas de aquellos casos en que el fenómeno se extiende a toda la galaxia (galaxia en eclosión de estrellas o starburst galaxy). La brillante M82 en la Osa Mayor es un ejemplo representativo de este segundo tipo.

Liner Low Ionization Nuclear Emision-line Region. Galaxia espiral en cuyo centro y alrededores se produce la aceleración e ionización de gas, y emisión sincrotrón moderada. Son parecidas a los quasares, sólo que la emisión tiene lugar en gran parte de la superficie y no sólo en el núcleo y alrededores. A menudo parecen espirales completamente normales. Un ejemplo es la aparentemente normal M65 en Leo.

Megamáser galaxia con fuerte emisión de microondas procedentes de un núcleo que bombea energía a moléculas de su entorno (agua, hidroxilo o formaldehido), mediante un mecanismo similar al de un láser (promoción generalizada de electrones desde un estado electrónico fundamental hasta otro superior y metaestable, hasta conseguir la inversión de poblaciones respecto del estado fundamental, y emisión coherente y amplificada, estimulada mediante la captura de fotones de frecuencia adecuada). Un ejemplo de estas galaxias es la peculiar Arp 220, una galaxia interactiva en Serpens Caput.

Markarian Nombre genérico de las galaxias que emiten un fuerte continuo en luz ultravioleta y son anormalmente azuladas. Agrupa a galaxias de clases muy diferentes, pero que comparten estas características, ya que fueron encontradas mediante criterios instrumentales de selección ambiguos. Una de las más brillantes en NGC 2537, conocida popularmente como Bear's Claw o "la garra del oso", en Lynx.

Seyfert Galaxias espirales de muy intensa actividad nuclear, con núcleos muy pequeños y brillantes, y emisión de luz por átomos altamente ionizados. Existen dos tipos: las Seyfert I y Seyfert II, que se diferencian en la anchura de las líneas espectrales y la naturaleza de sus elementos. Ambos tipos se cree que son diferentes manifestaciones de una misma clase de galaxia de núcleo activo, en dos momentos evolutivos diferentes, aunque una segunda versión apunta a que quizás simplemente se trata del mismo tipo de objeto en dos orientaciones distintas. Galaxias brillantes de esta clase son NGC 5141, M 77 y el sistema complejo Centauro A.

Quasar Quasi stellar radio-sources (=radiofuentes "casi" estelares). Remotísimas galaxias de núcleo activo en los confines del Universo, cuyo núcleo emite en un volumen diminuto lo que miles de galaxias gigantes enteras. Muestran una fuerte emisión de luz ultravioleta y X, y a veces son muy brillantes en radio también. No sabemos el mecanismo por el cual son tan enormemente brillantes. El nombre indica que son muy pequeños, apenas distinguibles de estrellas. Están muy relacionados con las galaxias de Seyfert, de las que se dice que son el resultado de quasares envejecidos. No siempre son fuertes emisores en radio. Entre los quasares más brillantes se cuenta 3C 273, visible con telescopios medianos.

Blazar Objetos similares a un quasar y tan potentes como ellos, sólo que no muestran luz ultravioleta anormal y presentan un espectro sin gas o con muy poco. Son más difíciles de distinguir de estrellas que los quasares. Se cree que son los núcleos de los precursores de ciertas galaxias elípticas gigantes. El nombre de blazar o lacértida procede de BL Lacertae, que se tomaba como una débil estrella variable, y realmente es una remota galaxia de esta clase.

Otros nombres menos precisos son galaxias compactas, a menudo galaxias de Markarian o Seyfert; galaxias interactivas, en las que la gravedad deforma a veces drásticamente a dos galaxias muy cercanas (Alton Arp publicó una lista de estos sistemas en 1966); y galaxias peculiares, que muestran algún carácter extraño, como una gran región H II, un brazo espiral único, etc. Entre los precursores de galaxias y los restos no condensados, encontramos las protogalaxias y las regiones H II y H I extragalácticas. Las primeras son objetos antiquísimos aún en proceso de formación, y que para localizar hay que escudriñar a inmensas distancias, lo que equivale a mirar en nuestro pasado remoto. Las regiones H II extragalácticas son objetos similares a una inmensa nebulosa de emisión del tamaño de una pequeña galaxia compacta. Las regiones H I en ocasiones constituyen la materia rechazada en los procesos de formación de galaxias, pero casi nunca alcanzan las densidades de las otras nubes, únicas en su género.

Por último, las radiogalaxias son aquellos objetos miles de veces más luminosos en radio que en luz visible. La emisión en radio suele ir asociada a la expulsión de importantes cantidades de gas desde el núcleo, en chorros que alcanzan tamaños descomunales. La contrapartida óptica suele ser una galaxia más o menos corriente, a veces de núcleo activo, o dos galaxias en proceso de coalescencia, en las que chocan las materias interestelares respectivas. Usualmente las radiofuentes más intensas son galaxias elípticas gigantes, galaxias fusionándose (fuentes dB, o "Dumbbell"), o espirales de núcleo activo, especialmente galaxias de Seyfert, y en general otras galaxias N de Morgan. Las fuentes más potentes del cosmos son algunos quasares y blazares. En función de la tipología de los chorros, su forma, diseño o longitud se reconocen diferentes subclases (dobles clásicas, fuentes C, etc). Todos los núcleos galácticos son radioemisores, sólo que usualmente su luminosidad en radio no supera el brillo visual. Nuestra misma Vía Láctea tiene un núcleo algo activo, que expulsa corrientes de gas, y que por su propia proximidad es una de las más brillantes radiofuentes del firmamento (Sagitario A).

2.26. Cúmulos de galaxias

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Las galaxias no son objetos verdaderamente aislados. Realmente se encuentran formando grupos, a veces muy numerosos, ligados gravitatoriamente, a los que llamamos cúmulos de galaxias. Los cúmulos de galaxias a su vez se agregan formando pequeños grupos a los que hemos llamado supercúmulos. Hay algunos indicios de jerarquización superior: las galaxias, los cúmulos y los supercúmulos no rellenan el espacio de forma completamente homogénea. Se encuentran en los bordes de enormes vacíos esféricos de varias decenas de megaparsecs de diámetro, y la estructura final resultante es la de láminas curvas y filamentos donde se concentran las galaxias. Estas son las mayores organizaciones reconocidas en la actualidad.

El conocimiento de los cúmulos de galaxias, como en otras ocasiones, ha transcurrido a través de la clasificación de los grupos conocidos, que posteriormente ha desvelado diferencias más profundas. Los cúmulos de galaxias se clasifican corrientemente en función de la forma y del tipo de galaxia dominante, si es que existe una clara preponderancia. Los primitivos esquemas, de Zwicky, Morgan y Bautz-Morgan han conducido finalmente a una clasificación que ha resultado muy satisfactoria para cúmulos ricos: la de Rood-Sastry. Estos autores diferencian los siguientes tipos:

cD Cúmulos dominados por una elíptica supergigante difusa (cD ) u otra gran galaxia elíptica, siempre mucho mayor que las otras del grupo. En muchas de estas galaxias centrales aún se reconocen los núcleos no completamente fusionados de las precursoras que originaron el sistema central. Ejemplo: Abell 2199 en Hércules.

B Cúmulos binarios, en los que dos galaxias destacan sobre las otras (caso del cúmulo de Coma, Abell 1656). Las dos galaxias centrales se encuentran muy próximas, a veces rodeadas de una envoltura común. Como en el caso anterior, en el resto del cúmulo predominan galaxias desgasificadas de pequeño tamaño, especialmente elípticas enanas y S0.

C Varias galaxias grandes se concentran en la región central. Comienza a observarse tipos más ricos en gas. Ejemplo: Leo A (Abell 1185). El nombre viene de su estructura, en inglés: core-halo.

L Como en el caso anterior, salvo que la estructura central no es esferoidal, sino lineal, como sucede en el cúmulo de Perseo (Abell 426).

F No existe ninguna galaxia dominante con claridad, y el grupo se observa suelto, sin centro claro. En ocasiones contiene subgrupos independientes. El cúmulo de Virgo, tan grande que no tiene número Abell, es un ejemplo de esta clase. Hay abundantes galaxias espirales grandes junto a elípticas semigigantes, y a veces algunas componente mayores. F viene de flat, plano.

I Cúmulo irregular, con casi todas las galaxias espirales, rico en gas. Ninguna galaxia domina aparentemente al grupo.

La abundancia de gas se puede correlacionar estrechamente con el tipo de cúmulo y su riqueza en galaxias. Curiosamente, son los cúmulos más ricos y densos (cD) los pobres en gas. Se observa que a medida que la relación entre el número de galaxias S0 y el número de elípticas se incrementa, también aumenta el contenido en gas del sistema, hasta que finalmente llegamos a los sistemas I, que son los menos poblados, más ricos en gas, y más irregulares en sus condensaciones.

Más aún: así como no existía ninguna evolución real entre los tipos de Hubble-Sandage de galaxias, en cambio aquí sí existe una verdadera evolución entre los tipos cúmulos, desde la clase I hasta la Cd, que es el estado más evolucionado. Los grupos más densos y que contienen más galaxias alcanzan el estado final mucho más deprisa. En sistemas dominados por una elíptica gigante, las pequeñas satélites se terminan por precipitar en una espiral cada vez más cerrada dentro del enorme sistema central, que las devora y crece aun más. De este modo, a través de la asimilación de las estrellas de la galaxia engullida y la expulsión de conchas esféricas de las que se le escapan, la galaxia central se termina por convertir en una monstruosa cD. Los cúmulos más pobres mantienen su aspecto original más tiempo, y desde su formación apenas generan estructuras globales. Cuanta menor sea la densidad original del grupo y mayor la velocidad orbital de las galaxias componentes, tanto más tardará en estructurarse y recorrer la secuencia R-S.

La secuencia de Rood-Sastry para cúmulos de galaxias es similar a la de Hubble-Sandage para galaxias, salvo que el diagrama no tiene forma de diapasón, sino de línea recta dividida por el centro (en las clases L y C). La secuencia evolutiva en orden de mayor a menor estructuración es: I-F-(L/C)-B-cD. Aunque los grandes cúmulos se formaron en un pasado muy remoto, hoy en día se continúan observando procesos de agregación y relajación orbital en grupos menores, mientras que en los mayores los procesos de fusión continúan activos. En algunos cúmulos se ha detectado una abundancia muy significativa de galaxias dobles, cuya persistencia no somos capaces de explicar aún en la actualidad.

Junto a estos grupos muy poblados, existen enormes cantidades de otros más pequeños que, como nuestro Grupo Local, han retenido gran parte del gas original. Hacia 1960 George Abell lanzó la hipótesis de existencia de los supercúmulos,cada uno de ellos formado por típicamente no más allá de seis cúmulos individuales. Se ha tardado más de veinte años en aceptarse la existencia de estos supergrupos como las mayores organizaciones conocidas en el Cosmos. Los supercúmulos se encuentran separados por inmensos vacíos entre los que parece que no hay galaxias. Son notablemente planos, y se sitúan entre enormes burbujas esféricas vacías. La investigación en este campo es ya extremadamente difícil, rozando los límites de los instrumentos y técnicas de detección actuales.

2.27. Cosmología: el Universo como un todo

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La preocupación por el origen y evolución del Universo ha estado presente en todas las grandes culturas de la Tierra, que contestaron por medio de dogmas religiosos o filosóficos a unas preguntas más allá de sus posibilidades de comprensión. Esas respuestas eran más o menos tranquilizadoras, pero no racionales. La Ciencia finalmente ha alcanzado un grado de desarrollo suficiente como para comenzar a responder, aunque parcialmente, a estas preguntas. La cosmología es la rama de la Ciencia que estudia el origen del Universo, considerado en su conjunto, y su evolución en el tiempo. Intenta describir el aspecto que tenía en el pasado y predecir su imagen futura, así como descubrir las leyes que rigen esa evolución. Quizás nunca seamos completamente capaces de responder a cuestiones tan ambiciosas, pero en la actualidad ya somos capaces de describir con precisión cómo se formó el Universo, porque tiene el aspecto que vemos hoy, y cómo evolucionará en el futuro. Somos ya casi capaces de remontarnos hasta los primeros instantes de su formación.

La cosmología actual se basa en una serie de pilares fundamentales tanto teóricos como observacionales, establecidos principalmente en la primera mitad del siglo XX. Los hechos empíricos mas relevantes son:

a. La ley de Hubble: descubierta a principios de los años 20, resulta desconcertante. La ley de Hubble se basa en el efecto Doppler, responsable de que al examinar la luz de una estrella, las líneas de su espectro aparezcan ligeramente desplazadas al azul o al rojo, según se acerque o aleje a nosotros la fuente emisora. Cuando observamos galaxias en lugar de estrellas, comprobamos que también existe un desplazamiento de líneas. Lo curioso es que ese desplazamiento es sistemáticamente hacia el rojo, y que las galaxias se alejan tanto más rápido de nosotros cuanto más lejos están, y esto en todas direcciones, como si estuviéramos en el centro de una bomba que acaba de explotar. Este descubrimiento parece devolvernos a la posición privilegiada dentro del Universo que creíamos tener en tiempos pasados. Realmente, lo que está sucediendo es que el propio Cosmos es el que se expande. Una explicación gráfica muy sencilla es la de un conjunto de puntos dibujados sobre la superficie de un globo que se hincha: la velocidad de alejamiento mayor en los puntos más alejados se debe a que hay una mayor distancia hasta desde el origen de medidas, con lo que hay más espacio dilatándose (más superficie de goma elástica en este caso, entre los dos puntos). La velocidad de alejamiento cosmológica se puede estimar entre 50 y 75 Km/s por megapársec.

b. Principios de uniformidad e isotropía: el Universo tiene el mismo aspecto contemplado desde cualquiera de sus partes, y no tiene ninguna dirección preferente, ni centro. Las leyes de la materia son iguales en todo él. Este hecho es progresivamente más evidente cuanto mayor número de galaxias y cúmulos de galaxias examinamos, ya que las anomalías locales tienden a enmascarar el hecho general a gran escala. A nivel de cúmulos de galaxias, o a nivel de galaxias sobre la magnitud 16, ya se observa una distribución notablemente regular, sólo interrumpida por la absorción del plano ecuatorial de nuestro propio sistema, donde es muy difícil encontrar galaxias (zona de evitación o "avoidance").

c. La radiación de fondo: que ha sido una sorpresa, aunque fue predicha unos años antes de su descubrimiento, en 1965. Se trata de una emisión de microondas que parece proceder de todos los rincones del firmamento con igual intensidad, y se interpreta como el calor residual de una etapa primitiva en la que el Cosmos era mucho menor que en la actualidad, más caliente y más denso. Corresponde a la radiación que emitiría un cuerpo a 3 grados por encima del cero absoluto.

Albert Einstein desarrolló una teoría fundamental en 1916, que junto a la micromecánica o mecánica cuántica, ha sido la madre de la nueva física. La teoría de la Relatividad General ha sido concluyentemente verificada por multitud de experiencias y en ella se basan multitud de modelos que intentan explicar la estructura del Universo a gran escala. La relatividad general afirma que el espacio se ve distorsionado por la presencia de la materia, y esta distorsión, responsable de la fuerza de gravedad, es proporcional a la masa. Paralelamente, han ido surgiendo geometrías alternativas a la de Euclides (geometrías no euclídeas), en las que se proponen curvaturas del espacio a gran escala, que en casos extremos pueden cerrar el Universo sobre sí mismo, convirtíendolo en finito, pero sin fronteras. La expansión del Universo, y el concepto de curvatura en una cuarta dimensión, han resuelto un enigmático pensamiento, denominado la paradoja de Olbers, que decía que si el Universo era infinito, el cielo nocturno debía ser tan luminoso como el Sol, y si no era finito, la gravedad debería hacerlo derrumbarse sobre sí mismo. Los modelos cosmológicos se reúnen en dos grupos fundamentales:

a. El Universo estacionario, que afirma que el aspecto del Universo no cambia con el tiempo, y se origina materia continuamente en todo él. Fue originalmente sostenido por Einstein, de lo que se arrepintió con posterioridad. Resulta de añadir a los principios cosmológicos de Uniformidad e Isotropía el de invariabilidad temporal. Entra en contradicción directa con las observaciones de galaxias, que son sistemáticamente más activas y violentas en el pasado que el la actualidad.

b. Universos evolutivos, en los que se afirma que el aspecto del Cosmos cambia con el tiempo. Las teorías actuales se inclinan, vistos los pilares de la cosmología, por esta posibilidad. Parece cierto que el Universo se originó en una tremenda explosión, o Big Bang, durante la cual se formaron todas las estructuras conocidas. Este es el grupo de explicaciones aceptado en la actualidad y avalado por evidencias experimentales de gran peso. En algunos modelos la materia es insuficiente como para cerrar al espacio y detener la expansión actual y el resultado es un Universo Abierto, condenado al frío y en perpetua dilatación. En otros modelos, el Universo tiene la suficiente materia como para frenar su expansión y derrumbarse, en un proceso lento y destructivo, en el que toda la materia terminará por volver a su estado primitivo, en un proceso de aniquilación sin igual (Universo cerrado). Hay teorías que proponen un ciclo eterno de expansiones, frenados y recaídas (Universo pulsante), lo que en cierto modo posterga la pregunta del Origen sin responderla.

En la actualidad, el Universo se expande a gran velocidad. Hoy por hoy no sabemos con certeza si la materia que existe será capaz de frenar este movimiento, y en un futuro lejano invertirlo en un desplome catastrófico. Quizás la expansión siga indefinidamente. Es muy difícil conocer la materia total que existe en el Cosmos. La que vemos es muy inferior a la necesaria para frenar la expansión, pero sabemos que existe mucha que no podemos ver directamente. En cualquier caso, el ciclo completo dura muchas decenas de miles de años, puede que cien mil millones. No es una cuestión tan urgente como para que deba quitarnos el sueño.

Creemos que el Universo se originó hace veinte mil millones de años, quizás a partir de la nada o el vacío, que bajo ciertas condiciones mecanocuánticas, se cree que es inestable. Se nos hace muy difícil admitir que pueda originarse materia y energía a partir de la nada; es algo que va contra la lógica y la experiencia cotidiana. Sin embargo, la mecánica cuántica nos dice que es posible. Las propiedades del vacío excitado son muy extrañas, y dan lugar a diferentes fases de propiedades energéticas enormemente diferentes. Estamos acostumbrados a pensar que el vacío es la inexistencia absoluta de materia, pero realmente es un hervidero de partículas de existencia virtual, transitorias violaciones de las leyes de la materia, permitidas por el principio de incertidumbre de Heisenberg. En las condiciones actuales, sólo a altísimas energías, el vacío puede adquirir esas propiedades cuánticas especiales, pero en los comienzos del Universo, las leyes de la física no eran como hoy. Una de las propiedades del "vacío excitado", o falso vacío, es que presenta una presión negativa, lo que quiere decir de hecho que una vez formado se expande con una impetuosidad imparable mientras se mantengan las condiciones que lo hacen posible. El Universo comenzó probablemente en una etapa increiblemente corta y espectacular, la Era de Plank, cuya virulencia jamás puede ser igualada, y a cuyos momentos finales se los llama etapa inflacionaria. Durante ella, cada 10^-34 segundos se doblaba el tamaño del Universo, a la vez que se calentaba exponencialmente -otra extraña propiedad del vacío excitado es un calentamiento del espacio, en lugar de un enfriamiento, cuando se expande-. La teoría del Universo inflacionario (Guth, 1980), combina la cromodinámica cuántica, la relatividad y la cosmología, y afirma que el Universo se generó a partir de una región diminuta, sin materia y casi sin energía, pero que se encontraba en un estado de falso vacío cuántico. Tras una etapa de expansión en la que el tamaño final alcanzó el orden del centímetro, se rompió la condición de falso vacío, quedando una región en fuerte expansión a mil cuatrillones de kelvins y sometida a fuerzas las ordinarias, pero unificadas, 10^-32 segundos después de la aparición - ¿o deberíamos llamarla "Creación"?- del Cosmos. La propia naturaleza de la fase inflacionaria, que anula las diferencias internas, garantiza un Universo muy regular, homogéneo e isótropo.

Tras la etapa inflacionaria quedó un universo extremadamente caliente. A partir de todo ese calor surgió la materia, en un caldo primordial de partículas y antipartículas pesadas sometidas a la gran fuerza unificada, cuya desintegración no era simétrica, lo que condujo a una ligera preponderancia de la materia sobre la antimateria, quizás en una proporción de uno por cada mil millones, a la vez que el Universo se enfriaba rápidamente. Al principio la materia estaba compuesta fundamentalmente por neutrinos, electrones, ciertos mesones y sus antipartículas, y por supuesto, fotones. Cuando el enfriamiento situó la temperatura final por debajo de los mil billones de grados, la fuerza nuclear débil se hizo independiente de la fuerza unificada. El enfriamiento, acelerado por la expansión ordinaria del espacio, reducía entonces la temperatura a un ritmo elevadísimo. Cuando el universo poco después alcanzó los diez billones de grados, los quarks se pudieron unirse entre sí para formar hadrones, fundamentalmente neutrones. Poco después el calor y la opacidad permitieron a los neutrinos comportarse ya como partículas libres. Por debajo de los 3000 millones de grados, en torno a los 13 segundos después del instante de la creación, se formaron los primeros núcleos, a la vez que desaparecieron los electrones y positrones aniquilándose, ya que la temperatura del Universo impedía ya su recreación. Con la desaparición de los electrones libres, el Universo se hizo transparente. Algo por debajo de los mil millones de grados los núcleos de helio formados son estables, y los neutrones rápidamente se agregan y mutan para transformarse en helio. Esto sucedió en los instantes posteriores a la desaparición del plasma. Tras estas etapas el Universo se enfrió ya poco a poco, y tardó casi un millón de años en ser lo bastante frío como para que las galaxias pudieran formarse.

Hay algunos puntos cruciales en las líneas que hemos desarrollado. Uno de ellos es la excesiva perfección de los parámetros del Universo, que de ser ligeramente distintos, podrían conducirnos a estados críticos en los que la vida sería muy difícil. El Cosmos es -afortunadamente-, maravillosamente uniforme e isótropo; se expande ordenadamente, sin caos ni irregularidades; el calor residual ha decaído a límites adecuados antes de que las estrellas se hayan extinguido. Incluso las fuerzas elementales tienen la intensidad justa para equilibrar la expansión, y no superior ni inferior. ¿Porqué todas estas casualidades?. La respuesta está en nosotros mismos: de no ser el Universo como es, de ser ligeramente distinto, hostil para la vida...no estaríamos aquí, preguntándonos estas cuestiones. Es el principio antrópico. Debemos pensar que este Universo, uno entre muchos posibles, es uno de los pocos que pueden mantener especies inteligentes en el tiempo adecuado, por lo que sus parámetros tienen necesariamente que hacer posible la aparición de estas especies inteligentes.

La aparición de superestructuras se hizo en orden de jerarquía decreciente. Primero supercúmulos. Después cúmulos. A continuación, hace quince mil millones de años, las galaxias. Y finalmente, las estrellas. El estudio de la rotación de las galaxias -especialmente en sistemas espirales- y la estabilidad dinámica de los cúmulos de galaxias, nos indica que gran parte de la materia que existe en el Universo es indetectable. Probablemente haya nueve veces más materia oscura que visible. Esta materia puede constar tanto de gas, como de estrellas de baja masa y reducida luminosidad (enanas blancas y rojas, agujeros negros y estrellas neutrónicas), e incluso partículas elementales. Probablemente haya una contribución fundamental de todas estas manifestaciones. Sin embargo, se cree que predominan los restos gaseosos de la formación de las galaxias. Los halos oscuros exteriores son de diferente naturaleza en los sistemas elípticos y en los espirales. En los espirales son discos planos que llegan mucho más allá de los límites del objeto. En los elípticos, son grandes coronas esféricas que a menudo son las responsables de la emisión X del objeto.

Las galaxias se forman por la acreción de gas. La acreción y el enfriamiento necesario sólo permite condensar galaxias entre ciertos límites: entre un millón y un billón de masas solares. Fuera de estos límites, o bien la acreción es ineficaz, o bien el enfriamiento del gas necesario para la contracción es ineficaz. Los sistemas enanos y los gigantes proceden de nubes protogalácticas de un tamaño similar. Se cree que los sistemas enanos presentaron en el momento de su condensación central una densidad mayor. Las primeras estrellas formadas, quizás supernovas, fragmentaron rápidamente la nube, antes de que el proceso de acumulación pudiera consolidar toda la materia. En consecuencia su propia precipitación las hizo inestables, y hoy aparecen rodeadas de sus propios restos. Las elípticas gigantes se cree que proceden de la fusión de sistemas menores, pero no son estructuras primigenias. Los sistemas mayores parecen proceder de protogalaxias con lento ritmo de acreción, y generaron galaxias principalmente espirales.

¿Cual es el destino del Universo?. La masa total es la clave. No sabemos la cantidad total de materia que existe, pero parece encontrarse sospechosamente próxima al límite que detendría la actual expansión, y generaría lo que se ha llamado la Gran Implosión, o Big Crunch. Si es así, deberíamos observar que la velocidad de expansión universal decrece con el tiempo. Estas medidas no han sido en la actualidad verificadas. En caso de que así ocurriera, en un futuro remoto se detendría la expansión, y el Universo volvería a replegarse sobre sí mismo, repitiendo en orden inverso las mismas etapas, sólo que con materia envejecida. Si por otro lado, la masa en insuficiente, la expansión será eterna. Poco a poco las reservas de gas de las galaxias se agotarán y estos objetos se enrojecerán y apagarán. Quizás estemos condenados a un Universo de estrellas degeneradas, neutrónicas y agujeros negros. Será un lento enfriamiento.

La cosmología quizás nunca pueda responder a todas las cuestiones que nos planteamos, pero ciertamente nos está dando pruebas utilidad. Los parámetros críticos probablemente sean refinados en un futuro no muy lejano.

2. Introducción práctica

ASTRONOMÍA DE ESPACIO PROFUNDO PRACTICA: PRIMER CONTACTO

Hemos dedicado las anteriores páginas a explicar la naturaleza física de los objetos situados más allá del Sistema Solar. Ahora ha llegado el momento de enfrentarnos al problema de la búsqueda y observación de todo aquello de lo que hemos hablado. Sabemos ya por ejemplo que el objeto número 4 del catálogo de Messier o M4 es un cúmulo globular muy brillante y cercano a la Tierra. Ahora queremos saber dónde y cuando podemos encontrarlo en el firmamento, y cómo podemos obtener un rendimiento máximo a la imagen que nuestro instrumento de observación nos ofrece.

3.1. Equipo de iniciación al espacio profundo

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El primer paso en la astronomía práctica es adquirir un equipo mínimo. Aunque la inmensa mayoría de los aficionados comenzó con un telescopio y los consejos de un vendedor, a menudo poco escrupuloso y casi siempre ajeno a esta afición (es decir, con conocimientos reales nulos), no es recomendable comenzar de este modo. La experiencia nos demuestra que mucha de la gente que comienza directamente con un telescopio se agota bastante antes de aprender a observar. Para un principiante, un telescopio presenta varias dificultades inesperadas:

● Accede a una porción de cielo muy reducida

● Invierte la imagen real, lateral o completamente

● Se mueve sobre unos extraños ejes, inclinados

● Da imágenes de objetos difusos oscuras y confusas: no se ve como en las fotos

● Los objetos celestes hay que buscarlos, y a menudo no es fácil dar con ellos

No es extraño que muchísimos de los que comienzan con ilusión sus andaduras por el firmamento acaben frustrados. El vendedor les ofreció un telescopio con el que se podía ver hasta a 2000 aumentos y esgrimió ante ellos unas fotografías que nada tienen que ver con la realidad. En la gran mayoría de los casos, ese telescopio, en muchas ocasiones un refractor de 5-8 cm de diámetro, termina condenado al trastero, mientras sus dueños deciden que otro hobby, como la pesca o el aeromodelismo, es mucho más satisfactorio. Un vendedor intenta que su posible comprador adquiera un producto en su establecimiento; su único móvil es hacer esa venta. Objetivamente, al ser parte interesada, no ofrece confianza en sus juicios sobre su propio material. En el caso de productos astronómicos, lo usual es que el vendedor nunca haya mirado al firmamento a través de sus telescopios. Las consecuencias para el comprador suelen ser catastróficas.

Al contrario de lo que cabría esperar, no es recomendable empezar directamente con un telescopio, y más aún si éste es pequeño. Bien al contrario, creemos más aconsejable una iniciación en dos etapas. La primera etapa consiste en el aprendizaje de las constelaciones a simple vista, sin ayuda óptica. Una buena guía de campo o un planisferio es todo cuanto necesitamos. Después de saber orientarnos en el firmamento adquiriremos unos prismáticos, con los que durante al menos un año (una traslación terrestre), comenzaremos a hacer nuestras primeras exploraciones serias. Un equipo aceptablemente bueno para esta etapa resulta considerablemente más económico que el más pequeño de los refractores astronómicos, y sin duda bastante más gratificante también. Idealmente, constaría de:

a. Unos prismáticos de 50 mm de abertura y entre 7 y 12 aumentos (óptimo 10x50), de forma que los podamos manejar con comodidad sin necesitar trípode; esto es fundamental. Los prismáticos de más de 15 aumentos, o los de mayor diámetro (80 ó 100 mm), es mejor dejarlos para un poco más adelante. Entonces serán mejores, pero en este momento se nos harían difíciles de usar, pesados y poco manejables. Unos buenos 10x50 nos costarán muy poco dinero (sobre 6500 pts), y nos servirán para toda la vida si los cuidamos bien. Véase este artículo para más detalles sobre el uso de prismáticos.

b. Para que los binoculares nos sirvan de algo, necesitaremos además un atlas estelar y unas tablas de datos. El mejor atlas para pequeños prismáticos es el Sky Atlas 2000.0, de Wil Tirion. Este magnífico atlas, toda una obra de arte, alcanza hasta la 8ª magnitud y se presenta en 26 grandes láminas de cartulina. Sobre él hay dibujadas 45000 estrellas y 2500 cúmulos, nebulosas y galaxias, reproducidos de una forma exquisita. Hay algunas guías en el comercio que pueden sustituir a este atlas, aunque no lo superan. La Guía de campo de las estrellas y de los planetas de los hemisferios Norte y Sur, de Donald Menzel y Jay Passachoff (Ed. Omega) lleva unos excelentes mapas hasta la magnitud 7.5, también de Wil Tirion, aunque a menor escala y menos perfectos. Esta guía es una compra casi obligada para todo aspirante a astrónomo amateur que se precie, junto al indispensable Atlas de Astronomía, de Joachim Herrmann, publicado en Alianza Editorial. Cuanto más detallado sea nuestro atlas estelar, tanto más y tanto mejor seremos capaces de ver. Además de los mapas convencionales, existen muchos programas de ordenador que pueden generar mapas especiales e imprimirnos información sobre los objetos señalados.

c. Un planisferio celeste o carta móvil. Se trata de un mapa circular sobre el que gira una tapa de plástico con una ventana ovalada transparente, el cual nos permite simular, para una fecha y hora determinadas, el aspecto del firmamento y las constelaciones visibles. Los planisferios son absolutamente esenciales para familiarizarse con las constelaciones, para saber en que momentos puede verse un objeto en las mejores condiciones, y cuando sale o se pone. Con el tiempo lo sustituiremos con un reloj y una calculadora, o un ordenador. Una calculadora programable puede ser una ayuda valiosísima: nos proporcionará la misma información que un planisferio, pero con una precisión muy superior, y podremos incluir toda clase de programas y fórmulas directas de interés.

d. Una linterna cuya luz, filtrada, sea roja y débil. El color rojo puede conseguirse fácilmente pintando la bombilla o poniendo celofán rojo a su alrededor (a ambas cosas). La luz puede atenuarse con una bombilla de mayor voltaje que las pilas usadas. Conviene además poner una hoja de papel vegetal ante el foco de la linterna para que su luz sea difusa y homogénea. Un LED rojo puede ser un sustituto muy bueno de las linternas convencionales, con la ventaja adicional de que su consumo es muy inferior al de una bombilla de incandescencia ordinaria. A pesar de lo que se ha dicho recientemente sobre la no necesidad del filtro rojo, las linternas filtradas de este color resultan netamente menos perjudiciales a la visión adaptada, como cualquiera de vosotros puede comprobar con facilidad.

e. Finalmente, un cuaderno de notas, con lápices blandos para los dibujos. Desde el principio hemos de acostumbrarnos a anotar todo cuanto veamos o nos llame la atención, y a planificar lo que se quiere ver de antemano. Es ilógico planear lo que se va a ver durante la misma sesión de observación, cuando esta tarea se hace mucho mejor en casa, cómodamente, y con más bibliografía. Así no se malgastan las escasas y preciosas horas en el campo, y las búsquedas además pueden seguir un plan a largo plazo, evitando repeticiones inútiles. Dibujar lo que vemos, además de plasmar nuestras impresiones, nos obliga a fijarnos atentamente en el objeto estudiado y a descubrir detalles que nos pasarían por alto en una inspección rutinaria. Los dibujos aceleran el desarrollo de nuestra capacidad de observación.

3.2. "Star Hopping" y otros métodos de localización

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Star Hopping, salto de estrella en estrella, o aproximación por pasos sucesivos, es el modo más extendido para localizar un cuerpo celeste a partir de un atlas. Consiste en acercarse progresivamente a nuestro objetivo partiendo de una estrella visible a simple vista y cercana, cuya identificación no ofrezca dudas. A partir de ella, y mirando el atlas estelar, localizamos otra estrella o grupo característico (un rombo, un triángulo,...) más próximo, que centramos. Repetimos sucesivamente la operación con un nuevo objetivo que nos deje cada vez más cerca, hasta encontrar lo que queremos. La rapidez con que lleguemos dependerá de lo adecuado que sea el itinerario elegido y de nuestra habilidad con el telescopio o prismáticos. Para poder localizar cualquier cuerpo celeste con este método es imprescindible conocer antes las constelaciones, que nos permitirán relacionar los dibujos del atlas con lo que realmente vemos.

Si usamos telescopios conviene, cuanto antes mejor, situar en paralelo un pequeño anteojo-guía o buscador, de buena calidad óptica, mejor cuanto mayor sea su diámetro. Aunque algunos autores recomiendan dos buscadores, el segundo de mayor diámetro y aumento que el primero (30x80), hemos encontrado sumamente satisfactorio, incluso para las búsquedas más complejas y difíciles, un buscador único de al menos 50 mm (a ser posible de más) de diámetro y de 7 a 15 aumentos, siempre que nuestro telescopio pueda acceder a campos de al menos 1º para las etapas finales. Con el buscador 9x50 podremos acceder a un campo de casi 6 grados, y en condiciones normales deberemos ver fácilmente estrellas de hasta la 9.5 magnitud, suficientemente abundantes como para aproximarnos muy cerca de nuestro objeto, lo veamos o no directamente. Es interesante que su portaoculares nos permita cambiar el ocular estándar de búsqueda por otros de mayor potencia cuando sea necesario. El uso del buscador facilita grandes desplazamientos y permite reconocer con mayor facilidad el entorno estelar. Deberemos acostumbrarnos lo antes posible a desplazarnos olvidando la disposición de las estrellas que constituyen la ruta de localización, cuya orientación cambia con el tiempo y con las inversiones artificiales producidas por el instrumento y sus accesorios.

En muchos telescopios comerciales de bajo precio se incluyen buscadores testimoniales, prácticamente de adorno. Dan campos pequeños y oscuros a través de los cuales es incluso difícil ver las estrellas más brillantes del firmamento. Estos telescopios son una mala elección para comenzar en la astronomía práctica, fundamentalmente por la debilidad del trípode y el pésimo buscador. Lamentablemente son una de las principales elecciones de los principiantes en astronomía, ya que su precio reducido (60-90,000 pts) supone un reclamo poderoso. Sin embargo la reducción del precio invariablemente supone una floja montura, un buscador inútil y una colección de accesorios incompleta y de mala calidad. Por fiarse de las apariencias es muy fácil terminar en una elección deplorable.

Merece una mención especial un tipo nuevo de buscadores sin aumento, en los que por medio de un espejo se proyecta sobre una ventana transparente unos círculos iluminados con los cuales se puede apuntar a simple vista (telrad y otros dispositivos reflex). Estos dispositivos son cómodos y muy rápidos si el cielo es lo bastante oscuro como para acceder a estrellas de la 6.5 magnitud, aunque son útiles en toda ocasión para instrumentos de tubo corto, con los que resulta difícil apuntar con precisión.

Un método rápido para apuntar telescopios ecuatoriales debidamente orientados es el uso de los círculos graduados y de las coordenadas celestes, que puede hacerse de varias formas. Diversas variantes del uso de círculos graduados en monturas ecuatoriales son: (1) actualizar cada vez las lecturas de ascensión recta, girando el círculo hasta que su lectura coincida con la de la estrella próxima que usamos como punto de partida, y a la cual estamos apuntando, después de lo cual alineamos el telescopio a las coordenadas de nuestro objeto; (2) con un reloj sideral (o una calculadora y un reloj corriente), en cuyo caso no hay que hacer ninguna actualización del círculo de ascensión recta, sino simplemente conseguir que marque cero apuntando hacia el Sur, y trabajar después con ángulos horarios; (3) usando parcialmente star hopping, pero apoyando nuestros movimientos en los ejes ecuatoriales, que facilitan los desplazamientos; y (4) acercándonos a una estrella con la misma ascensión recta o declinación y barriendo con el eje correspondiente la zona mientras examinamos la imagen con el telescopio principal. Con un telescopio azimutal con círculos y una pequeña calculadora programable también pueden usarse métodos similares.

Muchas veces aparece directamente el objeto cuando hemos terminado de apuntar. Sin embargo, cuando el objeto sea muy débil, de no saber exactamente dónde está, muchas veces lo tendremos delante y no lo veremos. Para estos casos necesitaremos un atlas más detallado. Cuanto más lo sea, tanto más seremos capaces de ver y con menos pérdida de tiempo. Este es el punto clave del éxito o fracaso en nuestras búsquedas. En las etapas finales, se use al principio el método que se use, es necesario el reconocimiento de las estrellas en el campo del ocular, y hacer una composición mental de la situación del objeto para terminar de encontrarlo, si es que no se encuentra directamente. Los telescopios más sofisticados del mercado tienen unos mecanismos motorizados y un pequeño ordenador, que mueve y apunta el telescopio al objeto deseado.

El uso exclusivo de círculos ecuatoriales o de telescopios computerizados conduce a una dependencia del observador hacia instrumentos con estas monturas y dispositivos, y se hace imposible la memorización de posiciones. El observador no desperdicia el tiempo buscando, y con ello termina por perder el contacto con el firmamento. Mediante star-hopping es fácil memorizar posiciones y se sabe situar en pocos instantes cualquier objeto. En este caso la facilidad o dificultad de las búsquedas es función en gran medida del propio observador: serán más fáciles cuanta mayor experiencia tenga. Es más o menos corriente que al cabo de unos años podamos localizar muchas decenas de objetos directamente, y varios cientos si refrescamos la memoria con un atlas.

3.3. Observación de estrellas dobles

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La observación de binarias y múltiples tuvo un enorme desarrollo en el pasado. Hoy en día, paralelamente al declive de los grandes refractores y al auge de instrumentos para aficionados de mayor abertura, ha quedado bastante desplazada por la observación de objetos no estelares. Los refractores son instrumentos especialmente adecuados por las características de sus imágenes.

Es necesario que nuestro instrumento sea de muy buena calidad, con imágenes estelares muy nítidas y perfectas. La imagen de interferencia de una estrella, si el telescopio está debidamente alineado, consta de un disco diminuto llamado disco falso de Airy, rodeado de anillos luminosos concéntricos de brillo progresivamente menor (anillos de interferencia). El círculo central no es la verdadera superficie de la estrella, sino el resultado de dos factores: el paso de la luz a través del telescopio que amplía la imagen, y la naturaleza ondulatoria de la luz, que como todas las ondas, sufre fenómenos de interferencia bajo ciertas condiciones. Vemos una imagen de interferencia de ondas, cuya zona central es un círculo, de ahí el nombre de disco falso.

En consecuencia, para facilitar la percepción de estrellas muy próximas, interesan aquellos telescopios en los que los anillos de interferencia tengan un peso muy inferior al del disco falso de Airy: refractores, y reflectores con obstrucciones centrales mínimas. Los aumentos de trabajo en general van a ser elevados, de más de dos diámetros (con un instrumento de 60 mm, 120 aumentos; con uno de 210 mm, 420, etc), con el fin de poder examinar con comodidad la imagen de interferencia de las estrellas y facilitar las mediciones. Aumentos muy elevados exigen una atmósfera muy estable. La medida de una estrella doble requiere establecer dos parámetros:

● Distancia de separación: Longitud del radio vector de separación entre la componente primaria del sistema y la secundaria que corresponda, en segundos de arco.

● Ángulo de posición: Ángulo medido a partir del Norte celeste y en dirección Este, del radio vector distancia anteriormente definido (0º=N, 90º=E, 180º=S, 270º=W).

Estas medidas se efectúan con diversos medios auxiliares que se anteponen al ocular. El más conocido es el micrómetro de hilos, que consta de una cruz antepuesta al campo del ocular y un tercer filamento que se desplaza mediante un tornillo micrométrico.

Los fascinantes colores de estas estrellas constituyen un atractivo reclamo. Los colores de todas las estrellas suelen ser muy tenues, próximos a la saturación, pero el mal funcionamiento del ojo cuando los colores son muy diferentes o los brillos muy dispares, exagera las diferencias y les confiere matices a veces muy irreales y sorprendentes, que convierte a las dobles en objetos de muy interesante contemplación.

Cuando la desproporción de brillos sea muy importante, o la luminosidad del par sea muy alta, se hace notablemente más difícil la resolución. Estas dobles desequilibradas son bastante menos complicadas de resolver si se intentan con luz de Luna, o se antepone un diafragma poligonal ante el objetivo, que desvíe la luz de la estrella primaria en proyecciones radiales. La máscara poligonal debe girarse hasta que la estrella secundaria aparezca entre dos de los rayos luminosos. Otra solución para casos de este tipo consiste en ocultar la componente brillante tras el borde del ocular (poco recomendable si el ocular no corrige bien la imagen), o tras el hilo de un retículo o del micrómetro, que puede girar para adoptar la orientación necesaria. Cuando las componentes sean equilibradas, pero muy brillantes y demasiado próximas, podemos resolverlas exagerando artificialmente el tamaño del espejo secundario mediante un círculo de cartón. Con ello, el disco falso de Airy de cada componente se hará más pequeño, mientras que los anillos de interferencia se abrillantarán y se extenderán a mayor distancia.

Las observaciones de estrellas dobles requieren una buena colección de oculares, que vamos intercambiando para ampliar la imagen progresivamente, hasta conseguir desdoblar la estrella en dos. La capacidad de resolución de un telescopio ideal viene dado por el límite de Dawes, que se define a partir de la expresión R=116/D, donde R es el poder de resolución en segundos de arco, y D el diámetro del instrumento en mm. El poder de resolución del ojo humano a simple vista está en torno a un minuto de arco, de forma que el aumento mínimo para resolver una estrella doble será el necesario para que la imagen estelar se amplíe hasta: 1' para una visión nítida pero requiriendo esfuerzo, 2' para una visión clara y sin esfuerzo, o 4' para visión confortable. Así por ejemplo, si la estrella que queremos ver mide 2" de arco, debería ampliarse 30, 60 y 120 veces, para cada una de las condiciones definidas. Esta cantidad dependerá de la agudeza visual del observador, de la calidad óptica del telescopio, del brillo de la estrella doble, y de la relación de brillos entre las componentes. La expresión de Dawes es válida para estrellas dobles equilibradas y no muy brillantes, contempladas a través de telescopios refractores al menos de relación focal (F/D) 12, de buena calidad, por observadores expertos, en noches ideales. Con un aumento superior resultará más sencillo examinar la imagen y medirla, aunque teóricamente no debiera verse mejor. En general se aceptan 2.4 diámetros como aumento óptimo aconsejable para observaciones de estrellas dobles. Así, en un refractor de 68 mm, el aumento operacional recomendado sería de 2.4 x 68 = 163 aumentos. En este refractor, las componentes de un par de 4" (280/D) se mostrarían separadas, pero casi en contacto; en uno de 1.8" (140/D) estarían parcialmente fusionadas, aunque se distinguirían las dos componentes todavía; y un par de 1" (70/D) mostraría una imagen casi circular, aunque no por completo, y si la imagen es estable podríamos distinguir levemente la duplicidad.

Si utilizamos reflectores con obstrucción central (Newton, Cassegrain, Maksutov, etc), debemos saber que el secundario interpuesto altera las imágenes, incrementando el peso de los anillos de interferencia y aumentando el tamaño de la imagen respecto de instrumentos libres de obturaciones. Además, la propia atmósfera impone límites prácticos, que hacen que desde lugares normales un telescopio de 26 cm no llegue a alcanzar su teórico potencial. Los instrumentos pequeños son menos sensibles a la barrera atmosférica.

La observación de muchas de estas estrellas revelan cambios sólo al cabo de muchas décadas, pero en algunos casos los movimientos pueden acelerarse enormemente, en particular en las proximidades del periastro para órbitas muy excéntricas y cerradas. En esos casos los cambios se producen en meses o semanas.

La cantidad de estrellas dobles es tan enorme (decenas de miles) que por pequeño que sea nuestro instrumento, encontraremos cientos de casos observables. Para prismáticos normales el límite de actuación práctico oscila entre 30'' y 9'', no llegando a alcanzar toda su capacidad por la complejidad del camino óptico y el bajo aumento para su abertura. Los menores refractores del comercio tienen sobre 2'' de capacidad de resolución.

3.4. Observación de estrellas variables

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Los prismáticos son una magnífica herramienta para emprender estas observaciones. Las estrellas variables se cuentan entre las observaciones más fascinantes, adictivas y útiles que puede realizar un aficionado a la astronomía del espacio profundo con un instrumental mínimo.

Se necesitan unos mapas especiales donde se indica la magnitud de algunas estrellas cercanas. Para establecer el brillo, una vez hayamos localizado a la variable con ayuda del mapa, escogemos entre las estrellas de comparación una que sea algo más brillante y otra algo más débil (método de Argelander). Paseamos la vista alternativamente por las tres estrellas, centrándolas cada vez en el centro del ocular, hasta que nos sintamos seguros, y expresamos el brillo de la variable indicando la separación respecto de las dos estrellas de referencia. Por ejemplo, si la estrella variable parece estar bastante más próxima (pongamos a un tercio) a la más brillante (A), de magnitud m_A=5.7, que a la más débil (B), de magnitud m_B=6.0, podríamos expresar el brillo como A(1)V(2)B, donde 1 y 2 son los grados de diferencia. La magnitud se obtendría entonces por una sencilla interpolación lineal como m_V= m_A+ A (m_B-m_A) / (A+B), que en nuestro caso sería m_V=5.7+1(6.0-5.7)/(1+2)=5.8. Representando las magnitudes frente al tiempo de medida reconstruimos la curva de luz, a partir de la que puede averiguarse gran cantidad de información sobre la estrella. Por supuesto, fácilmente podemos derivar expresiones similares cuando la estrella variable es la más luminosa del trío o la más débil, en lugar de la intermedia. Existen variantes que expresan los grados de diferentes maneras, desde la primitiva escala de Herschel hasta las más sofisticadas de Pogson, Pickering, Perepelkin, Nijland y otros, en los que no vamos a entrar. El sistema de Argelander propiamente dicho asigna a cada grado diferentes sensaciones fijas, y no suele trabajar con más de 4 niveles, aunque a veces define intermedios.

La precisión que tengamos dependerá de lo adecuadas que sean las estrellas de referencia escogidas y de la habilidad que tengamos. Con algo de práctica podemos medir con menos de una décima de magnitud de incertidumbre, pero al principio la precisión puede ser cinco veces peor. Ha de exponerse siempre la misma zona del ojo y no mirar las estrellas a la vez, porque el ojo no responde uniformemente. Siempre deben realizarse las medidas poniendo en el centro del ocular la estrella que interese, y nunca contemplando simultáneamente las estrellas. También se deben elegir estrellas de colores parecidos, puesto que el ojo no es por igual sensible a todos los colores (efecto Purkinje). Además, en una noche no muy oscura las estrellas rojas parecen más brillantes que las blancas, hecho que se acentúa con luz lunar o crepuscular. Cuando la diferencia de luminosidades sea pequeña y se nos haga difícil medir, podemos exagerarlas desenfocando (método de Bobrovnikov). Este sistema modificado se usa para medir objetos no estelares: desenfocamos hasta que las estrellas de comparación y el objeto alcanzan un tamaño similar, a la vez que las diferencias internas de brillo de la galaxia, nebulosa o cúmulo se atenúan. Existen otros métodos de medidas visuales basados en desenfoques parciales (Morris, Sidgwick, y el más exacto, Beyer).

Si se sigue una variable de gran amplitud con un mismo instrumento, seremos menos sensibles cuando el brillo sea mayor, lo que distorsionará las medidas. Es muy importante "olvidar" en lo posible las medidas anteriores efectuadas para no dejarnos influir por ideas preconcebidas. Si estimamos los brillos sin prejuicios, las imprecisiones en las medidas tienden a anularse (errores aleatorios). En caso contrario, las curvas se distorsionan por errores sistemáticos. Para evitar tentaciones, lo más práctico es tener en programa varias estrellas a la vez, a las que observamos alternativamente, y no reducir a magnitudes las medidas durante la sesión nocturna.

Los mejores instrumentos para estas observaciones, además de prismáticos, son los reflectores de corta distancia focal, con los que se puede acceder a campos amplios, ya que las estrellas de comparación pueden estar alejadas. De todas formas, siempre encontraremos casos adecuados a nuestro instrumento, tenga las características que tenga. El intervalo de estudio de un telescopio o binocular dado, o región de Fechner, está comprendido entre las 6 y las 3 magnitudes por debajo del límite teórico del instrumento. No debe excederse esta zona. Para estrellas más débiles las diferencias se ven exageradas y el uso inconsciente de visión lateral, tema que abordaremos en los puntos siguientes, falsea las mediciones. Y para estrellas más brillantes, el ojo se satura y responde con menos facilidad. Puede diafragmarse el telescopio para que la variable elegida oscile dentro de la región de Fechner.

Para estrellas variables de radio de oscilación inferior a 0.5 magnitudes las medidas se hacen progresivamente más difíciles al ojo. Existen dispositivos electrónicos, llamados fotómetros, con los que se puede alcanzar la milésima de magnitud de precisión. Los fotómetros se basan en un mecanismo de conversión de la luz en una corriente eléctrica (fotodiodo), un medio de amplificación de dicho flujo electrónico (tubos fotomultiplicadores), y un sistema de integración y registro. Los fotómetros fotoeléctricos requieren mecanismos de arrastre precisos y estudios de calibración cuidadosos, ya que miden directamente flujos de luz. Entre otros factores, influyen decisivamente la luminosidad del fondo y de otras estrellas de campo, los colores y la limpieza del cielo, además de ciertas fuentes de ruido eléctrico (corriente oscura, ruido de disparo y de parpadeo) y las peculiaridades propias del sistema de amplificación. La calibración del aparato y el estudio se sus respuestas es absolutamente imprescindible en medidas que se toman a intervalos de tiempo separados.

Las curvas de luz se representan en unidades de magnitud y día juliano geocéntrico. El tiempo geocéntrico corrige las medidas cuando la Tierra en su movimiento se encuentra en puntos orbitales que pueden desplazar la llegada de la luz de la estrella 8.32 minutos por delante o por detrás del valor medio, lo que es muy importante para variables que requieren medidas distantes en el tiempo o cuando superponemos ciclos. Esta forma de día juliano puede obtenerse con sencillez con pequeñas calculadoras o con un anuario. Para trazar la curva de luz se representa el centro de gravedad de medidas consecutivas, superponiendo con las correcciones adecuadas las estimaciones de diversos observadores, y a veces de ciclos consecutivos. La forma de la curva suavizada y sus parámetros son la base fundamental de trabajo en estrellas variables.

3.5. Observación de objetos no estelares: cúmulos, nebulosas y galaxias

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Para estudiar estos objetos lejanos hacen falta unas técnicas y unos instrumentos especiales que difieren mucho de los usados en el estudio de objetos del Sistema Solar, que son los más habituales en el comercio y en general más baratos, al ser de menor abertura.

Así, cuando un aficionado decide adquirir un instrumento de observación, suele comprar un pequeño refractor de 6-9 cm, con el que se puede ver maravillosamente la Luna, el Sol y los principales asteroides y planetas, con gran nitidez, pero con el que se recoge en definitiva muy poca luz. Además, aunque nuestro ojo, bien educado es capaz de captar cantidades mínimas de luz y tiene unas capacidades de respuesta asombrosas en algunos aspectos, hace falta tiempo y práctica para desarrollar estas facultades y compensar sus limitaciones, y cuando uno se inicia no las domina. Este tipo de instrumentos son a pesar de todo útiles para quien sabe manejarlos, aunque bastante frustrantes para principiantes por la oscuridad de sus imágenes. Para la observación de estrellas dobles, sin embargo, son perfectamente válidos. No conviene dejarse llevar por la idea de empezar directamente en la observación astronómica comprando un telescopio, y menos aún hacer la compra sin conocer qué se quiere después hacer con él. Lo mejor, insistimos, son unos prismáticos.

Cuando un principiante comienza a observar, pronto se da cuenta de que los objetos celestes no son como los había imaginado. ¿Dónde están esas magníficas imágenes llenas de colores y fantásticas formas de las fotografías de los libros? Únicamente vemos tenues nubes lechosas, o grupos más o menos apretados de estrellas, ¿y es eso todo? Realmente, hay mucho más en esas imágenes de lo que parece, pero hay que saber mirar. Además, los objetos no estelares del espacio profundo requieren, como sucede con la observación planetaria o con la heliofísica, su propia variedad de telescopios astronómicos, adecuados a sus necesidades. Aquí no prima la nitidez de imagen, sino la abertura, es decir la capacidad de captación de luz. Éste es un campo fundamentalmente para grandes aberturas, aunque cualquier telescopio nos mostrará siempre cientos de objetos, con más o menos detalles.

La principal dificultad a superar es sin duda la de olvidar la forma de mirar que usamos de día inconscientemente cuando queremos ver mejor, y que de noche funciona únicamente si observamos detalles brillantes, como superficies planetarias o la Luna, pero que ante objetos de débil luminosidad es muy deficiente. En este caso debemos exponer a la luz regiones del ojo que no usamos habitualmente y que nos obligan a mirar de un modo que nos parece como poco insólito al principio (visión lateral o averted vision). Las zonas más sensibles además tienen diferente resolución y respuesta a los colores. Se ha de aprender, pues, una nueva forma de fijar con atención la mirada en algo, y dominarla correctamente lleva su tiempo. Además, extraer información de imágenes a menudo muy débiles no es sencillo al principio. Para mucha gente, estas dificultades crecientes, lejos de disuadirlos se acaban por convertir en estímulos: buscan lo más débil por el placer personal de ser capaces de llegar a su límite fisiológico. Con la experiencia adquirida de año en año el muestrario de objetos visibles con nuestro instrumento crecerá considerablemente, al tiempo que descubrimos nuevas características en objetos ya conocidos, y llegaremos cada vez más lejos en nuestras observaciones, hasta conseguir ver con nuestro telescopio objetos de una debilidad extrema, en su límite teórico. Todo es cuestión de paciencia y práctica.

3.6. El lugar, el equipo y las condiciones de observación

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Este es el tema que menos explicación precisa, una vez conocidas las condiciones ideales de una estación astronómica: un lugar alto, limpio, oscuro, y con visibilidad libre de obstáculos, en especial hacia el Sur y hacia el Oeste. Todo el mundo estará pensando acertadamente en una montaña, y así es. No olvidemos que observamos objetos débiles y de apariencia difusa, que son los que más pierden ante cielos iluminados como los de una ciudad. De ellos y de cualquier luz terrestre, se ha de huir siempre. Debemos procurar que toda la luz que llegue a nuestro ojo proceda del telescopio, y no de los alrededores: una anilla de goma entre el ojo y el ocular es muy práctica para evitar luces directas, pero cualquier sistema por tosco que sea es mejor que nada: "la capucha del monje" (monk's hood) hecha con mantas, una carpeta, una pantalla de diapositivas,... La protección cuidadosa de toda luz es lo primero que debemos conseguir, y una de las razones por las que un observador con experiencia ve más y mejor con telescopios incluso más pequeños.

Busquemos además un lugar resguardado del viento, y ello por dos motivos básicos: porque el viento zarandeará nuestro instrumento, restándole una fracción importante de su operatividad por buena montura que tenga, y además porque la sensación de frío se acentuará enormemente, y es importante para observar bien estar cómodo. Si por no tomar precauciones convertimos a la observación en una tortura, y no en lo que debe ser: algo muy agradable, nuestros días como aficionado estarán contados. En noches de invierno a -3º bastaría un poco de viento para que la sensación de frío equivaliese a -18º. La escasa movilidad que precisa la observación astronómica provoca unas pérdidas de calor corporal muy superiores a nuestro ritmo de producción. Aunque las noches no sean muy frías se ha de tener en cuenta el enfriamiento por inmovilidad que vamos a padecer, así que conviene siempre llevar abrigo de más. Las ropas acolchadas, que retienen aire caliente entre nuestro cuerpo y el exterior, son las más cómodas, ligeras y calientes.

Los valles y las llanuras no son adecuados por un motivo distinto: las tierras cálidas ceden de noche a la atmósfera el calor acumulado durante el día en forma de células convectivas. La formación de estas corrientes térmicas afecta significativamente a la calidad de las imágenes, enturbiándolas y alterando su color por las fluctuaciones erráticas del índice de refracción del aire, interpuesto entre nosotros y el objeto observado. La calidad de imagen o "seeing" es un factor fundamental para algunas observaciones que habitualmente requieren fuertes aumentos, como estrellas dobles o nebulosas planetarias. Los telescopios de pequeño diámetro o los prismáticos son menos sensibles al mal seeing que los grandes, cuya capacidad resolutiva excede la barrera atmosférica fácilmente. Por ejemplo, un buen reflector de 260 mm resuelve en condiciones ideales detalles de algo menos de medio segundo de arco. Sin embargo, en una noche cualquiera desde un lugar normal es difícil que la barrera atmosférica nos deje ver detalles de ese tamaño (el límite de resolución puede estar sobre los 1-2 segundos de arco). Unos prismáticos, por su bajo aumento, no advertirían más que fuertes centelleos, pero las estrellas seguirían pareciendo puntuales. La turbulencia hace bullir las imágenes de las estrellas y las agranda, afectando enormemente a nuestro poder de resolución, y disminuyendo nuestra capacidad para ver estrellas débiles. En noches de mal seeing de todas formas las observaciones de objetos no estelares están entre las que menos sufren por estos efectos.

Pero además de la inestabilidad, existen otros factores. Así, si nos encontramos en zonas húmedas, próximos al mar, o en valles, podemos encontrarnos con nieblas nocturnas y fuertes rocíos. El rocío en sí no es un problema serio si nuestro telescopio está debidamente construido y observamos una serie mínima de normas durante el período de precipitación. No así las nieblas, de no ser muy tenues, ya que a pesar de que las imágenes se vean mágicamente más estables, perderemos luz por la dispersión provocada por las finísimas gotitas. Se nos escaparán las estrellas más débiles, sobre todo a bajas elevaciones sobre el horizonte. Si la niebla es mínimamente consistente extenderá la influencia de los focos y luces parásitas, difuminado además los detalles y afectando las imágenes a aumentos elevados. En una montaña este tipo de problemas son menos frecuentes. Los refractores y prismáticos (y los oculares que se dejan sin protección), son más fáciles de empañar que los habituales reflectores newtonianos. Cuando una superficie empañe, nunca se debe secar frotándola con una tela, fieltro o papel suave. Idealmente debería calentarse con un secador de mano hasta retirar la humedad, o llevarse a una habitación caliente si es posible. De todas formas, lo más práctico es tomar precauciones y evitar el problema: tapar los prismáticos cuando no se usen, no dejar los refractores apuntando al cénit, etc... Si el rocío es verdaderamente intenso lo único que puede hacerse es esperar.

Las nubes son también muy negativas. Solo las de tipo alto permiten observar aceptablemente, sin molestas interrupciones. Resultan especialmente adecuadas las horas posteriores al paso de un frente frío o tras una tormenta. Si bien el aire será muy inestable, la transparencia y limpieza del cielo nos compensarán con creces. De estas noches guardaremos los mejores recuerdos. Las noches de Luna son muy poco aprovechables en tanto este astro sea visible, de no presentar una fase moderada. Así un 25% de las noches se pierden inevitablemente. Mientras la Luna se encuentre sobre el horizonte podemos concentrarnos en estrellas dobles, a las que afecta poco, o a variables, a las que sí afectará algo. Con un reflector grande, si nos protegemos de la luz directa, podemos observar de todas formas muchos tipos de objetos sin pérdidas muy graves de rendimiento, como nebulosas planetarias de alto brillo superficial y cúmulos abiertos o globulares.

Desde la ciudad raramente alcanzaremos la 4.5ª magnitud a simple vista, aunque dependerá del carácter y tamaño de la misma, su entorno, o incluso nuestra situación en ella. En el campo llegaremos fácilmente a la 6.3-6.5 mag, e incluso más, y desde lugares excepcionales podremos alcanzar hasta la 7.5 mag. Estos paraísos para el observador suelen ser poco accesibles, y por desgracia cada vez más raros. De todos modos, nunca perdamos la oportunidad de observar desde uno de estos sitios. Un instrumento de 200 mm puede así superar a otro de 300-350 mm, simplemente trasladándose a un lugar adecuado, y unos simples prismáticos pueden mostrarnos la Vía Láctea como jamás hubiéramos pensado que es.

Pero la cruda realidad es que en general nos tendremos que conformar con lugares bastante más mediocres. A pesar de todo, siempre se puede optimizar nuestro entorno y aprovecharlo al máximo. Desde la ciudad se puede hacer poco. Ciertas observaciones son menos afectadas que otras: estrellas dobles o variables y cúmulos estelares son los objetos de cielo profundo que mejor se siguen viendo en condiciones degradadas. Deben incrementarse mucho más allá de lo normal los aumentos para oscurecer el cielo y facilitar al ojo la detección de detalles tenues y estrellas débiles.

Existen filtros especiales (ver este artículo) que restringen las frecuencias de la luz que observamos a dominios donde nuestro objeto radia más que el entorno. Así, los DSF, o filtros de cielo profundo, eliminan el doblete del sodio (589.0 y 589.6 nm), que constituye la contribución fundamental de las farolas amarillas de las ciudades. El resto del espectro queda más o menos intacto. Para empezar hemos de saber que aunque lo usemos, veremos siempre mejor desde el campo sin él, que desde la ciudad con él. Pero si hemos de trabajar desde la ciudad es una herramienta valiosa: el fondo se oscurecerá y los objetos ganarán contraste. Por supuesto, no será necesario decir que tan sólo elimina el problema de las lámparas de sodio, y hay muchas otras lámparas que nos seguirán molestando. Para observadores más avanzados existen otros muchos filtros, diseñados para aplicaciones más específicas y desde el campo, tanto para observaciones visuales como fotográficas. Son muy notables los filtros nebulares, imprescindibles para observar nebulosas de emisión de baja luminosidad superficial en cualquier situación, y uno de los avances más importantes para la observación visual. Hoy en día hay los aficionados observan objetos impensables hace una década: débiles y prácticamente desconocidas nebulosas planetarias, complejos de emisión en otras galaxias, remanentes de supernova,etc..., extendiendo hasta límites increíbles la capacidad de observación y el muestrario de objetos a ver. Además, resulta muy interesante comparar las imágenes con y sin filtros: sus cambios nos indican la extensión e intensidad de regiones con diferente grado de ionización y de composición dentro de una misma nebulosa.

El equipo seleccionado para la observación debe ser función de qué se pretende hacer esa noche. Gran parte de lo que se lleva de hecho no se usa en absoluto, y la experiencia debe enseñarnos a descartar todo lo inútil. Entre el equipo fundamental debe contarse la linterna roja con pilas de reserva, el cuaderno de observaciones, papel borrador y material de escritura adecuado, una casette con cintas de reserva si queremos dictar, una calculadora programable, y los atlas y catálogos más útiles. Una buena idea es formar un libro único encuadernando conjuntamente las fotocopias de todo aquello que consideremos fundamental para llevar menos peso y no deteriorar los originales. Adicionalmente debe incluirse el instrumental preciso para la observación prevista (telescopio o/y prismáticos, oculares, filtros, cámara, etc). En segundo término vendría la bibliografía de campo suplementaria. Lo mejor, más que llevar libros, es una carpeta de fundas de plástico donde incluimos las listas de objetos seleccionados y el planning de la noche, las efemérides, y copias de los artículos, mapas y tablas especiales elegidos para la ocasión que nos harán falta. Y en tercer lugar vendrían los complementos no astronómicos: la ropa de abrigo, saco de dormir si se prevé descansar, comida y bebida, repelente de mosquitos, una mesa y sillas plegables, en fin: todo aquello que veamos que va a ayudarnos a hacer más cómoda y agradable la sesión nocturna. Con unos prismáticos, el libro de tablas y mapas, la linterna, material de escritura, y la calculadora, podemos formar un equipo móvil mínimo con el que se puede observar desde cualquier sitio y que se puede cargar fácilmente en una mochila.

Es interesante hacerse listas con el material que se debería llevar en cada ocasión, y que repasaremos al cargar el equipo. Si no lo hacemos, es fácil que se nos olvide coger algo fundamental (como los oculares), y darse cuenta de nuestro error en el campo, cuando ya es irremediable, puede suponer tener que volver a casa sin observar.

3.7. La preparación de una sesión de observación, la toma de datos y su registro

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Aunque todo cuanto hagamos se basará en trabajos de campo, las observaciones realmente comienzan mucho antes, cómodamente en casa, ante nuestros atlas y catálogos. La revisión de la bibliografía, artículos de revistas o conversaciones con otros aficionados nos sugerirán nuevos objetos. Habrá que ordenar estas sugerencias y formar una lista. Lo mejor que puede hacerse para evitar problemas con la calidad de la noche es que nuestras listas incluyan alternativas de diferente grado de dificultad, con el fin de cubrir todas las contingencias razonables.

Para observar cada objeto nuevo debe preverse en torno a una hora de tiempo, dejando un intervalo de descanso entre uno y otro, que rellenaremos revisando objetos ya conocidos o incompletos, o haciendo "turismo". Cuatro o seis objetos nuevos por noche bien estudiados son más que suficientes. Habrá casos especialmente notables o interesantes; la observación puede entonces fácilmente prolongarse gran parte de la noche, o incluso varias noches sucesivas. Si nuestros planes incluyen el seguimiento de alguna estrella variable, deberemos prever con antelación en qué momentos de la noche hay que interrumpir las observaciones para hacer las estimaciones de brillo, y previamente tenemos que habernos familiarizado con el campo y las estrellas de referencia. De esa forma, cuando llegue el momento, rápidamente nos desplazaremos a la zona, con pérdidas de tiempo mínimas. Confeccionaremos tablas con los instantes de medida y las estimaciones de luminosidad en grados, que ya en casa transformaremos en día juliano y magnitudes.

El medio más cómodo y compacto de registrar la información de cúmulos, nebulosas y galaxias es mediante dibujos o esquemas. Los dibujos nos obligan además a examinar con más atención la imagen, con la mejora de resultados correspondiente, y si han sido hechos cuidadosamente, podemos utilizarlos también para medir distancias o magnitudes de estrellas, con una precisión asombrosamente grande. Un motivo más es su uso posterior para futuras consultas: búsqueda de supernovas, comprobación de estrellas que hayan alterado su brillo en cúmulos abiertos, mapas detallados de búsqueda para nebulosas planetarias, etc. Existen demasiados objetos a recordar como para permitirse el lujo de prescindir de notas y dibujos. Cuando termine lo noche, todo lo que quedará será un recuerdo que poco a poco se esfumará; sin anotaciones tendremos la sensación de no haber hecho nada.

Técnica de representación: Se debe comenzar siempre por situar las estrellas de fondo con tanta precisión como sea posible, revisando constantemente el aspecto general del dibujo y comparándolo con el campo estelar. Debe partirse de un grupo inicial de tres o cuatro estrellas muy separadas, que se sitúan con máxima precisión, añadiendo después las intermedias, siempre refiriéndose a aquellas situadas anteriormente que sean más fidedignas, con el fin de no cometer errores acumulativos. Los principales motivos que explican las distorsiones son la falta de cuidado, el no revisar constantemente el aspecto global, y la acumulación de fallos al usar sucesivamente las últimas estrellas dibujadas para añadir más. Al principio hacemos pequeñas señales en el papel con un lápiz duro del número 3 ó 4, y tras acabar de situarlas todas, proporcionamos los brillos agrandando las estrellas con un lápiz más oscuro o un rotulador fino, hasta que ofrezca una buena representación del fondo. Los tamaños finales tienen que mostrar la suficiente variedad como para que sea sencillo apreciar diferencias de brillo; de lo contrario, se hará después difícil identificar el campo dibujado. Al final de todo se añade el objeto. Para ello se comienza por delimitar suavemente los bordes con señales poco visibles, haciendo lo mismo con el resto de los detalles internos. Después se usa un lápiz oscuro, sin apretar, y se rellenan las regiones marcadas. Finalmente se difumina suavemente empleando un lápiz de cartón (también llamado difumino) o las yemas de los dedos. El acabado final se completa a la mañana siguiente, mientras aun tenemos fresca la imagen en la memoria. Junto al dibujo debe indicarse: la escala (minutos de arco por centímetro normalmente), la orientación (puntos cardinales), y el aumento correspondiente al ocular principal que se ha usado. Otro dato interesante es la distancia a la que nos debemos situar para que veamos el dibujo con el tamaño que subtendía en el ocular, que se puede deducir a partir de la escala y del aumento. Si en el dibujo hay alguna estrella doble que no se puede dibujar como tal, alguna variable o estrellas de algún color llamativo o muy brillantes, deberían señalarse también. Los dibujos pueden examinarse en condiciones de luz deficiente para obtener una sensación similar a la que tuvimos al hacerlos. En los dibujos se exageran las características observadas, intentando siempre que no por ello se pierda el parecido con la imagen real. Si fuese exactamente igual a lo que vemos, a menudo no se distinguiría nada, porque los detalles suelen ser muy sutiles y poco visibles. Algunos observadores hacen los dibujos con lápices blancos sobre fondo negro, consiguiendo resultados aún más realistas. Por desgracia, este sistema es muy incómodo en la oscuridad, y no se consigue la precisión de las representaciones en negativo. Como apuntes de campo son preferibles las imágenes con fondo blanco y estrellas negras, ya que a partir de ellas siempre cabe la posibilidad de reproducir la imagen negativa, es decir tal como se ve al telescopio.

Las condiciones de la noche son otro factor determinante. Deben describirse con un cuidado especial las siguientes:

1. Magnitud cenital límite visible a simple vista y si se puede, constante de absorción. Se estima contando estrellas en ciertas zonas, o averiguando el brillo de la estrella próxima al cénit más débil que podemos ver con la ayuda de mapas especiales.

2. Transparencia o limpieza del cielo, fácilmente medible al observar el horizonte y parcialmente descrita con la constante de absorción o con la profundidad del horizonte (kilómetros visibles), o haciendo simplemente una estimación cualitativa (a-muy buena, b-buena, c-regular, d-mala, e-pésima).

3. Oscuridad, que es el factor más importante para la observación de objetos extensos. Indicamos el brillo superficial de fondo en magnitudes por segundo de arco cuadrado que medimos por desenfoque en un telescopio con portaocular graduado, o cualitativamente, tal como en transparencia. También pueden usarse las medidas de magnitud límite a simple vista para la estimación del brillo superficial de fondo, siempre que no existan factores distorsionantes (luces directas, nubes, nieblas, etc). Estos métodos los describiremos posteriormente.

4. Seeing o calidad de imagen, que nos da la estabilidad y perfección de las figuras de interferencia de las estrellas. Medible dando el tamaño en segundos de arco del disco falso de Airy, a comparar con el valor teórico. Pueden usarse también medidas cualitativas similares a las de transparencia basadas en el centelleo. Una medida complementaria interesante consiste en indicar los momentos de imagen estable para un intervalo de tiempo determinado.

5. Otras medidas: nubosidad (tipo de nubes y fracción de cielo libre), viento (dirección, constancia, e intensidad en grados Beaufort), presión (milibares, mm de mercurio o atmósferas), humedad relativa (porcentaje), temperatura (grados celsius). Debería darse también la situación del observatorio (latitud, longitud y altura sobre el nivel del mar). Además, la altura sobre el horizonte de los objetos en el momento medio de su observación fija la masa de aire (que es la secante de la distancia cenital, o ángulo complementario de la elevación sobre el horizonte), lo que nos permite con la magnitud límite cenital, la teórica del instrumento y la constante de absorción, predecir el brillo de las estrellas más débiles que seremos capaces de contemplar con el telescopio a cualquier elevación.

6. Fuentes especiales de perturbación, como Luna, focos de luz, obstáculos, luz zodiacal, rocío o nieblas.

Los comentarios que acompañan a los dibujos, o que en otras ocasiones los sustituyen, han de reflejar con precisión las impresiones que nos hayamos formado. Hay que evitar las descripciones vagas o basadas en sensaciones personales. Debemos cuantificar las descripciones todo lo que sea posible. Es muy cómodo dictarlas a un magnetófono en lugar de escribirlas in situ, evitando de esta forma el uso de la linterna y las molestias de anotar cuando el frío es intenso y nuestros dedos carecen de sensibilidad. Después las transcribimos en casa. Las anotaciones matizan y explican la visión que hemos tenido del objeto, y añaden más parámetros que enriquecen el registro (magnitud, colores, formas, detalles, aspecto con diferentes oculares, ideas que sobre la naturaleza astrofísica del objeto estudiado se nos hayan ido ocurriendo durante la observación, comparaciones con otros objetos conocidos, etc). La información recogida y analizada nos hará comprender la verdadera naturaleza de estos lejanos objetos y dará un sentido diferente al hecho de observar, no ya un simple placer estético, sino algo mucho más enriquecedor. Los objetos del espacio profundo, además de llamativos y llenos de retos para su observación práctica, nos hacen sentir la verdadera realidad del cosmos. Su estudio nos da la oportunidad de poner en práctica los conocimientos de astrofísica y cosmología que tenemos.

3.8. Acomodación de la vista a la oscuridad

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Si estamos lejos de toda luz, en el campo, bastan 15 minutos para que nuestros ojos alcancen una suficiente adaptación nocturna, aunque si el cielo está realmente oscuro el proceso se prolonga otros 15 minutos y se ganan casi dos magnitudes más. Más aún: el proceso de adaptación realmente puede seguir durante otros 90 minutos, aunque la ganancia es ya pequeña. Pero es necesario tomar apuntes, consultar libros, atlas, etc., actividades que necesitan luz. Usar una luz blanca supone repetir después todo el proceso de readaptación. Esta es la razón del uso de luces filtradas rojas, menos dañinas a nuestra vista adaptada a la oscuridad, y que reducen el período de reaclimatación a un 10%.

Insistimos en la necesidad de evitar a toda costa luces directas. Incluso desde la ciudad y con pequeños instrumentos pueden verse objetos considerablemente débiles si nos aislamos por completo de las luces del entorno y utilizamos los aumentos correctos. La visión nocturna plena es un proceso fotoquímico, no una simple cuestión de mayor o menor apertura de la pupila sin más. Debe haber una cantidad anormalmente alta de rodopsina o púrpura visual en el ojo para que seamos capaces de responder a estímulos débiles. El consumo de bebidas alcohólicas, fumar, o estar sometido a bajos niveles de glucosa o de oxígeno en la sangre disminuyen nuestra visión nocturna. En cambio, el azúcar la agudiza. Para más detalles sobre el funcionamiento del ojo en condiciones de luz deficiente y la predicción de visibilidad de los objetos no estelares puede consultarse este artículo.

Las horas previas a la sesión de observación nocturna idealmente deberíamos mantenernos alejados del Sol, o usar gafas oscuras que nos protejan la vista. Después de que el ojo haya estado sometido a un régimen de fuerte intensidad luminosa queda muy incapacitado para las observaciones de objetos débiles, y nos puede costar muchas horas recuperarnos.

3.9. Instrumentos de observación

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PRISMATISCOS

(Véase este artículo para una introducción mucho más completa)

Aunque apenas existen modelos diseñados especialmente para astronomía (tan sólo los de mayor diámetro que comercializan ciertas empresas), muchos de los construidos para uso terrestre son alternativas excelentes. Para cielo profundo recomendamos prismáticos de al menos 50 mm de diámetro. Los 10x50 o 12x50 son baratos y muy manejables, válidos tanto para la iniciación, como para guiar telescopios, exploración a gran campo, medida de magnitudes, excelentes para cielo profundo en general. Los de más de 15 aumentos requieren preferiblemente un trípode para una observación cómoda y debidamente aprovechada. A mayor aumento se consigue un fondo más oscuro y una mayor perceptibilidad de los objetos, pero se hace más necesario ayudarse de un trípode. Los prismáticos 20x60 muestran todos los objetos Messier, por ejemplo, y resultan muy económicos para sus prestaciones, pero por su elevado aumento exigen observar tumbado o mejor con la ayuda de un trípode; no son recomendables para iniciarse. A pesar de lo que se suele decir, los 7x50 son excesivamente luminosos para cielos de calidad mediana, el aumento algo bajo, y se pierde capacidad: es mejor emplear un aumento algo superior con el fin de oscurecer el fondo y maximizar la respuesta del ojo. Los prismáticos con zoom funcionan muy bien en ciertos casos, pero su calidad óptica media no está a la altura de los de aumento fijo por la interposición de más elementos ópticos, que suponen más pérdidas de luz por reflexión y absorción, y un empobrecimiento general de la calidad de imagen. Además suelen resultar relativamente caros (del orden de 25.000 pts). Las versiones más baratas del mercado dan un campo aparente variable, espectacular e inútil, y tienden a desenfocarse ligeramente al usar el zoom. También es frecuente que la desproporción entre ambos ojos se modifique al ampliar, con lo que se debe revisar de nuevo la colimación en cada ojo. En general por ese dinero vale la pena comprar unos prismáticos de aumento fijo de mayor diámetro o de mejor calidad.

Los 20x80 son comparativamente muy superiores a todos los que hemos probado, con un aumento válido para poder acceder a detalles pequeños dando un fondo oscuro, y con inercia suficiente como para poder observar a pulso si es necesario sin molestos temblores (si bien lo ideal es usar trípode para aprovechar todas sus cualidades). Su capacidad para observar galaxias y otros objetos pequeños es asombrosamente mayor a la de todos los demás ensayados por nosotros. Los 11x80 dan un cielo demasiado iluminado, de no estar en el campo y bajo buenas condiciones observacionales. Cuando el cielo está muy oscuro, los 11x80 resultan soberbios. En ambos casos se superan los 2.5 kg de peso, por lo que observaciones prolongadas sin trípode son difíciles. Los 11x80 pueden usarse como instrumentos de iniciación, pero resultan demasiado pesados para que se puedan considerar manejables.

Consideraremos mejores a unos binoculares cuanto mayor sea la abertura, menor el peso para un tipo de prisma dado (pero sin excederse: los demasiado ligeros tiemblan fácilmente), mayor la robustez mecánica, mejor el revestimiento antirreflectante, y mayor sea el campo aparente y la nitidez. Se debe buscar un cociente Diámetro/Aumento (llamado pupila de salida, ya que es el tamaño en mm del cono de luz al salir del ocular) de entre 3 y 5 preferentemente (7x50=7, 20x60=3, 20x80=4,etc...). Cuanto mayor es la pupila de salida, mayor es la luminosidad de fondo y menos fáciles de ver los objetos y las estrellas. El límite de 7 viene dado por el tamaño de la pupila humana dilatada al máximo (8.5 mm en condiciones ideales). Más allá de este límite el ojo no es capaz de captar toda la luz que le llega. Los objetos extensos se ven mal si el fondo está muy iluminado o son de pequeño tamaño. Las estrellas dobles requieren además ópticas que ofrezcan imágenes muy puntuales, aunque por los bajos aumentos jamás podremos aspirar a alcanzar el poder resolutivo ideal: con 7x50 se resuelven dobles de hasta 20 segundos de arco, si el brillo es adecuado; con 20x80 se consigue resolver dobles de 8 segundos en casos excepcionales. Respecto de estrellas variables, se ha dicho con frecuencia que los prismáticos son el instrumento "rey". Efectivamente, la facilidad de manejo y su gran campo convierte a estos pequeños instrumentos en extraordinarios. Con ellos se pueden tomar múltiples medidas en poco tiempo, y hay cientos de estrellas asequibles.

TELESCOPIOS

Evidentemente son los instrumentos más adecuados para la observación astronómica. Constan de un medio colector de luz (objetivo), que puede ser otro sistema de lentes o/y espejos, y un dispositivo amplificación, que puede ser un sistema de lentes (ocular), o no existir. En su salida puede haber un film fotográfico, un prisma o una red de difracción, un chip, un diodo o el ojo humano. Se apoyan en estructuras rígidas con al menos dos articulaciones llamadas monturas. En el caso de que una de sus articulaciones pivote paralelamente al eje de la Tierra se la llamará paraláctica o ecuatorial (ya que uno de sus ejes -el de ascensión recta-, sigue a los paralelos celestes) o ecuatorial (el ecuador celeste es el más grande de los paralelos celestes). Si pivota paralelamente al horizonte, se llamará azimutal (ya que los círculos de azimut son paralelos al horizonte), o terrestre. La montura es tan importante como la óptica. Debe ser cómoda, robusta y de movimientos precisos.

Cada tipo de observación astronómica tiene sus telescopios apropiados y a veces específicos, aunque hay algunos de aplicación más general. Para cielo profundo visual, es preferible sacrificar montura por abertura. Se han diseñado algunas que nos permiten mover suave y cómodamente enormes instrumentos, de hasta un metro de diámetro: la montura Dobson, en la que gracias a las propiedades mecánicas de sus materiales, los deslizamientos son suaves y graduales. Para cielo profundo fotográfico, en cambio deben usarse a la vez grandes aberturas con monturas ecuatoriales precisas y provistas de motores. Esto suele traducirse en telescopios muy caros, aunque existen objetos accesibles para cualquier sistema fotográfico, por sencillo que sea. Las monturas ecuatoriales no pueden apuntar con facilidad a altas declinaciones, y las azimutales a elevadas alturas sobre el horizonte. En la práctica, son las monturas azimutales las más perjudicadas, porque la zona más perfecta del cielo es siempre el cénit.

Los telescopios están diseñados fundamentalmente para ampliar detalles. Para modificar la ampliación, simplemente se intercambia el ocular, la inversa de cuya longitud focal nos da la potencia del mismo (aumento = focal del telescopio / focal del ocular). Los aumentos utilizables no son arbitrariamente altos: dependen del diámetro objetivo. Si excedemos los valores aceptables para ese diámetro, la imagen sería grande, pero oscura, borrosa y completamente inaprovechable. Sólo con grandes diámetros de objetivo sirven de algo aumentos elevados. La publicidad engañosa con este tema es desgraciadamente frecuente. Para objetos no estelares frecuentemente emplearemos aumentos reducidos, pero en ciertos casos será necesario aumentar exageradamente la imagen. Además, para que nuestra deficiente visión nocturna consiga hacer visibles pequeños y confusos detalles, también habrá que hacer uso de mayores potencias, aun a costa de debilitar dramáticamente el objeto. En estrellas dobles serán a la vez necesarios fuertes aumentos e imágenes perfectas. En cambio para variables, conviene poder acceder a campos grandes. Cada ocular en cada telescopio rinde de un modo distinto. Debe disponerse de una colección adecuada, normalmente 3 y una lente de Barlow. Con cada una de las combinaciones observaremos características diferentes en cada objeto: hay examinar la imagen a diferentes potencias y no conformarse con la imagen percibida con un único ocular.

3.9.1. TELESCOPIOS REFRACTORES

Tienen como objetivo un sistema de lentes. Son los telescopios de mayor perfección de imagen, con unas figuras de interferencia puntuales en las que la luz se concentra máximamente en el centro y mínimamente en los anillos, lo que resulta ideal para observar estrellas dobles. Su tolerancia en el tallado es mayor que en reflectores, y por debajo de 10 cm son claramente preferibles. No precisan mantenimiento, ni frecuentes centrados de la óptica. Difunden menos luz que los reflectores, lo que se traduce en imágenes de cúmulos, nebulosas y galaxias más contrastadas y vivas. Sin embargo, su diámetro es limitado, ya que el objetivo, debiendo apoyarse por sus bordes, se deforma bajo su propio peso. La aberración cromática intrínseca al fenómeno de refracción casi siempre se consigue corregir sólo de forma parcial, y en todo caso el paso de la luz a través del vidrio siempre provoca pérdidas de luz por absorción. Cuando el objetivo es un doblete, queda siempre un halo azulado de luz espúrea en torno a las estrellas brillantes. El coste suele ser muy superior al de un reflector, en general de 2 a 8 veces (apocromáticos). Las relaciones focales son generalmente elevadas (F6 a F15) y las aberturas asequibles, reducidas, lo que restringe su uso para cielo profundo, salvo en estrellas dobles. Para las observaciones de cielo profundo, los refractores son preferibles a los reflectores únicamente si la abertura está por debajo de los 10-12 cm. Al comprarlo debe prestarse máxima atención a la aberración cromática, que es el defecto "por excelencia" de estos instrumentos. Conviene que tenga, además, tornillos de regulación en el objetivo para permitir su alineamiento, que muy pocas veces habrá que variar. Preferible en montura ecuatorial. Las pruebas de calidad óptica deben hacerse en el campo, pero comprobemos en la tienda que el objetivo no muestra irisaciones, ni estrías, ni burbujas, ni reflejos anómalos. Debe observarse la masa de cristal perfectamente homogénea y con reflejos mínimos.

En los refractores, el tubo suele tener una longitud considerable y la imagen se forma en el extremo inferior del tubo. Estas características prácticamente nos obligan a incorporar un elemento óptico adicional (un prisma de reflexión total o un espejo a 45º), que desvíe perpendicularmente la imagen y nos permita observar en una situación cómoda. Además, la montura debe ser bastante alta, con el fin de separar el extremo inferior del tubo óptico del suelo. Los refractores grandes (más de 150 mm) son demasiado aparatosos y exigen monturas demasiado voluminosas: son instrumentos fijos. Más allá de los 110 mm de diámetro, la transportabilidad se hace muy precaria. Cuando sea necesaria una alta calidad de imagen conviene evitar el uso del prisma, pero no debe sacrificarse cierto necesario grado de confort cuando sabemos que su uso no va a tener ninguna consecuencia grave en la observación: el estar cómodos también aumenta nuestro rendimiento. Otro punto a favor del prisma es que hace que nuestra mirada se dirija hacia el suelo, de modo que se puede observar con ambos ojos abiertos, con menos fatiga y sin deslumbramientos.

3.9.2. TELESCOPIOS REFLECTORES

Existe una enorme variedad de telescopios que usan espejos y combinaciones de espejos y lentes. Para un diámetro dado, son notablemente más baratos que los refractores homólogos. Además, al reflejar la luz, no tienen aberración cromática (en cuanto al objetivo se refiere, claro está). Otra ventaja es la posibilidad de construir telescopios hasta a F/4, muy cortos, transportables, luminosos, compactos y con un gran campo. Pueden adoptar relaciones focales adecuadas para todos los tipos de observación. Todas estas características los convierten en los telescopios para cielo profundo por excelencia. Además, el usar un espejo que se apoya sobre toda una cara le da otra ventaja importante: pueden diseñarse celdas que impidan deformaciones gravitatorias, al apoyar el peso en múltiples puntos, y así pueden alcanzarse aberturas imposibles en refractores.

Sin embargo, es necesario recubrir de aluminio el espejo más pronto o más tarde, generalmente al cabo de 5-10 años, período que varía según la actividad que ha tenido el telescopio y el cuidado en su mantenimiento. Puede presentar aberraciones geométricas, en especial coma y aberración esférica. Otra gran desventaja es la necesidad de emplear un segundo espejo que saque del eje óptico la luz reflejada por el espejo principal (algunos diseños lo evitan inclinando el espejo primario). Este segundo espejo quita luz al disco falso de Airy de las estrellas y engruesa los anillos de interferencia, con lo que obtenemos una peor calidad de imagen, inevitable en los montajes habituales. Además va a ser preciso reajustar la alineación de la óptica con frecuencia. El espejo debe reflejar sin distorsiones, no debe tener burbujas en la superficie, ni zonas "oscuras". Como en refractores, las pruebas definitivas deben hacerse en el campo ante patrones, ya sea observando imágenes de interferencia a alto aumento o resolviendo dobles cerradas.

Se ha criticado siempre la calidad de las imágenes. Efectivamente, la calidad es inferior a la de un refractor del mismo diámetro, y siempre lo será por la obstrucción central, por muy bien que se haya construido (realmente la diferencia puede ser casi indistinguible). Pero por el ahorro de precio puede construirse uno siempre algo mayor, con lo que esta desventaja es insignificante en la práctica. Lo prioritario en cielo profundo es la captación de luz, es decir, el diámetro del objetivo, no ya tanto la calidad de imagen.

Los diseños más habituales son:

1. La configuración de Newton, la más popular y extendida, con un espejo primario parabólico y un secundario plano inclinado 45º en el centro del eje óptico.

2. La de Cassegrain tiene un primario parabólico y un secundario hiperbólico que multiplica la focal y lo hace compacto, de prestaciones similares a un refractor, pero caro por las dificultades del tallado.

3. La cámara Schmidt es un telescopio fotográfico de cualidades extraordinarias, capaz de cubrir amplias zonas del cielo. Existen versiones para aficionados de 200 mm de abertura.

4. Los telescopios Schmidt-Cassegrain optimizan el tamaño del secundario y cierran el tubo con una placa correctora, que aisla al espejo, pero que fácilmente se puede empañar.

5. Los telescopios de Maksutov tienen un espejo esférico y una lente correctora que neutraliza la aberración esférica. Son fotográficos.

6. Los telescopios Gregory-Maksutov o Maksutov-Cassegrain son variantes visuales del anterior, de buen rendimiento óptico.

3.9.2a REFLECTORES NEWTON:

Son los telescopios más usados, económicos, versátiles y preferidos de los aficionados con obstrucciones centrales mínimas. Indiscutiblemente son los "reyes" del cielo profundo, especialmente en montura azimutal Dobson, muy extendida hoy en día. Los reflectores Dobson son notables por su manejabilidad, que los hace estupendos para observar y anotar visualmente. En montura ecuatorial, de no disponer de un mecanismo de giro del portaocular, son muy incómodos a partir de 1.5 m de focal.

3.9.2b REFLECTORES SCHMIDT-CASSEGRAIN

Especialmente populares para los observadores de cielo profundo pese a su elevado precio, por ser muy compactos, ligeros y transportables, tener una montura firme y bien motorizada, y resultar sumamente cómodos para el observador, que siempre tiene el ocular en una posición accesible, y puede manipular los mandos sin esfuerzo. Además existen accesorios que hacen aún más cómoda y agradable la observación, desde motores para ambos ejes hasta cámaras CCD y ordenadores que controlan el instrumento y hacen las búsquedas automáticamente. El sistema de enfoque permite sujetar grandes pesos sin que afecte a la imagen, ya que se desplaza el objetivo, no el ocular, aunque el contrapesado no es sencillo por la corta longitud del tubo óptico. La relación focal suele ser elevada, F/D 10 en general. Pocas desventajas tiene. Ya hemos comentado su exagerada susceptibilidad a empañarse, aunque es solventable con parasoles, dispositivos calefactores o secadores manuales. Sin embargo, la principal y quizás definitiva es el precio, muy encarecido por costos de importación. Otra es la gran obstrucción central, mucho mayor que la de un Newton. También es importante la falta de posibilidad de regulación del espejo primario: si viene mal alineado de fábrica hay que devolverlo. El propio sistema de enfoque, bueno por un lado, tiene su cruz: hay siempre pequeñas desviaciones laterales de la imagen al cambiar el ocular y enfocar. A pesar de todo las imágenes que con ellos hemos visto son verdaderamente extraordinarias y, sobre todo para astrofotógrafos, lo recomendamos muy especialmente.

OCULARES

Tan importante como la calidad del telescopio es la calidad de los oculares que con él se usan. Existe una enorme variedad de tipos en el mercado, si bien en tiendas corrientes apenas se encuentran de cuatro o cinco modelos. Los oculares deben escogerse siempre en función del telescopio al que están destinados. Los instrumentos más corrientes para la contemplación del espacio profundo suelen ser de corta relación focal, muy intolerantes con las aberraciones ópticas, defectos de centrado, y oculares mal corregidos. Los oculares así han de tener especiales exigencias de diseño, muy rígidas para conseguir corregir las distorsiones en las regiones periféricas del cono de luz, donde el frente de ondas presenta una fuerte curvatura.

Así, podemos emplear un juego de oculares Kellner con refractores a F/12, pero este juego no será adecuado para nuestro reflector a F/5. Será preciso usar oculares mejor rectificados si es que queremos disfrutar de toda su capacidad. Los ortoscópicos son una mejor elección en este caso. Pero además, debemos inclinarnos por aquellos oculares que ofrezcan campos aparentes tan grandes como sea posible, sin que esto suponga una merma excesiva en la calidad de la imagen. Los más diseños más recomendables son König, Super-Plössl, Plössl, Erfle y los diseños de campo extra-amplio, y ya tras ellos los Ortoscópicos y Kellners. Los Huygens, Mitzenwey y Ramsden no funcionan correctamente en telescopios de corta focal, y tienen campos aparentes demasiado reducidos; debemos rechazarlos si es posible. Los ortoscópicos y monocéntricos están mejor corregidos geométrica y cromáticamente, pero su campo aparente, bueno en observaciones de planetas, es frustrantemente pequeño en las del espacio profundo. Pueden usarse para observar a aumentos elevados (comprar sólo de focales cortas). Debe además atenderse, y mucho, a la eficacia del recubrimiento antirreflectante, en especial cuando el ocular es complejo e incluye 4 o más lentes. Los mejores oculares (Panoptic, Nagler, Radian, etc) incluyen 6-8 lentes y cuestan lo que un pequeño telescopio, pero mejoran de forma extraordinaria la capacidad del telescopio.

LENTES DE BARLOW

Tradicionalmente se ha criticado estos artificios multiplicadores de la focal, a causa de su inadecuado índice de refracción. Hoy en día se producen en cambio lentes de Barlow con una calidad excepcionalmente buena, que dan imágenes completamente corregidas, y multiplican la capacidad de los oculares. Todavía coexisten modelos muy antiguos, así que atención a cuales se compran. Existen también lentes telecompresoras, que reducen la focal del telescopio, útiles para astrofotografía. Las lentes de Barlow son muy interesantes para usar con oculares de focal larga o media, que con ellas ofrecen estupendas imágenes a mayor aumento.

3.10. TECNICAS DE OBSERVACION DE OBJETOS NO ESTELARES

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Visión escotópica o nocturna

Como ya hemos mencionado, el primer vistazo a través de un telescopio puede ser una decepción para aquellos principiantes que no cuenten con un gran telescopio, que esperan ver imágenes semejantes a las magníficas fotografías que los profesionales toman. La observación visual no permite ver colores tan vivos, pero nos muestra en cambio el cielo de un modo distinto y sugestivo que hemos de saber apreciar, y que en ciertos aspectos es muy superior a la astrofografía. Un film fotográfico se comporta de un modo radicalmente diferente al ojo humano bajo estímulos luminosos débiles, procedentes de fuentes extensas. Su estudio nos permitirá conocer el modo óptimo de observar.

Rotundamente debemos afirmar que debe haber una atención activa por nuestra parte: no es suficiente con poner el ojo tras el ocular y creer que ya con ello vamos a ver maravillas. Observar es un arte, y en todo arte la experiencia es fundamental. Para empezar, debemos entender que nuestro instrumento de observación es triple: el telescopio, el ojo y el cerebro. Si cualquiera de los tres no rinde adecuadamente, de nada sirven los demás. Un telescopio maravilloso en manos de un observador torpe y chapucero es completamente inútil.

El ojo humano es un órgano asombroso y extremadamente sensible. Puede responder a un rango de intensidades de luz muy superior al de un film fotográfico, que se satura, pero, por el contrario, la porción del espectro que capta es muy reducida: tan sólo de 380 a 740 nanómetros. La zona donde se enfoca más perfectamente la imagen en nuestros ojos es extraordinariamente pequeña y se denomina fóvea. La fóvea es rica en un tipo de células sensibles a los colores bajo fuertes intensidades de luz: los conos. Sin embargo, no contiene células sensibles a débiles estímulos, que son las que nos interesan para la visión nocturna. Estas células, denominadas bastones, son 10000 veces más sensibles que los conos, pero no responden a los colores, de ahí que en la penumbra, aunque distingamos las formas, no veamos colores. Si en lugar de mirar directamente a una galaxia la miramos de reojo, fijándonos unos 12 grados a la derecha si miramos con el ojo derecho, notaremos que parece más brillante. Esto se debe a que la imagen se enfoca en una región más rica en receptores de alta sensibilidad. A esta técnica, imprescindible en cielo profundo, se la denomina "averted vision", o "visión lateral", y debe ser usada continuamente en estudios telescópicos. Es importante el entrenamiento para que nos acostumbremos a esta insólita forma de mirar y localicemos éste y otros puntos sensibles, puesto que hay más zonas en el ojo análogas.

Se dice que un film es superior al ojo humano porque puede entre otras cosas sumar luz con el tiempo y así intensificar las imágenes, mientras que el ojo, no. De día, bajo luz brillante, es cierto, pero no de noche: el tiempo colector de luz es de 0.1 segundos bajo luz brillante,...y de 6 segundos bajo luz débil. Esto quiere decir que si esperamos el tiempo suficiente al ocular sin desplazar la zona del ojo que recibe la imagen, el objeto se irá abrillantando, hasta alcanzar el máximo a los seis segundos. Esta es una de las razones por las que un observador veterano ve más y mejor que un principiante. A medida que transcurre la noche, comenzamos a acusar el esfuerzo realizado y vamos viendo peor. Pero no es que nuestros ojos estén cegados y ya no respondan a la luz, sino que la fatiga hace que se muevan más y no puedan enfocar exponiendo la misma zona fijamente, y por tanto el efecto de sumar luz ya no es posible. A veces, en las largas noches invernales, conviene sacrificar un par de horas y dormir para recuperarse. La fatiga ocular se produce también cuando el enfoque no se hace correctamente, a infinito, y el ojo se ve obligado a esforzarse para acomodarse. Unos prismáticos con los oculares desproporcionados fatigan la vista aún más rápido. Cuando observemos al telescopio, conviene si se puede tener ambos ojos abiertos, bien protegidos de las luces, y enfocar siempre con mucho cuidado. Tener un ojo cerrado y el otro abierto es otro motivo de fatiga ocular y de peor rendimiento de imagen. También una linterna usada con excesiva frecuencia o demasiado brillante cansa el ojo.

Otro punto interesante son los aumentos. Los observadores de cielo profundo ocasionales han convertido en un falso tópico la idea de que para cielo profundo hay que actuar siempre a aumento mínimo y los únicos instrumentos útiles son los reflectores de corta relación focal. Con la práctica, acabaremos por reconocer que esto no es así en absoluto. Cualquiera que haya observado mínimamente sabe que es difícil ver detalles a bajo aumento en una nebulosa, aunque sea grande y relativamente brillante...¿porqué?. Pues porque bajo débiles intensidades luminosas, la retina tiene un poder de resolución mucho peor que con luz abundante. Este hecho es fácilmente comprobable: basta con intentar leer un libro con luz de Luna. Es inmediato darse cuenta de que hay que acercarse mucho para leer bien. Esto se debe al modo en que nuestro cerebro procesa las imágenes: si hay poca luz y la respuesta no es clara, se compara la señal con la dada por las células vecinas, y puesto que en esas condiciones el ruido puede ser importante, frecuentemente se desecha.

También se suele decir que con el aumento mejora el contraste entre el objeto y el fondo. Esto es falso: el contraste es el mismo en todo momento. Lo que verdaderamente sucede es que al ojo se le hace más fácil distinguir una mancha débil grande que una más pequeña y brillante, porque no es un receptor pasivo: el sistema de detección está también formado por el cerebro, que analiza esa imagen. Así, a medida que aumentamos la imagen del objeto difuso, cada vez se ve mejor. Esto es cierto hasta un aumento concreto, a partir del cual el objeto se debilita más rápido que crece la sensación producida en el cerebro.

En las zonas más sensibles del ojo hay varios bastones conectados a un único nervio, con lo que la resolución espacial es peor. Con el uso de un mayor aumento centramos la zona de interés y mejoramos nuestra capacidad de respuesta. Si pudiésemos ver una misma imagen en cada ojo, la relación señal-ruido aumentaría al disponer de más comparadores para un mismo punto, y veríamos muchísimo mejor. Esta es la razón de una de las ventajas que los lectores apreciarán cuando usen prismáticos. Como experimento, es interesante comparar la imagen binocular de unos prismáticos con la que ofrece un solo ojo si cerramos el otro: la mejora es muy importante. Pero...¿qué sucede con telescopios? Existen dos variantes:

1. Situar dos telescopios en paralelo idénticos y con los mismos oculares de modo que podamos mirar con un ojo en cada telescopio, como en unos descomunales prismáticos. La mejora en la imagen es grandiosa. Sin embargo, las dificultades mecánicas para la construcción y el centrado de estos montajes no se quedan a la zaga, lamentablemente.

2. Utilizar uno artificio llamado "cabezar binocular", que consiste en un juego de prismas y lentes con los que puede fraccionarse la imágen en dos, usando un ocular para cada ojo, que recibe menos de la mitad de la luz original. También se observan mejoras: incluso dividiendo la imagen del telescopio en dos mitades y a pesar de la consiguiente pérdida de luz por división y absorción, se gana prácticamente media magnitud, y eso sin contar con la menor fatiga del observador cuando usa ambos ojos.

Esto nos conduce a otro punto fundamental: para ver detalles en un objeto debemos forzar la imagen aun a costa de debilitarla. Algo que aprendemos a hacer sin saber porqué. En condiciones normales, podemos resolver fuentes puntuales distantes un minuto de arco, pero si esas fuentes son débiles, nuestro poder separador (de ello cualquier observador de estrellas dobles da fe) es nada menos que de... ¡30 minutos!. La regla de los 2.4 diámetros como aumento óptimo que vimos para estrellas dobles no es aplicable a objetos difusos: cúmulos, nebulosas y galaxias: en este caso, el aumento máximo alcanza niveles muy superiores, de hasta 20 diámetros (en un reflector de 150 mm, teóricamente casi 2000 aumentos, que prácticamente jamás podremos usar). En la práctica nos ceñiremos a unos 4 ó 5 diámetros, cuando el brillo del objeto lo permita, salvo casos muy excepcionales.

De hecho existe un aumento óptimo para ver con máxima perceptibilidad un objeto o un detalle, función de los brillos superficiales de fondo y del objeto, del tamaño angular, y del telescopio que estamos empleando, cuya estimación veremos más adelante, y que puede programarse en una calculadora. El proceso es un poco complejo, iterativo, y exige sucesivas interpolaciones en una siuperficie. La estimación del aumento óptimo ofrece resultados adecuados cuando el objeto es presumiblemente muy difícil. El que la predicción de visibilidad sea negativa tampoco supone que no pueda verse: estos cálculos simplifican el objeto como si fuera una elipse de brillo superficial uniforme. Además, los datos corrientes de magnitud en la bibliografía a menudo no son visuales o están extrapolados, y los de tamaño corresponden a fotografías de larga exposición, por lo que siempre existe bastante incertidumbre.

Un objeto estático es más difícil de percibir que uno en movimiento. Esta propiedad de nuestra vista nos ofrece una posibilidad nueva de detección: cuando no veamos un objeto por ser casi tan brillante como el fondo, si movemos ligeramente el tubo del telescopio o los prismáticos podremos detectarlo con más facilidad. La visión lateral es muy sensible a una imagen fugaz.

Para observar colores convendrá concentrar la luz al máximo: actuar a mínimo aumento, usar visión directa y emplear telescopios de corta relación focal, ya que son los conos las células que nos interesará estimular.

El mejor telescopio

¿Cual es el mejor telescopio? Es discusión ilimitada en los círculos de aficionados. La respuesta es "aquel con el que se vaya a observar más". Y con ello, surge otra pregunta: "¿qué se quiere observar?" Incluso si la respuesta es "cúmulos, nebulosas y galaxias", aún es preciso concretar más. Hay una serie de puntos fundamentales, más o menos contrapuestos:

1. En cielo profundo es prioritaria la abertura, no la focal. Este es el factor primordial que debe marcar nuestra elección. La mínima abertura aconsejable son 150 mm, aunque con una abertura así apenas podremos ver detalles en la mayor parte de los objetos, sólo en los más luminosos.

2. No existe una abertura adecuada para observar óptimamente todos los tipos de objetos, aunque hay objetos adecuados para todas las aberturas, incluso a simple vista.

3. Un telescopio de larga focal no tiene porqué ser ni mejor, ni peor (su poder de resolución es el mismo): sencillamente, está más capacitado para dar imágenes a mayor potencia. Sin embargo, su tallado es menos complejo, es más tolerante con las imprecisiones de alineación, y dispersa menos luz -lo que da más viveza y nitidez a las imágenes, que se ven más contrastadas-. El resultado final es un instrumento muy aparatoso, pero de una perfección de imagen difícil de conseguir con instrumentos equivalentes de menor relación focal, que corrientemente dan un rendimiento peor (los Cassegrains y otros telescopios compactos son un caso a parte).

4. Si nuestro instrumento va a ser móvil, hay que valorar su tamaño y peso, que debe permitir su traslado. Puesto que deberemos buscar cielos limpios y oscuros, este factor es extremadamente importante.

5. Un telescopio de corta focal es más compacto, transportable, y generalmente más cómodo de usar. Si la relación focal es corta, hay que proveerse de oculares de muy alta calidad. Los campos máximos de trabajo son muy grandes: 1.5 grados para un reflector de 260 mm a F/D 4.7, por ejemplo. Estos instrumentos dan imágenes de peor calidad a los de alta relación focal y serían deficientes para la observación de planetas, pero dan excelentes resultados en espacio profundo. El colimado y el enfoque es a menudo más complejo y sensible a los errores.

6. La montura debe ser firme y debe permitir apuntar a cualquier punto de la esfera celeste con precisión, así como seguir su movimiento aparente.

La elección de los aficionados especialistas en este campo suele basarse en los puntos 1 y 4: reflectores newtonianos de gran abertura y corta relación focal. En absoluto esto significa que las observaciones se hagan a aumentos muy bajos. Las verdaderas razones por las que los observadores de cielo profundo empleamos instrumentos de corta relación focal son:

● Por la necesidad simultánea de grandes diámetros y de trasportabilidad del telescopio. Necesitamos llevar el telescopio a lugares alejados de las ciudades, limpios, y oscuros.

● Para poder acceder a campos grandes ocasionalmente, cuando se observan grandes cúmulos o nebulosas, y para facilitar las búsquedas por star-hopping.

● Para poder fotografiar con exposiciones más breves.

Los refractores, muy adecuados para estrellas dobles, suelen tener una relación focal elevada, normalmente entre 9 y 15. Estos instrumentos pueden sernos útiles ante fondos iluminados, pero son caros en relación a la abertura, y es la abertura lo principal en cielo profundo. Por debajo de 10 cm de diámetro son mucho mejores que los reflectores, pero el precio se dispara a partir de este diámetro, desgraciadamente. Los sistemas compactos, especialmente Schimdt-Cassegrain, son muy útiles para astrofotografía. Para observación visual resultan excelentes también, siempre que el diámetro sea al menos de 150 mm. Para una misma inversión de dinero, el mejor telescopio para espacio profundo es el de mayor diámetro que nuestro presupuesto nos permita, y la elección así queda muy clara: un reflector newton en montura Dobson de relación focal adecuada, tal que el tubo no exceda el metro y medio o dos metros, ya que debe valorarse mucho la manejabilidad y la posibilidad -mejor dicho, necesidad-, de desplazarlo al campo. Un instrumento de como mínimo 20 cm a F/D 6 es casi el instrumento ideal, que podemos construir nosotros mismos por unas 30000 pts, menos dinero del que nos costaría el más pequeño de los refractores serios. Esos pequeños refractores que se venden con monturas endebles y tubos plástico no sirven para nada y hay que rechazarlos categóricamente.

Muchos telescopios presentan el problema de dar fondos iluminados y bajos contrastes. La suciedad y el polvo en los oculares y en aquellos puntos de la óptica donde se concentra la luz provoca no sólo un empeoramiento del contraste, sino también una importante pérdida de luz por dispersión. En consecuencia, debemos mantener la óptica limpia, pero sin exagerar: limpiar cuando sea necesario y no por "vicio", ya que en cada limpieza la rallamos un poco y desgastamos algo el metalizado.

El interior del tubo del telescopio y el portaoculares debe estar pintado de negro mate, y debemos asegurarnos que las dimensiones del tubo impiden entradas directas de luz al ocular. Debemos evitar los telescopios con la óptica expuesta y sin protección, muy sensibles a las turbulencias térmicas originadas por nuestro propio cuerpo y a la suciedad.

Un tema muy importante es el colimado de la óptica. Es preferible antes de empezar a observar tomarse el tiempo necesario para un perfecto centrado (bastarán cinco minutos). Brevemente, decir que el centrado se realiza en dos etapas. La primera, un simple alineamiento geométrico manipulando los tornillos de regulación, nos da un centrado aproximado, y puede hacerse de día, o ante una superficie iluminada de noche. La segunda etapa consiste en corregir las pequeñas desviaciones residuales de la etapa anterior optimizando la imagen de interferencia de una estrella observada a alto aumento, enfocando de un modo progresivo. No debemos limitarnos a la primera etapa: debe mejorarse siempre en lo posible la óptica, especialmente si vamos a observar a alto aumento.

Un concepto útil se el de pupila de salida, relacionado con el concepto "luminosidad", y que no es más que el tamaño del cono de luz al salir por el ocular, como ya explicamos en el punto 9a de este bloque práctico. Nuestro ojo en las mejores condiciones puede dilatar su pupila hasta 7 mm (8.5 mm en casos excepcionales), pero con la edad esta capacidad se hace menor, y además, las partes exteriores del cristalino distan bastante de ser perfectas, por lo que no es aconsejable forzar más allá de pupilas de 5 mm, si es que queremos ver con nitidez. No será preciso insistir en que si la pupila de salida es mayor que la nuestra perderemos luz; no obstante conseguimos campos superiores, lo que puede convenir en ocasiones. Para observar cúmulos abiertos es acertada una pupila de entre 3 y 7 mm, mientras que para cúmulos globulares conviene una pupila de entre 3 y 1mm, de entre 4 y 1 para galaxias, y de entre 2 y 0.5 mm para nebulosas planetarias. Como ejemplo, supongamos que queremos observar una nebulosa planetaria estándar, como la Anular de Lyra, con un reflector de 260 mm a F/D 4.7. Deberemos conseguir una pupila de salida entre 2 y 1 mm, lo que quiere decir que necesitaremos entre 130 y 260 aumentos, es decir, oculares entre 9 y 5 mm. En este caso particular podremos incluso incrementar la potencia hasta el doble o el triple para verla óptimamente, ya que su brillo superficial es elevadísimo.

La capacidad de aumento está limitada por fenómenos de interferencia de la luz en el telescopio y por la degradación atmosférica. En la práctica, es difícil encontrar lugares donde el poder de resolución sea inferior a 0.5 segundos de arco. Puesto que el poder de resolución se obtiene dividiendo 116 entre el diámetro en mm, podría pensarse que no tiene sentido trabajar con telescopios de más de 260 mm... pero no olvidemos que el poder captador de luz sigue aumentando. Un telescopio de buena factura tiene un aumento resolvente (el que nos muestra todo cuanto da de sí) igual al diámetro en mm, y un aumento máximo de dos y de hasta cuatro diámetros, que aunque no mejoren en sí la imagen, sí nos la hacen más cómoda. Los aumentos absolutos máximos están en torno a los 350-500 debido a la barrera atmosférica. Para observar objetos débiles y difusos pueden superarse ampliamente estos límites, puesto que el ojo tiene un poder resolutivo mucho peor que los límites que impone la atmósfera

3.11. ASTROFOGRAFIA Y DISPOSITIVOS DE CARGA ACOPLADA

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La fotografía es una herramienta muy poderosa. Un buen negativo puede ser una fuente de información valiosa, y su análisis nos permite hacer estudios interesantes sobre muchos objetos del espacio profundo. Los medios necesarios son variables, pero suele hacer falta un telescopio de un mínimo de 10 cm de diámetro sobre una montura ecuatorial sólida y bien motorizada, junto a algunos accesorios especiales para adaptar la cámara o portaplacas a la salida del ocular y ayudar al control del proceso de exposición. Las fotografías muestran los objetos ricos en detalles y exageradamente coloreados, superando el límite de sensibilidad del ojo en ciertos casos. Sin embargo, los objetos más pequeños requieren exposiciones que suponen la degradación final la imagen por la agitación atmosférica. Las nebulosas planetarias o los cúmulos globulares en general se ven mejor visualmente con el mismo telescopio que a través de una fotografía. Un ojo entrenado es capaz de ver casi lo mismo que se ve en una excelente fotografía, solo que con más trabajo y de un modo más subjetivo.

Una fotografía de calidad exige un guiado cuidadoso, muchos minutos de exposición, un instrumental caro, y mucha práctica. Pueden conseguirse también resultados aceptables con un teleobjetivo situado en paralelo sobre un instrumento ecuatorial. Debemos comenzar por alinear cuidadosamente el eje de ascensión recta del telescopio al polo celeste. Mientras dure la exposición, habrá que chequear constantemente la estrella guía elegida, que nos obligará periódicamente a hacer uso de los motores para devolverla al centro del retículo.

Hay varias modalidades de seguimiento. Muchos telescopios llevan un segundo instrumento fuera del eje, que permite apuntar a estrellas de guiado más convenientes, lo que en muchas ocasiones es una ventaja, pero que exagera los defectos de alineación del eje polar. Los motores corregidos periódicamente trazan sobre el negativo errores periódicos. Para que estos defectos sean despreciables en el film, el control en el seguimiento debe hacerse a fuerte aumento, y corregir lo antes posible las ligeras desviaciones.

La matriz fotosensible puede ser exaltada mediante diversos procesos químicos y físicos, o procesada en el laboratorio para mejorar la calidad de la imagen final. También in situ puede mejorarse la respuesta de una película con una cámara fría, donde el negativo es enfriado a varios grados por debajo de cero mediante una corriente eléctrica, por efecto Peltier. Un telescopio de corta relación focal consigue imágenes más pequeñas, pero con mayor rapidez, lo que implica menores exposiciones y por tanto, menos problemas potenciales de seguimiento. Las cámaras Schmidt son los telescopios fotográficos más perfectos y rápidos, con los que se consiguen maravillosas imágenes a gran campo.

Las mejoras tecnológicas han introducido cambios drásticos en el mundo de la astronomía amateur. La revolución más significativa es la llegada de los dispositivos de carga acoplada o cámaras CCD. Estos accesorios presentan unos rendimientos increíbles. En unos minutos de exposición nos muestran estrellas varias magnitudes más débiles que el límite teórico visual. La astronomía CCD aún debe superar grandes problemas: campos muy pequeños (por el reducido tamaño de la matriz de diodos), enormes ficheros de imágenes, dependencia de ordenadores, reducción del nivel de ruido de origen térmico, y por supuesto, elevado precio.

Todos estos problemas están más o menos en vías de solución. En favor de esta técnica hay que destacar la elevadísima sensibilidad y eficiencia, que permite trabajar desde la ciudad con resultados superiores a la observación visual desde el campo, y el enorme potencial de investigación a nivel profesional que los aficionados al espacio profundo podemos conseguir.

3.12. OBSERVACION DEL ESPACIO PROFUNDO: CONCLUSION

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El espacio profundo es la inmensa mayoría del Universo, de hecho todo el Cosmos excepto una diminuta región de algunas horas-luz en torno a una estrella anónima, en una galaxia secundaria, que a su vez se encuentra en un pequeño cúmulo de galaxias de la periferia de un supercúmulo típico. La búsqueda y observación de estos lejanos objetos exigen instrumentos y técnicas propias y especiales. Salvo ciertas excepciones, o de no contar con un instrumental caro, son observaciones que no van a aportar a la Ciencia nada nuevo, aunque sí a nosotros. El destinatario de ellas somos nosotros mismo, y podemos aprender muchísimo. Nuestra recompensa va a ser conocer y comprender el Universo, tener una visión más rica y elaborada de la enorme variedad de cuerpos y fenómenos sorprendentes que se desarrollan en las profundidades del espacio y adquirir una considerable habilidad y dominio en el manejo de un telescopio a todos los niveles. Vamos en cierto modo a descubrir por nosotros mismos el Cosmos otra vez. Con técnicas especiales pueden realizarse investigaciones a nivel casi profesional.

Esto no significa que vayamos a vaciar de contenido nuestra afición a la astronomía, sino que es absurdo supeditar nuestras observaciones a su mayor o menor utilidad para la Ciencia. Muchos de nosotros ya nos dedicamos a éste u otros campos científicos de un modo profesional y no sentimos la necesidad de justificar nuestra afición a ese nivel; buscamos en nuestra afición una actividad que estimule nuestra imaginación y sed de conocimiento, llene nuestro tiempo libre y nos imponga retos personales. Los objetos del espacio profundo cumplen las tres condiciones. Que las observaciones sean un fin en sí mismo sin nada detrás, o un medio para el conocimiento, toma de contacto y banco de pruebas con la realidad del Cosmos de lo que leemos y aprendemos, depende de nuestra actitud personal. El primer caso conduce a observadores que suelen agotarse en poco tiempo, o que terminan por convertirse en cazadores de objetos débiles (a la larga evolucionan hacia actitudes menos vacías). El segundo caso puede convertir a la Astronomía en la afición de nuestra vida. Con fotografía o medios electrónicos, puede duplicarse estudios hechos por profesionales, convirtiendo en apasionantes y muy precisos los estudios anteriormente mencionados y abriéndose nuevos campos de investigación. Hay miles de objetos mal conocidos y por su puesto por descubrir, aunque esto último tiene perspectivas de éxito sólo en casos concretos.

Por encima de todas estas actividades, es necesario reunir unos conocimientos teóricos suficientes, adquirir una cierta destreza en el manejo del instrumento y, sobre todo, capacidad de observación: educar a nuestros ojos y a nuestro cerebro para que respondan satisfactoriamente. De por sí, es ya un fin en sí mismo conocer de primera mano centenares de objetos celestes; podemos incluso ser de los pocos observadores en el mundo que han contemplado esos lejanos cuerpos celestes con sus propios ojos. Por poco inquisitivos que seamos, estimularán nuestra imaginación y curiosidad y nos llevarán a hacernos preguntas; en definitiva, a subir nuevos peldaños en el conocimiento del Universo. Estos estudios, bien enfocados, proporcionan satisfacciones personales muy gratas: son la extensión perfecta de las lecturas en libros y revistas sobre astrofísica.