Otra explosión del castillo de fuegos

Otra explosión en el castillo de fuegos

2017eaw es el nombre oficial de esta décima supernova en NGC6946

La galaxia NGC6946 tiene unas siglas poco atractivas, sin embargo, si la denominamos Galaxia de los Fuegos Artificiales (Fireworks Galaxy), es mucho más atractiva de recordar. Como un buen número de otras galaxias relativamente cercanas, fue descubierta por William Herschel (descubridor del planeta Urano) en septiembre de 1798, y se sitúa aparentemente entre las constelaciones del Cisne y de Cefeo, esto es, ya entrada la noche de primavera o a primeras horas de las noches de verano.

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La pareja celeste NGC6946 (galaxia espiral en la parte superior) y NGC6939 (cúmulo abierto en la parte inferior).  

 

Esta galaxia pasaría desapercibida entre otras tantas de las situadas a más de los 10 millones de años luz de nuestra Vía Láctea —que consideramos universo local— si no fuera por tres motivos. El primero es su por su orientación: se nos presenta vista de forma polar o, como se suele decir incorrectamente, «desde arriba» (aunque en el universo no exista un arriba y abajo), lo cual nos permite ver su estructura de brazos espirales de una forma bastante clara, al igual que en otras ilustres espirales como Messier 51 o nuestra vecina Messier 33 [1][2]. En segundo lugar, porque es una de las galaxias denominadas de brote estelar, esto es, que presenta una tasa de formación estelar alta junto con una gran cantidad de zonas de gas interestelar (regiones de hidrógeno molecular o zonas HII) presentes. En tercer lugar, por el número de supernovas que durante el siglo XX se descubrieron en la galaxia, nada menos que siete, y que le valieron el sobrenombre que tiene.

Y aunque estemos tentados de vincular el segundo con el tercer motivo, la verdad es que no tienen nada que ver. Los brotes estelares marcan el nacimiento de nuevas estrellas, normalmente, asociados a veces a estrellas realmente brillantes y masivas, lo que se conoce como asociaciones OB1, enormes gigantes azules de superficies muy calientes. Pero estas estrellas jóvenes y calientes, aun en galaxias muy cercanas, son difícilmente distinguibles del resto de la zona de formación estelar HII. Por el contrario, las supernovas se vinculan a fases finales de estrellas, a la muerte estelar. Aparecen de repente sin que tengamos aún la tecnología suficiente para saber cuándo va a suceder un evento de este tipo, pero su brillo las hace distinguibles del resto de la galaxia, incluso en lejanas galaxias, llegando a brillar en algunos casos más que todo el conjunto de estrellas de su galaxia; esto es multiplicar su brillo por más de un millón de veces el precedente: sin duda, un apoteósico final.

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Sin embargo, hay que recordar que, a principios del siglo XX, apenas ni conocíamos como «vivían» las estrellas, ni lo que eran las galaxias. Un 11 de mayo, pero de 1900, nació la astrofísica en cuya tesis doctoral (1925) se iban a sentar las bases de la naturaleza y composición de las estrellas, Cecilia Payne. Pocos años después, se describirían las reacciones nucleares de fusión del hidrógeno en el núcleo de las estrellas, que, a la postre, es el proceso que las mantiene activas durante la mayor parte de su vida. Simultáneamente casi, E. Hubble descubría, gracias a los trabajos de la astrónoma H. Leavitt (una de las mujeres «calculadoras» de Harvard) sobre las estrellas variables Cefeidas, que existían más galaxias como nuestra Vía Láctea, calculaba la distancia a las más cercanas y deducía que el universo de las galaxias está en expansión.

En este bullicio de descubrimientos sobre el universo que constituyó la primera mitad del siglo XX, encontramos los primeros cálculos sobre la edad del universo y el postulado de la teoría del Big Bang (nuestro mejor modelo de universo hasta la actualidad), los cálculos sobre la evolución estelar en función de las masas y metalicidades, así como los recorridos estelares a lo largo del llamado diagrama de HR y una infinidad de descubrimientos que culminarían en 1941 con la clasificación por parte de Rudolph Minkowski (no confundir con Hermann Minkowski, pesadilla de estudiantes de geometría) de las supernovas como fases finales estelares en dos tipos, en función de la presencia o no de hidrógeno en su espectro, denominadas respectivamente de tipo II y de tipo I.

Aunque, posteriormente, las supernovas son susceptibles de clasificarse en subtipos —especialmente, a partir de la década de 1980—, en una primera aproximación, reconoceremos las supernovas de tipo II como fases finales de estrellas con mas de 9 masas solares, con vidas cortas, cuya falta de reacciones de fusión efectivas en sus zonas centrales provoca al final de sus vidas el colapso del núcleo y la violenta explosión de la mayor parte de la estrella. Los residuos, el núcleo de alta densidad, seguirán colapsando para dar origen a objetos exóticos como estrellas de neutrones, púlsares o agujeros negros.

Por otra parte, el tipo de supernova Ia (no así las Ib y Ic) está vinculado a procesos destructivos de una estrella masiva y una compañera, y cuya gráfica de luminosidad con el tiempo puede ser tomada como candela estándar o patrón de estimación de distancias. Sería un buen momento para hablar de la expansión acelerada del universo a partir de supernovas Ia en alto redshift (z), pero estoy seguro de que conocéis el tema o, si no, lo buscareis en Internet, quizás ante la sorpresa de que este estudio deparó un permio Nobel y nos hizo acercarnos al lado oscuro un poco más.

Parece ser que la supernova descubierta en la galaxia NGC6946 por P. Wiggins (Utah, EE. UU.) la noche del pasado 14 de mayo es de tipo II. El estudio de cómo evoluciona su luminosidad con el tiempo nos ayudará a confirmar el tipo de estrella progenitora, pero, para tratarse de una galaxia situada a 22 millones de años luz, el «chupinazo», en esta ocasión (de la magnitud aparente 13 la noche de la fotografía), es considerable, constituyendo la décima supernova descubierta en esta galaxia desde inicios del siglo XX.

No es raro el descubrimiento de supernovas. Todos los años, equipos de rastreo automático del cielo detectan más de dos centenares entre todas las galaxias monitorizadas, pero que tengamos una decena en una galaxia en poco más de cien años constituye un dato cuanto menos curioso.

2017eaw es el nombre oficial de esta supernova, que, de haberse producido en nuestra galaxia (la última ocurrió en 1604 si no tenemos en cuenta la de la Nube de Magallanes en 1987) y en las cercanías de nuestro vecindario estelar —digamos a una veintena de años luz—, podría haber provocado la extinción masiva de especies en nuestro planeta.

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Imagen de los restos de la supernova de 1604, la última supernova en nuestra galaxia. Imagen tomada con el telescopio espacial Chandra. Crédito: NASA/ESA/JHU/R.Sankrit & W.Blair

 

Quizás nuestro vínculo con el final de las estrellas, el isótopo hierro-60 y las mutaciones del Pleistoceno tengan mucho aún que decirnos.

[1] https://cielosestrellados.net/2017/03/25/en-el-reino-de-las-galaxias-cercanas/

[2] https://cielosestrellados.net/2016/12/17/una-galaxia-como-posiblemente-nunca-antes-la-habias-visto/

La Cadena de galaxias de Markarian

La Cadena de Markarian

Un fragmento del jardín de algodoncitos extragalácticos

Periódicamente el cielo nos muestra prácticamente los mismos objetos, pues, como todos sabemos, la Tierra orbita repetidamente al Sol durante un año, de forma que las mismas constelaciones son visibles los mismos meses en las mismas ubicaciones, por lo menos, para la insignificante duración de una vida humana en comparación con la mayoría de los procesos de evolución de los objetos celestes.

Al igual que son visibles las mismas estrellas durante la primavera tanto de este año, como del año pasado, como del que viene, son visibles los mismos objetos que se esconden entre las estrellas.

Lógicamente, para ver o fotografiar estos objetos, precisamos utilizar unos prismáticos —o, mejor, un telescopio— y, en función de su diámetro y de la oscuridad de la noche, veremos más o menos detalle de estas nebulosas, cúmulos estelares y galaxias.

Y son galaxias, universos isla, las que precisamente nos trae la primavera, y en abundancia. El año pasado por estas fechas y con un instrumental muy modesto (pero de valor emocional para mí), estaba volcado en reunir fotográficamente todo el catálogo Messier, trabajo que finalicé en octubre de 2016 y que se refleja en la entrada del blog recogida en [1].

Durante la recolección de imágenes de este catálogo, también realicé una entrada en abril de 2016, en la que os describía el trabajo que me llevó ir completando el catálogo cuando la primavera me hizo caer en ese maravilloso «Jardín de algodoncitos celestes» que constituyen las constelaciones de Virgo y Coma. De hecho, si no conocéis la entrada, este es un buen momento para hacer una pausa y echarle una mirada.

Aquí tenéis en enlace directo:

https://cielosestrellados.net/2016/04/23/el-jardin-de-algodoncitos-extragalacticos/

Si ya estáis de vuelta (del enlace) o sois unos sobrados de las galaxias del catálogo Messier dispuestas en esta zona del cielo, pues comentaros que este año nuevamente tenemos a tiro esta misma zona del cielo y ahora dispongo de un instrumental más evolucionado, algo más potente y moderno (aunque con pocos meses de rodaje) y no iba a dejar pasar la oportunidad de centrarme en alguna zona interesante de esta vasta ventana al océano extragaláctico.

Si os fijáis en una de las imágenes de la entrada citada anteriormente, en concreto esta [2], durante la captura de las galaxias Messier 84 y Messier 86, el amplio campo del telescopio 150/750 me permitió también captar parte de la llamada «Cadena [de galaxias] de Markarian», pero, por aquel entonces, no buscaba este objetivo, solo las galaxias M84 y M86. La pasada noche sí que me decidí por fotografiar la cadena, casi al completo.

Fotografía de 2015 (T150/750+Canon 400D) con Messier 84 y 86 como protagonistas

 

El resultado es la imagen que hay a continuación. El campo es muy rico en galaxias, dominadas por M84 y M86. Destaca la belleza de las cercanas NGC4388 y NGC4402, pero forman parte de la Cadena de Markarian las dos Messier mencionadas, la pareja NGC4438-NGC4435 (a las que se les denomina habitualmente «los ojos») y la pareja NGC4461-NGC4458. Existen dos más que quedarán fuera del campo (por poco), a la derecha de las últimas. Todas ellas presentan unas velocidades y distancias que parecen vincularlas gravitatoriamente, además de su disposición formando una especie de cadena peculiar.

Fotografía de 2017 (T200/1000+ Canon 550D) con la Cadena de Markarian (en rojo) casi al completo

 

Posiblemente, muchos ya conozcáis estas galaxias. Personalmente, las observé hace ya unos años, lógicamente, en campo abierto y lejos de luces de las ciudades, con un modesto C9.25 (SC235/2350), y recuerdo que quedas prendado cuando empiezas a identificar una a una cada galaxia y, además, cuando te percatas de que hay unas cuantas decenas más, no muy lejos aparentemente, que no forman parte de la agrupación que nos ocupa.

Si buscas en Google datos sobre la Cadena de Markarian, encontrarás algo de información, aunque ninguna de las entradas en los menos de los primeros resultados hace referencia a información clara y sencilla como podría ser de la Wikipedia en castellano. En inglés, dispones de una acertada entrada en el enlace citado en [3], pero recuerdo al lector que la Wikipedia no es una fuente científica contrastada y que solo nos sirve como primera aproximación al conocimiento astronómico.

Podemos encontrar que su nombre hace alusión a un tipo de galaxias estudiadas por el astrónomo armenio Benjamín Markarian [4] a mediados de la década de 1960. Son galaxias relativamente compactas y brillantes (en términos de magnitud absoluta), que poseen un exceso de radiación ultravioleta y sus núcleos suelen presentar una cierta coloración azulada de complicada explicación en comparación con galaxias elípticas o espirales al uso, propio de objetos extragalácticos de núcleos activos (AGN).

En un detallado artículo («Markarian galaxies. The opticial database and atlas»), publicado en suplemento del Astrophysical Journal de mayo 2007 por Artashes Petrosian et al. [5], se estudian más de 1500 de estos objetos. Todos los clásicos catalogados inicialmente por Markarian, y los centenares añadidos en las recientes décadas, corrigiendo errores (estrellas proyectadas sobre núcleos galácticos, galaxias mal clasificadas, etc.), buscando las fuentes de información más recientes de muchos de estos objetos con medios más modernos, como 2MASS.

Como se puede comprobar, con el paso de los años y la mejora de los detectores (y ampliación del rango espectral de estudio), el número de estos objetos detectados aumentó considerablemente. Para detalles como sus distancias (z), puede consultarse en la base de datos de NASA (NASA Extragalactic Database, NED) [6], o en la base de datos de SIMBAD (CDS) [7], en las que encontramos detalles de los más de 1500 de estos objetos. La original clasificación de Markarian podemos encontrarla haciendo una consulta en la base de datos de Simbad (CDS) de [8].

Podemos ver que algunos de ellos se corresponden con galaxias activas de tipo Seyfert; otros, con cuásares; y unos pocos, con blazares. Como hemos dicho, objetos de naturaleza extragaláctica: galaxias activas vinculadas a eyecciones muy energéticas de gas (a altas velocidades y temperaturas) en sus zonas centrales, vinculados a discos de acreción de superagujeros negros de masas superiores a 106 masas solares.

Un fragmento del jardín que contiene algunas muestras de lejanas galaxias, cuyos núcleos nos muestran los fenómenos más violentos de todo el universo conocido.

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Misma imagen anterior, sin las leyendas de los objetos y procesada por Rafael Ramírez

 

Referencias del texto:

[1] https://cielosestrellados.net/el-catalogo-messier-con-mi-t150750/

[2]: https://cielosestrellados.files.wordpress.com/2016/04/m84_m86_nombres.jpg

[3]: https://en.wikipedia.org/wiki/Markarian_galaxies

[4]: https://en.wikipedia.org/wiki/Benjamin_Markarian

[5]:http://iopscience.iop.org/article/10.1086/511333/meta;jsessionid=5388962FE0107D6F43ADAAA48E291046.c1.iopscience.cld.iop.org

[6]:http://ned.ipac.caltech.edu/cgi-bin/nph-objsearch?search_type=Search&refcode=2007ApJS..170…33P

[7]:http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-ref?querymethod=bib&simbo=on&submit=submit+bibcode&bibcode=2007ApJS..170…33P

[8]:http://simbad.harvard.edu/simbad/sim-ref?querymethod=bib&simbo=on&submit=submit+bibcode&bibcode=1967Afz…..3…24M

 

En el reino de las galaxias cercanas

Messier 101: en el reino de las galaxias cercanas

Ha pasado todo el invierno desde que realicé la última entrada en el blog, pues los últimos meses han sido altamente intensos en mi vida, en el terreno profesional, pero, especialmente, en el terreno personal. Aun con esta deficiencia en la productividad escrita, tengo que agradecer a mis seguidores las visitas, que, echando un poco la vista atrás, a inicios de 2017, me devolvía un segundo año con el doble de visitas que el año pasado.

Aunque mi actividad de observación astronómica se ha reducido durante estos 3 o, incluso, 4 meses y, por desgracia, ya casi descarto hacer cualquier entrada respecto al espectacular cielo de invierno, quiero empezar con un tema similar como con el que acabé 2016, con una de las galaxias espectaculares del cielo. 

Aunque las capturas se realizaron entre febrero y primeros días de marzo, y casi podríamos considerar a esta galaxia del cielo propio de la primavera, esa pequeña ambigüedad estacional me permite hablar todavía de ella. Espero que disfrutéis con el texto.

 M101 y el primer objeto Méchain

En 1774, la Academia Real de Ciencias de París publicó la primera edición del Catálogo Messier, que había iniciado en 1764, diez años antes, con la finalidad de no confundir objetos difusos inmóviles entre las estrellas con núcleos cometarios, ya que Messier era, fundamentalmente, un entusiasta de la búsqueda de cometas. De hecho, entre 1764 y 1779, descubrió nada menos que 12 cometas. 

Messier fue admitido en la Academia Real de Ciencias de París en 1770, donde ya había intentado ingresar en repetidas ocasiones y había sido rechazado, quizás por su procedencia humilde o quizás por su falta de formación científica, o quizás por ambas.

 La primera edición comprendía 45 objetos, hasta el evidente cúmulo estelar de las Pléyades. Para cuando se publicó, Messier ya había extendido su catálogo y, de hecho, la Academia le publicó en 1780 un anexo a su catálogo original, que ampliaba en 24 objetos. Cuando se realizaba la publicación, Messier, que había conocido al que se convertiría en amigo y colaborador, Pierre Méchain, ya había empezado a descubrir nuevos objetos y había llegado al número 100 (13 de abril de 1781), nada menos que 22 nuevos objetos en apenas un año. 

Por aquel entonces, Méchain ya estaba ayudando a Messier en el descubrimiento de nuevos objetos y, así, Méchain registraba el objeto 101, el que nos ocupa Messier 101, la noche del 27 de marzo de 1781. 

Messier dio por finalizado su catálogo en el 103, siendo los últimos tres descubrimientos de su amigo Méchain, quien, además, descubría un gran número de cometas. La última edición de su catálogo fue publicada en 1784 en Connaissance des temps, cuyo editor de esta publicación oficial de efemérides astronómicas de Francia, entre 1788 y 1794, sería Méchain. Cumplidos ya los 70 años y cada vez más mermada su capacidad para la astronomía, reconocía en 1801 que la obra que W. Herschell estaba realizando, que llevaba ya compilados más de 2000 objetos de este tipo con medios claramente superiores, era mucho más ambiciosa y con una finalidad mucho más dedicada que con la que concibió la suya.

 Messier 101 al detalle

 Así pues, nos remontamos a una noche parisina del 27 de marzo de 1781, cuando Méchain, describe M101 como una nebulosidad sin estrellas, muy oscura y grande, que desaparece cuando ilumina los hilos de su micrómetro para medir ángulos. La primera referencia a su estructura espiral se la debemos a William Parsons en 1851 y su Leviatan de 72 pulgadas de diámetro (1,8 metros), por aquel entonces, el telescopio más grande del mundo. Sin saberlo, la catalogación en aumento de este tipo de objetos iba a abrir uno de los debates más bonitos e importantes de la cosmología moderna apenas 70 años después.

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Messier 101 con un telescopio de 20 centímetros. Crédito: autor

Efectivamente, y es que Messier 101 no es una galaxia cualquiera, es una de las grandes galaxias que podemos observar y fotografiar con facilidad. Se encuentra en la Osa Mayor, y empieza a levantarse en el horizonte pasada la media noche en el invierno avanzado o a primeras horas de la noche en la primavera. 

Se trata de una de nuestras galaxias vecinas, de nuestro entorno cósmico, si bien no pertenece al Grupo Local; una galaxia espiral no del todo típica y simétrica, que carece de la existencia de un bulbo central definido de alta densidad estelar, típica de las galaxias espirales. 

Su proximidad, de unos 21 millones de años luz, permite que brille en el cielo con la magnitud visual aparente de 7,8, que responde a unos 200 000 millones de soles, quizás algo mayor que nuestra Vía Láctea, sosteniendo unos 22 minutos de arco en el cielo fotográficamente. 

La primera distancia precisa a la galaxia se estableció por el método de las estrellas Cefeidas y fue realizada por el HST en 1994, fijándose en 24 ± 2 millones de años luz, si bien, la recalibración de este método de cálculo de distancias ha hecho que su valor baile en cifras de entre los 21 y los 27 millones de años luz históricamente. Una de las mejores fotografías publicadas hasta el momento de M101, con un detalle impresionante para una galaxia espiral, es, precisamente, del HST (51 tomas a lo largo de diferentes años) en combinación con otros telescopios terrestres y que se publicó en octubre de 2006 [1].

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Cálculos de la distancia a M101 según diferentes patrones. Crédito: NASA/NED

De la proximidad de esta galaxia, atestigua históricamente la tenacidad del astrónomo de origen holandés A. van Maanen, quien, a partir de 1912 y desde el observatorio de Monte Wilson, intentó medir velocidades propias de estrellas, al igual que había realizado exitosamente mediciones con anterioridad en el cúmulo globular de nuestro halo galáctico M13.

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Página del libro de Maanen donde describe los movimientos propios. Crédito: A. v. Maanen

 Tres supernovas han sido descubiertas en M101, SN1909A, 1951H y SN1970G, de las cuales, existe la seguridad de que las dos últimas fueron de tipo II o supernovas por colapso de núcleo. El remanente de la última fue identificado por el telescopio espacial Chandra en rayos X. Finalmente, el descubrimiento de una supernova de tipo Ia recientemente, la supernova 2011fe por PTF (Palomar Transient Factory) el 24 de agosto de 2011, permitió fijar la distancia con la mayor precisión hasta el momento. Esta supernova la pude seguir con detalle desde el Observatorio Astronómico de Forcarei (OAF), donde me encontraba trabajando por aquel entonces.

 

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Seguimiento desde el Observatorio Astronómico de Forcarei (Pontevedra) de la SN2011fe. Crédito: autor y OAF

Si en la entrada anterior hablábamos de las regiones de formación estelar HII en otra gran galaxia cercana, la del Triángulo o Messier 33, ahora hablaremos no solo de la presencia de este mismo tipo de regiones, sino de la gran cantidad que se hacen visibles en sus brazos. En 1969, P. W. Hodge catalogaba más de 189 regiones HII y, en 1990, este mismo autor junto con M. Gurwell, J-D Goldadser y R.C. Kennicutt enumeraban más de 1200 catalogadas con las nuevas tecnologías de detectores CCD con los telescopios de Kit Peak de 2,1 y 0,9 metros [2]. Algunas de estas regiones, por su gran tamaño (y que constituyen entradas del NGC), son conocidas como GEHR (Giant extragalactic HII regions), donde es posible localizar con las técnicas actuales estrellas muy jóvenes y luminosas de tipo espectral O, B e, incluso, estrellas de tipo Wolf-Rayet (W-R) [3] y [4].

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Messier 101 y sus HII más destacadas con un telescopio de 20 centímetros. Crédito: autor

 Actualmente, los últimos resultados de la astronomía espacial (HST) nos devuelven la posibilidad de la existencia de más de 3000 regiones HII, que indican la elevada tasa de formación estelar de la galaxia.

 Utilizando Aladin [5], podemos identificar todas las regiones HII; lógicamente, nuestra resolución dista mucho de la instrumentación profesional, por lo que podemos realizar un filtrado de solo las regiones HII más brillantes y que se corresponden con objetos catalogados como NGC [6]. Con este filtrado, podemos identificar en nuestra toma ocho objetos NGC.

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Todas las regiones HII en Aladin. Crédito: CDS

 

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Filtrado con Aladin de las regiones HII más destacables (objetos NGC). Crédito: CDS

Si bien, al igual que en la entrada anterior, por su sencillez, tengo que recomendar la utilidad de calibrado astronométrico e identificación de campo de Astronometry.net [6], aplicación on-line a la que podemos subir nuestras tomas en formato JPG, PNG o FIT. El resultado lo tenéis en las imágenes de a continuación.

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Calibración astronométrica de la imagen del autor mediante Astronometry.net

 

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Zoom sobre la imagen del autor ya calibrada

Por último, cabecitar que M101 no es una galaxia solitaria; está acompañada por un grupo de otras nueve, entre las que destacan NGC5474 (la más brillante del grupo), NGC5585, NGC 5204, NGC 5238, NGC 5477 y las UGC 8508,8837 y 9405.

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Misma imagen del autor, utilizando un procesado más “postalero”, por gentileza de Rafael Ramírez.

 

Referencias: 

[1] http://hubblesite.org/image/1865/news_release/2006-10

[2] The HII Regions of M101. An Atlas of 1264 emission regions. The Astrophysical Journal. Supplement Series 73, Agosto 1990.

[3] Massive Stellar Content of Giant HII Regions in M33 and M101. Anne Pellerin, The Astronomical Journal 131, Febrero 2006.

[4] Como ya citamos en la entrada anterior, las estrellas Wolf-Rayet (WR) son estrellas de más de 20 masas solares, muy calientes (35 000 grados superficiales de media), lo que les confiere una tonalidad típicamente azulada intensa y que sufren grandes pérdidas de masa debido a los fuertes vientos estelares que generan intensas líneas de emisión en sus espectros. La primera estrella de estas características fue identificada en el Cisne (HD191765 o WR134) por los astrónomos C. Wolf y G. Rayet (1867) desde el Observatorio de París con el 40 cm. Su naturaleza fue un misterio hasta entrado el siglo XX. La conocida Crescent Nebula (NGC6888) está asociada a la WR 136. A veces, forman asociaciones denominadas OB. Existe una subclasificación de este tipo de estrellas, que sobrepasa los conocimientos que deseamos ofrecer, pero que el lector encontrará con facilidad en Internet.

[5] http://aladin.u-strasbg.fr/

[6] Como ya citamos en la entrada anterior, el catálogo NGC (acrónimo inglés de New General Catalogue), al que se suele citar frecuentemente en obras de astronomía, es un catálogo mucho más amplio y posterior al Catálogo Messier (110 objetos). Su nombre original es Nuevo Catálogo General de Nebulosas y Cúmulos de Estrellas; fue compilado durante una década (1880-1890) por el astrónomo Danés J. Dreyer a partir de observaciones de William y John Herschel, conteniendo un total de 7840 objetos. A finales del siglo XIX, contemplaba todos los objetos de cielo profundo descubiertos hasta ese momento entre las estrellas: nebulosas, galaxias y cúmulos de estrellas. Posteriormente, este catálogo sería ampliado con los IC e IC-II, añadiéndose unos 5000 objetos más.

[6] http://nova.astrometry.net/upload.

 

Una galaxia como (posiblemente) nunca antes la habías visto

Una galaxia como (posiblemente) nunca antes la habías visto

La constelación del Triángulo es una de esas pequeñas constelaciones del cielo boreal que pasaría bastante desapercibida entre las 88 que actualmente se reparten el cielo de ambos hemisferios. Sin embargo, Ptolomeo (siglo I) ya la recogió en sus estudios del cielo desde Egipto. Está formada por estrellas de tercera magnitud y, normalmente, por su posición «debajo» de Andrómeda, la asociamos a las primeras noches del otoño en el hemisferio norte.

En realidad, no sabemos por qué la figura de un pequeño triángulo isósceles llamó la atención de Ptolomeo; quizás por su semejanza con la letra griega delta mayúscula, que tanto vínculo tenía con los egipcios y la desembocadura de su río sagrado.

Lo cierto es que seguro que Ptolomeo se habría asombrado si tuviera la ocasión de leer las siguientes líneas, tan solo dos mil años después.

La constelación esconde uno de los tesoros más espectaculares del cielo, nada menos que una galaxia espiral (la Galaxia del Triángulo) de tipo Sc (espiral) situada a casi tres millones de años luz de nuestra Vía Láctea y que, por lo tanto, no solo la convierten en una de nuestra vecinas más cercanas del llamado Grupo Local, sino que nos permite escrutar con detalle su estructura.

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Imagen de Messier 33 tomada por el autor. Los datos de la fotografía figuran en ella

 

 Aunque su brillo conjunto la sitúa en el límite de lo que podríamos considerar visible a simple vista, lo cierto es que se tiene que disponer de muy buenos cielos, libres de cualquier tipo de polución lumínica, y una vista bastante eficiente para localizarla sin ayuda de instrumento óptico, intuirla más bien, ocupando un tamaño de 70 × 42 minutos de arco en el cielo, lo que la convierte en el segundo objeto en tamaño del cielo, después de la famosa Galaxia de Andrómeda, situada, por nuestra perspectiva, en la constelación vecina, y a la distancia de algo más de dos millones de años luz.

Curiosamente, tanto la Galaxia del Triángulo como la de Andrómeda parecen tener un vínculo gravitatorio a pesar de sus más de 700 000 años luz de separación, pero no es de extrañar, pues, junto con la Vía Láctea, son los miembros principales de nuestro vecindario extragaláctico, como hemos comentado, el Grupo Local.

Aunque parece ser que existen referencias [1] a la Galaxia del Triángulo anteriores a que el astrónomo francés Charles Messier la inmortalizara con el número 33 de su catálogo una noche del 25 de agosto de 1764: Messier 33 o M33. Curiosamente, 22 días antes, el propio Messier había recogido en su catálogo la primera de sus galaxias, M31, la que conocemos por Galaxia de Andrómeda. Como curiosidad, Messier no volvería a catalogar otra galaxia hasta la noche de 19 de febrero de 1771, en la que, mientras compilaba la segunda parte de su catálogo, encontró la lejana M49 en la constelación de Virgo, una galaxia de tipo elíptico a 56 millones de años luz.

Messier 33 es una galaxia de tipo espiral, y cuya inclinación espacial respecto a nuestra Vía Láctea permite que podamos apreciar estructuras de la Galaxia con más facilidad que en Messier 31, donde, a pesar de su mayor cercanía (⅔ mayor), su inclinación solo nos permite identificar algunas zonas de formación estelar de sus brazos espirales y unos pocos cúmulos globulares (que será motivo de otra entrada).

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La imagen anterior resaltando NGC604. Compárese este detalle con la captura del HST (Telescopio Espacial Hubble) que se puede encontrar más adelante del texto

 

En Messier 33, W. Herschell, hacia finales del siglo XVIII, ya identificó en septiembre de 1784 una zona llamativa, que posteriormente se denominaría NGC604 [2], al noreste de su núcleo. No es de extrañar que William Parsons (Lord Rosse) con su telescopio Leviatán identificara claramente su estructura espiral en 1847 [3], un acontecimiento decisivo que culminaría con uno de los momentos más bellos de la historia de la cosmología moderna pocas décadas después, conocido como «el gran debate».

NGC604 es fácil de identificar en la galaxia incluso con unos prismáticos medianos de 7 × 50 sobre trípode, eso sí, siempre con cielos oscuros. Identificar la galaxia en el cielo no nos será difícil, y localizar esta zona brillante en uno de sus brazos, tampoco. Si la observamos al telescopio, debemos buscar siempre pocos aumentos, relaciones focales bajas y, por supuesto, seguimiento ecuatorial para que el objeto no salga del campo. Y es que Messier 33 bien se merece una observación tranquila, pues NGC604 solo será uno de los objetos NGC que podremos identificar al telescopio, pero hay más.

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Recorte de la imagen identificando las zonas más destacables de Messier 33, marcadas con los catálogos NGC e IC. Vemos que NGC604 solo es la más visible.

 

NGC604 es una zona de las que los astrónomos llaman HII, una vasta zona de formación estelar —normalmente, estrellas masivas azules— muy rica en hidrógeno atómico ionizado, y que, habitualmente, se muestra rojiza por la emisión del hidrógeno alfa, debida a los enormes vientos estelares de las estrellas masivas recién creadas que están dotadas de fuerte radiación ultravioleta. Esta zona HII tiene un diámetro real de 1500 años luz, que, comparado con los 60 000 años luz de diámetro de la galaxia que la contiene, no es de extrañar que le confiera el título de ser una de las zonas de formación estelar más grande que conocemos en la actualidad.

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Detalle de NGC604. Captura del Telescopio Espacial Hubble. Créditos JPL/NASA.

 

 Nos sorprenderá, por lo tanto, encontrar, si buscamos información sobre regiones de formación estelar HII, a NGC604 entre la nebulosa de Orión (Messier 42), la nebulosa de la Laguna (Messier 8), nebulosa del Águila (Messier 16) o la nebulosa Omega (Messier 17), pero, sobre todo, nos sorprenderá conocer que, mientras que estas últimas nebulosas citadas se encuentran a entre los 1500 y 5000 años luz, es decir, en nuestro vecindario solar, NGC604 se sitúa en uno de los brazos de otra galaxia, a 2 700 000 años luz y, por lo tanto, solo puede ser comparada en tamaño con la nebulosa de la Tarántula (30 Doradus), en la Gran Nube de Magallanes, a 170 000 años luz.

 Por lo tanto, nos encontramos mirando no solo a un pasado remoto en el cual, en una zona de otra galaxia, se estaban formando de manera acelerada enormes estrellas, sino que se estaban formando de manera grandiosa. De acuerdo con los modelos de evolución estelar, algunas de esas estrellas, inmersas entre las nubes de hidrógeno atómico, pueden incluso haber explotado como supernovas en la actualidad, casi tres millones de años después.

 Podemos recrearnos durante la observación en este detalle, conociendo con los datos más modernos que disponemos [4] que, posiblemente, nos encontramos ante el nacimiento de unas 200 estrellas masivas, de tipo Wolf-Rayet [5], formando lo que se conoce como asociación estelar OB, ¡y nada menos que en otra galaxia!

 Pero Messier 33 no solo nos ofrece esta joya al alcance de pequeños instrumentos tanto en visual como fotográficamente. También podemos identificar otras zonas, como NGC595 [6] al otro lado de la galaxia, otra región HII descubierta el 1 de octubre de 1864 por H. L. d’Arrest.

 Hay más objetos —principalmente, regiones HII—, pero lo cierto es que facilita mucho la labor para su identificación la utilización de una de las técnicas fundamentales de la astronomía moderna: la fotografía. Y es que la fotografía de cielo profundo, en muchos campos, hoy es una herramienta al alcance de cualquier aficionado. Gracias a la era digital en la captura de imágenes, los resultados con medios sencillos son realmente espectaculares y, con un simple telescopio de aficionado, es posible captar muchos detalles en Messier 33.

En la fotografía que os presento, tomada desde un entorno semiurbano, como es el del municipio de La Pobla Tornesa (a unos 20 km de Castellón de la Plana), y con un sencillo telescopio de tipo Newton de solo 20 cm (y probando una cámara DSLR Canon de uso doméstico [7]), os he marcado los agrupamientos NGC604 y NGC595, pero también los fácilmente localizables NGC592, NGC588, IC137, IC140,IC136, IC139, IC135, IC142, IC143, IC131 e IC133.

 No son estos todos los detalles que tenemos al alcance de un modesto telescopio amateur; en realidad, y utilizando la fotografía, podríamos mencionar una veintena más [8].

 

Buscando la aguja en el pajar de los caballeros Jedi

Si hasta aquí te ha parecido interesante, me siento feliz con ello. Sencillamente, disfruta de la imagen, de los objetos señalados presentes en ella. Investiga en Internet información sobre los NGC y los IC que he reseñado y compara sus características si te despierta cierto interés.

Naturalmente, si eres un «astrofriki», y sin que esta palabra sea utilizada como peyorativo, sino más bien con todo el cariño del mundo, pues, la próxima vez que tengas una buena noche de finales de verano o de otoño, prepárate para salir a observar M33. Te aconsejo un telescopio de tipo Newton de un mínimo 15 cm de diámetro para localizar las zonas HII e, incluso, si dispones del equipo necesario para fotografiar la galaxia, como, por ejemplo, un sencillo refractor de 8 cm de diámetro, de tipo ecuatorial y dotado de autoseguimiento, que te lances a fotografiarla.

 Si te pilla muy de nuevo esto de la fotografía de las estrellas, tienes una referencia en un par de las entradas de este blog (https://cielosestrellados.net/astrofotografia-tecnica-2/) y algunos resultados con un equipo muy modesto y obsoleto en esta: https://cielosestrellados.net/astrofotografia-galeria/.

 Si te dedicas a la divulgación, o compartes experiencias en algún grupo o red social, y deseas citar parcialmente datos o imágenes que encontrarás aquí, te agradecería lógicamente que lo enlazaras o lo mencionaras, pues los derechos de las imágenes, de los gráficos o de los textos, son propiedad del autor y no están bajo atribución CC.

Y aquí te aconsejo que finalices la lectura de esta entrada, a no ser que seas – como dije antes – un «astrofriki» con distinción joven aprendiz de Padawan (segundo nivel de aprendiz de Jedi), y eso me recuerda una ineludible cita en las salas de cine en los próximos días. En ese caso, seguramente ansiarás conocer más sobre la identificación de detalles en tus fotografías. Pero ve con cuidado, el ansia lleva a la ira, la ira al odio y el odio… no espera…, no era así. Sigamos.

 ¿Cómo es posible identificar este tipo de detalles en nuestras fotografías o en nuestras observaciones?

 Estamos realmente, en función de los campos ofrecidos por nuestros telescopios, en el reino de los detalles que se podrían considerar como buscar agujas en un pajar. Y solo estamos en un pajar pequeño.

 Si recurrimos a un software de planetario como Stellarium —gratuito, pero de gran calidad—, el detalle más fino que encontramos de la galaxia Messier 33 es bastante bueno, pues se trata de una imagen digitalizada en la que podemos obtener información de las estrellas de primer plano de nuestra galaxia, pero no de las zonas HII de la galaxia M33, como podemos observar en la figura siguiente.

 

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Captura de pantalla de zoom sobre Messier 33 con el software Stellarium

 

 Si recurrimos a un software planetario comercial, como The Sky 6 (una versión algo vieja de Software Bisque, de 2010), encontramos más resolución, y la imagen digitalizada sí dispone de las principales zonas HII de la galaxia citadas en este texto, como se aprecia en la figura.

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Captura de pantalla de zoom sobre M33 con el Software The Sky 6

 

 Sin embargo, estamos comparando con unos medios relativamente modestos de aficionado. ¿Qué ocurre si trabajamos con medios que nos proporcionen una resolución menor que el segundo de arco por píxel?

 En este caso, tenemos que recurrir a herramientas de astronomía semiprofesionales o profesionales, que, además, sorprendentemente para muchos que aterrizan por primera vez en este granero, son de libre acceso para todos los usuarios de Internet, y en las que se dispone de una fuente de información profesional inagotable, válida para la investigación científica.

 Todos los observatorios astronómicos profesionales del mundo (terrestres y telescopios espaciales incluidos) pueden participar (y, de hecho, una gran mayoría ya participan) con sus imágenes y datos, debidamente formateados, en lo que se conoce como Observatorio Virtual (VO en adelante) y al cual le dedicaremos una entrada propia el próximo año. De forma que estas imágenes (desde el viejo conocido Catálogo de Monte Palomar, convenientemente digitalizado), una vez calibradas astrométricamente, son accesibles desde aplicaciones del VO como Aladin en el caso de imágenes, o Simbad en el caso de datos reducidos de observaciones.

 Pero vayamos por partes. Empecemos por lo más sencillo. Con mi imagen obtenida en una sesión de astrofotografía, en formato JPG, PNG o FIT, ¿cómo puedo identificar los objetos que se encuentran en su campo sin recurrir a la paciente identificación por comparación del software de planetario más potente de que disponga?

Bien, como no hemos hablado de la calibración astrométrica de nuestra imagen (y de lo que prometo hablar en la entrada del VO que he mencionado antes), partiremos del supuesto más sencillo.

Utilizaremos una herramienta online que se llama Astrometry y está disponible desde la página web: http://nova.astrometry.net/upload.

 

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Utilización de la utilidad Astrometry.net  para identificar detalles de la fotografía de Messier 33

 

Cabe decir que esta página esta parcialmente apoyada por la NSF y la NASA, por lo que su calidad y precisión están fuera de toda duda.

Eligiendo nuestra imagen (en los formatos gráficos soportados mencionados antes), la subiremos desde el menú «Upload» tanto desde una cuenta de invitado (por defecto) como de usuario registrado, y tras unos pocos minutos de cálculo, la imagen quedará calibrada y las principales estrellas y objetos de cielo profundo identificados.

La imagen que mostramos a continuación es el ejemplo de la imagen de Messier 33 del autor. También es posible exportar datos de la imagen en formato FIT y que, vaya ya por delante, es uno de los formatos que más se utiliza en los observatorios astronómicos profesionales, por su calidad y por ser posible incluir metadatos (no visibles en la imagen, lógicamente, pero insertados en el archivo de esta), como, por ejemplo, no solo información del instrumental empleado, observador, fecha, etc., sino de la calibración astrométrica de la imagen. No es complicado hacerse con un visualizador de FIT.

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Recorte de la imagen final calibrada por  Astrometry.net. Podemos observar que muchos de los objetos de M33 han sido identificados correctamente.

 

 ¿Podemos ir más allá? ¿Podemos superponer imágenes de la misma zona que mi imagen pero del Telescopio Spitzer, del Wise o del XMM? Pues la respuesta es que sí. Y aunque te explicaré como calibrar tu imagen y subirla a la aplicación Aladin y superponerla en uno de los planos, por el momento, hagamos boca con la captura de pantalla siguiente, que te invito a obtener tú mismo entrado online en: http://aladin.u-strasbg.fr/AladinLite/.

 

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Aladin y Messier 33

 

Y poniendo en «Target» nuestra querida zona más prominente HII de Messier 33, NGC604, juega con el «Zoom» y con las diversas imágenes de los diferentes «surveys» del cielo, como el conocido SLOAN (SDSS).

 

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Aladin y NGC604 con SDSS9

 

El poder que confiere esta herramienta, de uso habitual entre muchos profesionales de la astronomía, puede el lector empezar a imaginarla.

Espero que esta última entrada del año haya sido de utilidad o interés y, sobre todo, agradecerte que me sigas. Espero que el próximo año te pueda proporcionar información de más interés y, por supuesto, no dudes en preguntar lo que desees al respecto de la presente entrada, tanto aquí como por correo electrónico, estaré encantado de contestarte si está en mi mano.

 Un saludo.

Notas de las entradas:

 [1] Giovanni Battista, 1654.

[2] El catálogo NGC (acrónimo inglés de New General Catalogue), al que se suele citar frecuentemente en obras de astronomía, es un catálogo mucho más amplio y posterior al Catálogo Messier (110 objetos). Su nombre original es Nuevo Catálogo General de Nebulosas y Cúmulos de Estrellas; fue compilado durante una década (1880-1890) por el astrónomo Danés J. Dreyer a partir de observaciones de William y Frederick Herschel, conteniendo un total de 7840 objetos. Se puede decir que, a finales del siglo XIX, contemplaba todos los objetos de cielo profundo descubiertos hasta ese momento: nebulosas, galaxias y cúmulos de estrellas. Posteriormente, este catálogo sería ampliado con los IC e IC-II, añadiéndose unos 5000 objetos más.

[3] El Leviatán fue el telescopio más grande del mundo. Con 1,8 m de diámetro, fue construido por el irlandés tercer conde de Rosse en 1848. Con él, identifico la naturaleza de la Galaxia del Remolino (Messier 51), la naturaleza y estructura de la Galaxia del Triángulo o los filamentos de los restos de supernova de la nebulosa del Cangrejo (Messier 1). Descubrió 226 objetos del catálogo NGC entre 1848 y 1865. Posteriormente, otros de sus ayudantes (entre los que destaca el danés Dreyer) añadieron más objetos utilizando el telescopio incluso tras la muerte del propio Rosse, siendo desmontado en 1908.

[4] El telescopio espacial Hubble (HST) ha tomado las imágenes más detalladas hasta el presente de NGC604; de hecho, la imagen fue APOD el 11 de diciembre de 2012 y se puede ver con detalle en el enlace: http://apod.nasa.gov/apod/ap121211.html.

Gran parte de las más bellas imágenes del universo captadas por el HST se encuentran en el repositorio de acceso público conocido como HLA (Hubble Legacy Archive): http://hla.stsci.edu/, que recomendamos al lector que visite.

[5] Las estrellas Wolf-Rayet (WR) son estrellas de más de 20 masas solares, muy calientes (35 000 grados superficiales de media), lo que les confiere una tonalidad típicamente azulada intensa y que sufren grandes pérdidas de masa debido a los fuertes vientos estelares que generan intensas líneas de emisión en sus espectros. La primera estrella de esta característica fue identificada en el Cisne (HD191765 o WR134) por los astrónomos C. Wolf y G. Rayet (1867) desde el Observatorio de París con el 40 cm. Su naturaleza fue un misterio hasta entrado el siglo XX. La conocida Crescent Nebula (NGC6888) está asociada a la WR 136. A veces, forman asociaciones denominadas OB. Existe una subclasificación de este tipo de estrellas, pero escapa a la presente entrada.

[6] Más datos sobre NGC595 pueden encontrarse en SIMBAD, la aplicación de CDS (Centre de Données astronomiques de Strasbourg): http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=NGC+595&jsessionid=541BDF12086286B920AA845E17332F63.

[7] Véase la entrada anterior de este mismo blog: https://cielosestrellados.net/2016/12/03/el-ruido-que-no-vino-del-frio/.

[8] Una magnífica y breve reseña para aficionados sobre la observación de M33 fue publicada por Alan Whitman en Sky & Telescope (diciembre de 2004).

Diciembre 2016.

El ruido que no vino del frío

O por qué los astrónomos enfrían las cámaras fotográficas para fotografiar objetos del cielo nocturno

Primeras pruebas de una cámara modificada (refrigerada) para fotografiar el cielo

Casi todos los que leéis estas líneas conoceréis el enorme avance que se ha realizado en muy poco tiempo en las cámaras digitales. Muchos de nuestros teléfonos móviles (smartphones) trabajan con más de una decena de megapíxeles de resolución en la actualidad y en condiciones de luz comprometidas, de forma que es posible tomar fotografías que hasta hace muy poco tiempo solo estaban al alcance de cámaras compactas de gama alta o cámaras réflex digitales (en adelante, DSLR). Tenéis información más detallada en  [1], al final de esta entrada.

 La fotografía del cielo con cámaras DSLR

La misma revolución que han experimentado (y que está en continua mejora a pasos acelerados) los teléfonos móviles se ha realizado en muchos segmentos de las cámaras compactas y, por supuesto, en las DSLR.  Un ejemplo de las diferencias entre dos DSLR separadas apenas unos cinco años lo podemos ver en la figura siguiente.

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Figura 1.Compárese la calidad de las dos tomas para unos tiempos de exposición totales similares, entre las DSLR  Canon 400D y la Canon 550D

En la fotografía nocturna del cielo, fotografiamos, por norma general, objetos muy débiles y que encima se van moviendo a lo largo de la noche debido al movimiento de rotación de la Tierra, por lo que precisamos telescopios dotados de monturas con seguimiento que contrarresten este movimiento para permitirnos exposiciones más o menos largas y, así, acumular luz y compensar la poca que incide en nuestro detector.

Los que venimos de la fotografía analógica nos acordamos de la constante lucha de sensibilidad (ISO) contra grano de la película. A mayor grano de película, mayor sensibilidad y, por lo tanto, mayor poder de captación de luz (y tomas más cortas), pero a costa de perder resolución de detalles finos en la imagen final. Existe una analogía en las actuales DSLR, pero, en vez de tratarse del tamaño de los granos resultado de una reacción química de la luz incidente (fotones) con la emulsión de la película fotográfica, se trata de lo que llamamos «ruido» en la interpretación de la señal del objeto celeste, y que se muestra en la imagen final en pantalla en forma de algo similar a la granulación.

El tratamiento generalista del ruido de los detectores digitales: la relación S/R

No te asustes, es algo sencillo. Aunque esta entrada te pueda parecer algo técnica, te emplazo a que te fijes en las imágenes que la acompañan. Fíjate en este caso en la comparación de las imágenes anteriores y en las siguientes.

Este «ruido», que merma sensiblemente la calidad de las imágenes de objetos del cielo,  se produce como interpretación de la conversión de la luz (los fotones que nos llegan de las galaxias lejanas) en señal digital, esto es, una corriente de electrones que será “leída” para interpretarse posteriormente como imagen del objeto fotografiado, así como resultado de la propia electrónica de la cámara, entremezclándose todo con la imagen en bruto final.

Sin embargo, en buena parte, es posible subsanar este problema. Se trata de separar la señal procedente del objeto celeste (que, en adelante, llamamos simplemente señal, S) de la señal procedente del ruido (que, en adelante, llamamos simplemente ruido, R) y que no está originada por el objeto celeste.

En términos un poco más técnicos (pero tampoco os asustéis, no voy a poner ni una sola fórmula), denominamos al procedimiento que subsana este problema como procedimiento de incrementar el cociente señal a ruido (S/R) [2], y que nos marcará la calidad de la imagen digital final.

Para entender un poco mejor cómo incrementamos la relación (S/R) para obtener una buena imagen de un objeto celeste, debemos comprender la naturaleza del ruido que nos aparece en las imágenes. Para los más interesados, les emplazo a conocer con algo más de detalle los diferentes tipos de ruido electrónico en [3], al final de la presente entrada.

Reducción del ruido

El mecanismo para mejorar el ruido en origen de las tomas del objeto celeste, se realizará mediante unas tomas de calibración, que básicamente consiste en trabajar con las llamadas “tomas de corriente oscura o darks”. En estas tomas se trata de restar, mediante un software, de la imagen o imágenes del objeto celeste (que llamaremos toma o tomas de luz), los valores del ruido de la toma o tomas, con la finalidad de disminuirlo al mínimo, mediante la realización de tomas dark u oscuras.

Realmente es un procedimiento que posiblemente hemos utilizado, sin saberlo, en algunas ocasiones si hemos realizado fotografía nocturna. Muchas cámaras DSLR tienen la opción en alguno de sus menús de «reducción de ruido de larga exposición», ruido que típicamente aparece cuando hacemos fotografía nocturna donde exponemos durante algunos segundos. Si nos hemos percatado, la máquina hace la toma que hemos seleccionado después del encuadre (digamos de 15 segundos de exposición) y, tras finalizar la fotografía, la cámara toma de forma automática otra fotografía de la misma exposición, pero sin levantar el espejo ni abrir la cortinilla, de forma que, tras unos segundos (30 en total desde que hemos disparado, en este caso), nos muestra la imagen del motivo nocturno, con la toma de dark o de corriente oscura restada automáticamente y sin que sepamos lo que ha pasado. Por tanto las tomas de dark son tomas sin luz (aunque con señal de ruido) que se realizan con el objetivo o telescopio tapado, de la misma exposición y a la misma temperatura, con la finalidad de eliminar el ruido presente en nuestras fotografías de exposiciones largas y altos ISO.

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Figura 2. Compárese el ruido de una única toma oscura o dark, entre una exposición de 600 segundos y una de 1200 segundos con el detector de la DSLR Canon 400D a una temperatura de 20º C

Este procedimiento descrito en la fotografía nocturna que hace automáticamente nuestra cámara, es muy similar a lo que hacemos en la fotografía astronómica. Con los mismos valores de exposición y temperatura (hemos dicho que el ruido depende de ambos parámetros) y sin cambiar el ISO, realizamos varias tomas oscuras o darks para restar a las imágenes del objeto fotografiado. Lo único que cambia es que esta toma oscura también añade su propio ruido y, para minimizarlo (pues estamos hablando de tomas largas) hacemos un número suficiente de darks, de forma que el promedio de todas las tomas darks habrá minimizado el propio ruido de las tomas oscuras (ver [3] para más información al final de esta entrada)  y podremos restarlo más efectivamente a la toma de luz.

No existe un número mágico de darks para minimizar el ruido. Algunos autores mencionan que, cuantos más darks, mejor, coincidiendo que sobre unos 30 el ruido de la toma oscura es casi despreciable, pero, como media, para aquellos que nos estamos iniciando en esto de fotografiar manchitas entre las estrellas, aceptamos un valor no inferior a 10 tomas oscuras o darks. Aunque no hemos entrado todavía en el tema de la temperatura, volvemos a señalar que los darks deben realizarse a la misma temperatura que se realizan las tomas de luz y, como veremos, esto presenta un pequeño inconveniente logístico para una sesión de astrofotografía.

También se reduce el ruido con otras tomas que reducen, en menor medida, otro tipo de ruido presentes en las imágenes  y que se llaman tomas de bias, que describo en [4], pero cuya contribución a la mejora de la imagen calibrada es mucho menor.

Según el tipo de objeto fotografiado (su rango dinámico y su relación de brillo respecto al fondo de brillo del cielo), el rendimiento de nuestro detector y su linealidad de respuesta, la caracterización de su corriente oscura, la calidad del cielo, la calidad de nuestro sistema óptico y la calidad del seguimiento, pues recordemos que el sistema óptico está encima de una montura ecuatorial que contrarresta de forma continua la rotación de la Tierra así como los errores mecánicos del sistema (por ello, empleamos un sistema de autoguiado), obtendremos unos valores adecuados en el número de tomas para cada escenario.

Lo que sí es importante es que, además de las tomas de calibración, tenemos que tener en cuenta que, a todos los demás parámetros descritos anteriormente, la temperatura del detector es una de las variables que influye notablemente en la mejora de la relación (S/R).

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Figura 3. Compárese el ruido entre una toma de 600 segundos y 1200 segundos con una DSLR Canon 550D a una temperatura de 0º C.

Es por ello por lo que los detectores profesionales y amateurs avanzados, llamados habitualmente CCD, llevan un sistema de refrigeración activa que suele bajar la temperatura del detector varias decenas de grados, mediante un módulo Peltier [5] que algunas veces es respaldado por refrigeración líquida. Los aficionados más modestos nos debemos de conformar con modificaciones de cámaras DSLR comerciales de forma artesanal (ver figura 3b).

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Figura 3b. La DSLR Canon 550D utilizada en esta comparativa, modificada con un módulo Peltier (en contacto con el detector en el interior) y su correspondiente disipador y ventilador externos, que permite bajar unos 20-25 grados la temperatura ambiente. 

 

Si nos vamos a telescopios de observatorios profesionales mayores, muchas veces los detectores son diseñados «a la carta» para el instrumento, y suelen recibir refrigeración activa mediante contacto con nitrógeno líquido que permite trabajar por debajo de los 100 °C bajo cero.

¿Es un proceso complicado, entonces, realizar astrofotografía?

No. Es un proceso que podemos considerar laborioso, sobre todo, si nos desplazamos con nuestro equipo a decenas o centenares de kilómetros buscando cielos oscuros. La captura de imágenes requiere su habilidad y tenerlo todo correctamente configurado. Si tenemos la suerte de trabajar desde una ubicación fija, las capturas se facilitan increíblemente, y es más tedioso la calibración de la imagen y procesado que la captura.

El procesado se puede hacer posteriormente, siempre que tengamos en cuenta que los flats son necesarios para cada sesión (a no ser que el detector no se mueva del telescopio y no se hubieran depositado más artefactos sobre el mismo) y que los darks es necesario tomarlos de la misma exposición (misma ISO en el caso de las DSLR) y misma temperatura.

A veces, si la DSLR no tiene refrigeración activa, es complicado conseguir la misma temperatura para los darks, pero no es plan perder la noche haciendo tomas oscuras con la finalidad de mejorar la imagen final. A este respecto, lo mejor es hacerse con una «biblioteca» de darks en noches en las que esté nublado. Con un termómetro en mano y dejando la cámara en el exterior (balcón, terraza o azotea), tomamos darks con los tiempos más habituales y con las diferentes temperaturas a lo largo de la noche o de los diferentes meses del año.

Una vez tomadas imágenes de luz, darks, flats [6] y bias, y aunque, para un neófito en la materia, pueda parecer complicado, hay sencillos programas (y gratuitos) que nos realizarán el alineado y la reducción de las imágenes llegando a la imagen final calibrada en bruto, con la cual abordaremos el tercer y último paso: el procesado [7].

Primeros pasos

Antes, cuando realizábamos fotografía química, la especialización en diferentes campos de conocimiento era mucho menor, pero la complicación para obtener resultados algo aceptables, bastante alta, y el dinero y tiempo invertido, creedme, mucho mayor. Actualmente, los detectores digitales de las DSLR, los programas de tratamiento de imágenes, la facilidad de captura, las monturas computarizadas fácilmente gestionables desde el PC, los sistemas de autoseguimiento, los filtros de banda estrecha, y muchos accesorios, han facilitado la labor al astrofotógrafo amateur y, sobre todo, devuelven resultados realmente espectaculares, con imágenes que no estaban disponibles ni para telescopios profesionales hace un par de décadas. Lo que sí es cierto es que debemos controlar una serie de tecnologías.

 Pero no nos agobiemos, vayamos poco a poco. Yo, para mi vuelta a la fotografía amateur, decidí volver a utilizar mi telescopio Newton de 15 cm adquirido en 1988, sin posibilidad de dotarlo de reductor de coma, una aberración típica de los telescopios de espejos. Por otra parte, adquirí de segunda mano una DSLR Canon 400D (solo el cuerpo, pues el objetivo iba a ser el propio telescopio), que era un detector obsoleto y que, con relación a las actuales cámaras en el mercado, presenta un ruido notable.

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Figura 4. Compárese dos darks (a escala de cada detector) tomados con las DSLR Canon 400D y 550D a una misma temperatura de 20º C y una misma exposición de 600 segundos. Se ha ampliado el borde inferior izquierdo de cada imagen para que se aprecie mejor el ruido presente en cada toma oscura o dark.

De los objetos que fotografiamos, un buen número son nebulosas formadas por regiones HII, donde nacen las estrellas. La emisión de buena parte de este tipo de objetos se realiza en la parte roja del espectro y en el infrarrojo cercano (IR cercano). Sin embargo, los CCD o CMOS son especialmente sensibles a esta zona del espectro y, como su finalidad es muy distinta a fotografiar nebulosas y galaxias, suelen dotarlos de un filtro de corte del IR. Si despojamos a la cámara de este filtro (que se sitúa inmediatamente sobre el detector), dejamos parcialmente inutilizable la cámara para fotografía diurna, pero ganamos en respuesta y linealidad en el IR.

Como la cámara fue adquirida solo para este menester, un compañero de afición me quitó el filtro de IR, que, aunque no es una operación complicada y existen muchos tutoriales en Internet de cómo hacerlo paso a paso, no es apto para manazas y adictos a la cafeína.

Una vez situado el telescopio de forma permanente en un cielo con calidad de cielo suburbano (Observatorio de Pobla Tornesa), las cosas empezaron a salir cada vez mejor y, en poco más de un año, recogí todo el catálogo Messier, que fue la entrada del pasado mes de octubre y que podéis consultar aquí;

https://cielosestrellados.net/el-catalogo-messier-con-mi-t150750/

Este trabajo, que para el neófito puede parecer enorme, es realmente modesto. Se trataba de realizar un proyecto de aficionado de mi juventud por motivos sentimentales y ver cómo se me daba eso de volver a la astrofotografía 20 años después. Pero el detector utilizado es viejo (diez años), genera mucho ruido, y más acusado con el tiempo de exposición y acumulación de exposiciones (cuando lleva un buen rato trabajando). Por otra parte el telescopio, a pesar de su excelente calidad y terminación de la época, no deja de ser un reflector del año 1988. Recordemos que los telescopios reflectores pierden propiedades reflectivas al deteriorarse la capa de aluminio y cuarzo que tienen en la superficie de sus espejos.

Actualmente, con un telescopio de tipo Newton de fabricación china pero de 20 cm (mayor poder de captación de luz respecto a los 15 cm) y 100 cm de distancia focal (mayor resolución y tamaño de imagen respecto a los 75 cm), dotado de un corrector de coma, y un detector mucho más moderno, una DSLR Canon 550D (también un cuerpo modesto comprado de segunda mano de unos 5 años), me he propuesto mejorar las imágenes tomadas en el catálogo Messier, cuyo enlace os he puesto anteriormente.

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Figura  5. Messier 74. Compárese imágenes con un tiempo de exposición similar del mismo objetos celestes con el instrumental citado en el texto. Si no se indica temperatura, las tomas se han realizado sin refrigeración activa.

Pero ahora no solo el detector ha sido modificado quitándole el filtro de IR, sino que, además, ha sido refrigerado con un módulo Peltier (refrigeración activa), que permite seleccionar una temperatura de trabajo adecuada para reducir el ruido de la tomas de forma notable. Fácilmente, se pueden conseguir 20 °C por debajo de la temperatura ambiente.

¿Es realmente importante la diferencia de equipo?

Pues sí. Con mucho menor dinero del invertido en 1988, ahora tienes un telescopio más grande, y más diámetro significa más luz y mejor (S/R.) gracias a un detector más moderno (Canon 550D).

Por otra parte, el detector tiene mucho menor ruido a igual temperatura, que el detector anteriormente utilizado (Canon 400D), pero si las tomas se realizan con refrigeración activa, aún disminuye bastante más. El ruido se hace especialmente molesto, lógicamente, en verano, donde, además de que las noches son cortas, el detector está expuesto a temperaturas nocturnas cálidas y se calienta más. La refrigeración de un detector de una DSLR es sin duda muy importante para las tomas astrofotográficas, aunque ello no implica que sea imprescindible. Fíjate bien en la siguiente imagen.

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Figura 6. Darks comparados entre las DSLR  Canon 400D y 550D. Los dos primeros corresponden a la Canon 400D (600 y 1200 segundos de exposición), los dos segundos a la Canon 550D (mismas exposiciones y temperatura), y finalmente los dos últimos de la derecha a la Canon 550D Refrigerada (mismas exposiciones pero temperatura de 0º C).

¿DSLR o CCD?

 Por mi experiencia, recomiendo empezar por una DSLR. Una CCD permite trabajar con filtros de banda estrecha y temperaturas inferiores gracias a su mejor refrigeración activa, lo que disminuye significativamente el ruido y aumenta notablemente la (S/R), pero la obtención de resultados «postaleros» es inicialmente más costosa (también económicamente) y, por ello, menos motivador. En entornos polucionados lumínicamente, la banda estrecha permite (hasta cierto punto) hacer astrofotografía con resultados más que aceptables.

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T150/750 Celestron (1988) y Canon 400D (2006). Instrumental con el que se ha realizado el catálogo Messier.

 

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T200/1000 Sky Watcher (2015) y Canon 550D (2010), refrigerada con un Peltier en 2016.

 

Espero que disfrutéis de la entrada y, como siempre, a vuestra disposición para cualquier consulta que esté en mi mano constestar.

Características de los detectores CMOS de las DSLR de Canon empleadas en la comparativa (extraído de [8]):

a) Canon 400D (Rebel XTi o Kiss Digital X). Lanzamiento en agosto de 2006. CMOS de 10,1 megapíxeles. APS-C con factor de ampliación 1,6. Procesador DIGIC II (12 bits). Matriz de píxeles: 3888 × 2592. Tamaño del sensor: 22,2 × 14,8 mm, de 5,7 μm. No LiveView.

b) Canon 550D (Rebel T2i o Kiss Digital X4). Lanzamiento en febrero de 2010. CMOS de 18 megapíxeles. APS-C con factor de ampliación de 1,6. Procesador DIGIC 4 (14 bits). Matriz de píxeles: 5184 × 3456. Tamaño del sensor de 22,3 × 14,9 mm, de 4,3 μm. LiveView.

Notas de la entrada.

[1] Aunque entiendo que el lector sabe lo que es una cámara DSLR, no está de más recordar que son aquellas en las que se encuadra el objeto a fotografiar por un visor óptico al que le llega la luz directamente a través del objetivo y que, además, es intercambiable. Información más detallada en https://es.wikipedia.org/wiki/C%C3%A1mara_r%C3%A9flex_digital

[2]Algunos autores citan el cociente señal a ruido (S/R) como SNR.

[3] Los diferentes tipos de ruido electrónico presentes en una imagen

Aunque la explicación no es trivial y responde a ciertos desarrollos matemáticos que tienen que ver con la estadística básica, tampoco es excesivamente compleja, y podemos atrevernos a simplificar diciendo que las fuentes de ruido de una imagen (de forma estricta, sería ruido concerniente a cada uno de los píxeles que conformarán la imagen final) responden a la unión de varios tipos de ruidos presentes: el ruido fotónico (también llamado a veces como ruido de disparo debido al comportamiento físico de los fotones), el ruido de corriente oscura debida a la naturaleza y propiedades del sensor de la cámara y, finalmente, el ruido de lectura que se produce por la «forma» en la que los fotones se convertirán en electrones y cómo estos son «contados» por la electrónica de la cámara para ser traducidos en valores digitales, que posteriormente se representarán en pantalla.

Especialmente molestos son los dos primeros tipos de ruidos, pues intervienen de forma importante la temperatura y el tiempo de exposición de la toma. El tercer tipo de ruido es menos molesto y cada vez se encuentra más minimizado en los detectores modernos y, en todo caso, se minimiza con unas tomas que, como veremos un poco más adelante, los astrónomos denominan bias y son muy sencillas de obtener.

El tiempo de exposición, como es lógico, nos aumenta la señal recibida del objeto, y también aumenta el ruido, pero no lo hace de forma pareja, por lo que el promedio de varias imágenes (que promedia valores de señal del objeto, pero elimina parcialmente los valores de señal correspondiente al ruido, al ser su carácter aleatorio) conseguirán que aumentemos la relación (S/R).

Si queremos profundizar un poco más, definimos la potencia eléctrica de una señal electrónica como el cuadrado de la amplitud eléctrica (los electrones acumulados debido al impacto de fotones). A doble tiempo de exposición, doble amplitud eléctrica (doble de fotones y, por lo tanto, electrones, gracias a la linealidad de los detectores CCD y CMOS) y cuatro veces más potencia eléctrica. El ruido tiene un comportamiento aleatorio y el doble de tiempo no implica el doble de amplitud eléctrica de ruido, sino que solo doble de potencia eléctrica. Es decir, si doblamos la exposición, acumulamos potencia eléctrica de señal del objeto con el tiempo al cuadrado, pero tan solo el doble de potencia eléctrica de señal debida al ruido.

La forma de crecimiento de la relación (S/R) es con la raíz cuadrada del tiempo de exposición. Si la exposición es de 100 segundos, hemos mejorado la relación (S/R) 10 veces respecto a la toma de un segundo. La técnica del promediado (que no sumado) de las imágenes una vez alineadas (esto lo realizará un software con posterioridad a las capturas y de forma automática) hará que los valores aleatorios del ruido pierdan fuerza (se reduzca el ruido) respecto a la señal del objeto.

[4]Tomas de bias.  El ruido de lectura de la cámara lo podemos minimizar con tomas bias. Estas tomas se realizan como una toma dark (sin luz), pero a la mayor velocidad de obturación de la cámara, de forma que detectemos los valores de «sesgo» que introduce el fabricante de la electrónica de la cámara para distinguir el valor de ruido de lectura con los valores de señal procedentes del objeto. Normalmente, sin ser excesivamente puristas, nos es suficiente una decena de bias para obtener el bias maestro. Dependiendo de detectores, es posible despreciar las tomas de bias sin que la calidad de la imagen decaiga en exceso.

[5]Más sobre los módulos Peltier para refrigeración de dispositivos  en https://es.wikipedia.org/wiki/Refrigeraci%C3%B3n_termoel%C3%A9ctrica

[6] Tomas de flats. Reducción de los errores del sistema óptico y artefactos del detector.

Los telescopios de aficionado suelen estar dotados de ópticas poco corregidas y que, además, se ven sometidas a frecuentes desplazamientos en busca de cielos oscuros para realizar imágenes del cielo, lo que provoca que en las ópticas, o en el sensor, se depositen partículas de polvo. Para subsanar en buena medida algunas aberraciones como el viñeteado por los bordes, o las partículas de polvo que generan a veces artefactos en las imágenes finales, se realizan tomas de campo plano o flats. Estos flats son tomas de luz que se realizan sobre un fondo homogéneamente iluminado, como pueden ser flats de cúpula o flats de cielo, antes de que caiga la noche.

Se trata de obtener aproximadamente imágenes de «luz de día» del sensor y sistema óptico, sin saturar el detector. Se acepta comúnmente alcanzar como mucho la mitad del rango dinámico disponible para el detector. Los flats, al realizarse a velocidades normalmente altas en comparación con las imágenes de luz del objeto, carecen de un ruido destacable; aun así, si somos perfeccionistas, podemos realizar darks de los flats, que implicaría tomar tomas oscuras pero de velocidades altas. El número de flats es también un tema algo controvertido, que muchas veces crea confusión, pues es difícil tener una fórmula que funcione siempre eficientemente. Aceptamos que no trabajaremos con un grupo de flats para obtener el flat maestro inferior a una decena. Las tomas las realizaremos a la misma temperatura que las tomas de luz si también pretendemos ser puristas. Esto puede suponer un problema si nuestra cámara no está dotada de refrigeración, pues, lógicamente, por la tarde noche (cuando tomamos, por ejemplo, flats de cielo), la temperatura es sensiblemente más alta que durante la noche, cuando realizamos la sesión de trabajo y captura de imágenes de luz. Pensemos que no podemos disponer de una librería de flats, como hemos citado con los darks, pues de una sesión a otra puede cambiar la posición de detector o tener más artefactos debido al depósito de polvo.

[7]¿Es el procesado de las imágenes finales calibradas un proceso complicado?

No. El procesado trata de resaltar los detalles de la imagen calibrada en bruto. Se trata de ensayar o jugar con aquellos programas que nos resulten más sencillos, a ser posible, con alguno de la multitud de tutoriales que podemos encontrar en Internet. Entre el software disponible para el tratamiento de imágenes, existen gratuitos y de pago. Lo mejor es seguir algún tutorial de programas sencillos (algunos de ellos comerciales) y descartar de momento los programas dedicados y altamente especializados (y de pago), aunque sepamos que posiblemente en un futuro acabaremos acudiendo a ellos. El proceso que debemos seguir es aquel en el que nos sintamos a gusto y disfrutemos descubriendo nuestros propios errores, si no, terminaremos por dedicarnos a la astronomía visual, pues, recordemos, estamos hablando de astronomía amateur, de lo que algunos llaman «postaleo», de una afición (aunque algunos afortunados lo tienen como profesión)  y no de tomas científicas de las que dependa nuestro trabajo de investigación, que normalmente se realizan con detectores CCD profesionales (de los que hemos mencionado algo antes) y que suelen ser de tipo monocromo (devuelven una imagen en tonos de gris y no en color como las DSLR) dotados de filtros muy selectivos para realizar fotometría o astrometría. De todas formas no es la intención de esta entrada tratar el tratamiento de las imágenes.

[8] Extraído de: https://es.wikipedia.org/wiki/APS-C y http://www.astropix.com/HTML/I_ASTROP/COMPARE.HTM

El catálogo Messier en 100 imágenes

Finalmente, aquí os presento el trabajo de compilar todo el catálogo Messier (110 objetos)con mi viejo telescopio Newton de 15 centímetros de diámetro. Se trata de un trabajo muy modesto, pero como algunos de vosotros sabéis, largamente perseguido desde mi juventud.

Después de realizarlo, mi viejo compañero de centenares de horas de observación y fotografías, se merece -por fin-  un reconocido descanso, y dejar paso a medios más modernos.

Espero que os gusten estas 100 imágenes, en las que encontraréis horas y horas de exposición, captando fotones de lejanos astros y otros objetos celestes.

http://wp.me/P5HiJI-uj

https://cielosestrellados.net/el-catalogo-messier-con-mi-t150750/

Un saludo

Compara1997vs2015
Dos imágenes ,con el mismo instrumento pero distinto detector y procedimiento de captura, separadas por unos 20 años

 

 

Sueño de una última noche de verano

Sueño de una última noche de verano

 Se despide el verano. Estos días alcanzamos el equinoccio de otoño, momento en el que la noche y el día tienen la misma duración y el Sol sale exactamente por el punto Este del horizonte y se pone por el punto Oeste exactamente del horizonte —al igual que en el equinoccio de primavera—. Finaliza el sueño de la última noche de verano.

 Y es que este verano me ha sido poco productivo astronómicamente hablando. Motivos laborales me han impedido que le dedique tiempo a escribir, y he tenido el blog dejado, sin una sola entrada desde el pasado 10 de junio, que se lo dediqué a los cúmulos globulares de Ofiuco. Claro, lógicamente el número de seguidores ha descendido notablemente, por lo que espero compensaros con esta entrada, y darle una continuidad a mi pasión por la divulgación astronómica.

 El verano han sido esos meses que estoy seguro que muchos de vosotros habréis aprovechado bajo las estrellas, con vuestras familias, amigos o en la soledad de la noche, bajo una bóveda estrellada preciosa, pero efímera. Las noches han sido poco oscuras (el Sol no se encuentra muy por debajo del horizonte), y de poca duración. Especialmente cortas han sido —estoy seguro— para aquellos que hacéis astrofotografía.

 Apenas estaba todo el instrumental preparado, la cámara principal adecuadamente enfocada (y, si es el caso, a la menor temperatura posible), la cámara de seguimiento en la estrella de calibración y con una buena respuesta en el programa que realiza las correcciones en los dos ejes de la montura ecuatorial, el objeto principal encuadrado y con la secuencia de tomas lista… y ¡zas! Finalizaba la noche.

 Ahora, con los inicios del otoño, con noches sensiblemente más largas y oscuras, aún podemos aprovechar para fotografiar buena parte del cielo del verano. Recordemos que el triángulo de verano formado por Deneb, Vega y Altair lo encontramos cerca del cénit, aunque bien es cierto que las constelaciones más australes, mirando hacia el centro de nuestra galaxia, ha pasado el meridiano, y prácticamente se ponen un par de horas nada más finalizar el crepúsculo.

 Por lo tanto, aunque seguimos teniendo buenos objetivos en alturas razonables, como la brillante nebulosa planetaria Dumbell M27 en Vulpécula, la pequeña pero brillante nebulosa del anillo M57 en la Lira  o la extensa nebulosa Norteamérica NGC7000 en el Cisne, lo cierto es que las nebulosas del Águila M16, Trífida M20, Omega M17, Laguna M8,  los cúmulos globulares M22, M4 y M80 y los cúmulos abiertos M6 y M7 —sin duda, objetos destacados de esta época del año—, son en estas semanas ya complicados de «cazar» por su cada vez menor altura sobre el horizonte Oeste.

 Lógicamente los astrofotógrafos más experimentados y con equipos sensiblemente más técnicos se preocuparán de objetos más complejos como la nebulosa creciente NGC6888 (más conocida por su denominación anglosajona Crescent) en Cisne o la nebulosa del Corazón IC1805 en la cada vez más alta constelación de Casiopea.

Sin embargo, completando con mi viejo equipo de finales de los años ochenta el catálogo Messier, yo me he dedicado a compilar algunos objetos que pasan desapercibidos por los telescopios de los astrónomos amateurs menos expertos. No tienen la culpa de formar parte del ilustre catálogo del caza-cometas francés del siglo XVIII, y ser más modestos, con brillos o formas poco notables o, como veremos en algún caso, con declinaciones bastante incómodas para su fotografía desde nuestras latitudes.

sagitario-escorpion

 En la captura de pantalla del programa The Sky 6, vemos una representación de la zona meridional del cielo al inicio del verano. Podemos observar la gran cantidad de objetos Messier que se agolpan en las constelaciones de Sagitario y Escorpión, o en sus cercanías. La línea verde representa el meridiano (la línea norte-sur); podemos darnos cuenta de que algunos objetos alcanzan muy poca altura sobre el horizonte del lugar, en este caso, para 40° de latitud norte, lo que complica su captura por la absorción atmosférica, el poco tiempo que están visibles y la completa libertad de posibles obstáculos naturales que impidan observarlos que debemos de buscar para fotografiarlos.

 Los cúmulos abiertos de Sagitario y Escorpión

 Del catalogo Messier, encontramos varios cúmulos abiertos en la constelación de Escorpión, destacando los bastante meridionales de Messier 6 y 7, muy cerca aparentemente del núcleo galáctico.

m6

Messier 6 es el cúmulo de la Mariposa y, aunque se trata de un cúmulo de estrellas jóvenes azules, destaca una gigante roja (tipo espectral K), la más brillante del cúmulo y variable, denominándose BM Sco. El cúmulo se sitúa sobre los 1200 años luz de distancia, aunque ha habido ciertas discrepancias que tienen que ver con la absorción interestelar de la zona. Descubierto por Messier el 23 de mayo de 1764, lo clasifica como «cúmulo de estrellas entre el arco de Sagitario y la cola del Escorpión»; por lo tanto, es el primero de los objetos que compila que claramente no tiene aspecto nebuloso y sí naturaleza estelar, junto con el no muy lejano globular Messier 4, en las proximidades de Antares.

m7

Messier 7 está cercano al anterior. Fue descubierto por Messier la misma noche y lo describe como «cúmulo de estrellas más notable que el precedente», siendo observable a simple vista desde lugares oscuros. Precisamente por su brillo y localización a simple vista, se llama también el cúmulo de Tolomeo, que lo describió como una nube en el año 130 aproximadamente; sin duda, un reto a la perfección de los cielos del concepto cosmológico de la época.

Este cúmulo, sobre un campo aún más rico que el anterior, se sitúa aproximadamente a unos 1000 años luz. También se trata de un cúmulo de estrellas jóvenes, si bien, podemos encontrar alguna amarilla que contrasta con las tonalidades dominantes.

 En la vecina constelación del Escorpión, encontramos otros cúmulos abiertos, aunque mucho menos espectaculares, a pesar de encontrarse mejor situados en declinación para su observación.

m18

 Messier 18, descubierto por Messier el 3 de junio de 1764, lo describe como «cúmulo de estrellas un poco por debajo de la nebulosa descrita más arriba, número 17». Como podemos observar, en el campo, apreciamos tan ilustre vecino (nada menos que la nebulosa Omega o M17) y, además, estamos describiendo uno de los más pobres objetos descubiertos por el astrónomo francés. Es un agrupamiento pobre, a unos 4000 años luz, que solo destaca por su ubicación privilegiada fortuita en esta rica zona del cielo.

m21

 Messier 21 fue descubierto por Messier el 5 de junio de 1764, y lo describe como «cúmulo de estrellas, cerca del precedente, cuya estrella más cercana conocida es 11 de Sagitario, según Flamsteed, siendo de la séptima magnitud. Las estrellas de estos dos cúmulos [N. del a.: refiriéndose a las estrellas asociadas a la nebulosa de la trífida M20] son de la octava y novena rodeadas de nebulosa». En realidad, podríamos aplicar casi el mismo criterio que con Messier 18; se trata de un cúmulo pobre con un ilustre vecino, como es la nebulosa Trífida M20, que tan solo destaca por su aparente ubicación. La distancia aceptada es de aproximadamente de unos 4000 años luz.

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 Messier 23 fue descubierto por Messier el 20 de junio de 1764, describiéndolo como «cúmulo de estrellas entre la extremidad del arco de Sagitario y el pie derecho de Ofiuco». Es un cúmulo algo más rico que sus vecinos M18 o 21, pero disperso, que lo compensa con una zona menos rica de estrellas de fondo que donde se sitúan algunos de sus vecinos de similar naturaleza. Su distancia es aproximadamente de unos 2000 años luz.

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 Messier 24 fue descubierto por Messier el 20 de junio de 1764, describiéndolo como «cúmulo sobre el paralelo del precedente y cerca de la extremidad del arco de Sagitario en la Vía Láctea, siendo una gran nebulosidad en la cual hay multitud de estrellas de diferentes magnitudes». En realidad, consideramos este objeto como una de las condensaciones del brazo de la Vía Láctea delimitada por zonas oscuras de materia interestelar. Entre este campo tan rico, se encuentra NGC6603, a veces, confundido con el propio M24, si bien, este cúmulo se sitúa varios miles de años de luz más lejano a las estrellas que conforman este conglomerado de estrellas tan rico.

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Messier 25 fue descubierto por Messier también la noche del 20 de junio de 1764, y lo describió como «cúmulo de pequeñas estrellas en la vecindad de los dos cúmulos precedentes». No es un cúmulo destacable, sobre todo, por estar sobre un fondo estelar rico, siendo mejor objeto que M18 o M21. Su distancia ha podido ser calculada con bastante precisión, gracias al estudio de la variable U Sagitario (de tipo delta cefeida), vinculada al cúmulo.

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 Messier 26 se encuentra, en realidad, en la constelación del Escudo y fue descubierto por Messier también la noche del 20 de junio de 1764, identificándolo como un cúmulo de estrellas sin rastro de nebulosidad. Esta cerca de la llamada «nube de la constelación del Escudo», si bien, el fondo estelar no es muy rico en su posición y, por ello, permite ser identificado con cierta más facilidad esta concentración estelar a unos 5000 años luz.

 Los cúmulos globulares de Escorpión y Sagitario

m4

Messier 4 es un cúmulo globular muy cerca de la rojiza estrella que representa el corazón del Escorpión. Es un cúmulo globular cercano, a tan solo 7200 años luz de nosotros. Fue descubierto por Cheseaux en 1746 y Messier lo encontró la noche del 8 de mayo de 1764, citándolo como «cúmulo de estrellas muy menudas, con un pequeño telescopio se le ve bajo la forma de una nebulosa». Es decir, Messier acierta en su naturaleza estelar, a pesar de tratarse de un cúmulo globular, a diferencia del resto de globulares que descubriría, y ello se debe, precisamente, a su cercanía a nuestra estrella.

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 Messier 80 es el otro globular de la constelación del Escorpión. Fue descubierto por Messier el 4 de enero de 1781, describiéndolo como «nebulosa sin estrellas en el Escorpión […] esta nebulosa es redonda, con el centro brillante y recuerda el núcleo de un pequeño cometa, rodeado de nebulosidad. Méchain lo descubrió el 27 de enero de 1781». No se encuentra muy lejos de Messier 4, pero es más pequeño y concentrado, mayormente blanquecino, a 32 000 años luz de nosotros y con un buen número de las denominadas estrellas rezagadas azules presentes, que, muy posiblemente, tenga que ver con su alta densidad y la frecuencia de colisiones estelares.

 En la constelación de Sagitario, encontramos varios globulares, de muy diferente tipo.

m22

 Messier 22 es un globular glorioso. De hecho, es el más brillante después de Omega Centauro y 47 Tucan (ambos visibles desde el hemisferio Sur). Descubierto el 5 de junio de 1764, a pesar de su tamaño, Messier no acertó a distinguir estrellas y lo describió como «nebulosa por debajo de la Eclíptica, entre la cabeza y el arco de Sagitario, cerca de la estrella 25 de Sagitario. Esta nebulosa es redonda, no contiene ninguna estrella y se ve muy bien». Messier era consciente y cita que el descubrimiento de este objeto había sido realizado por el alemán A. Ihle en 1665, cien años antes que Messier. Es un cúmulo próximo, a tan solo algo más de 10 000 años luz de nuestra estrella.

m28

 Messier 28 fue descubierto por Messier el 27 de julio de 1764, sin llegar a identificar estrellas (como en todos los abiertos anteriormente descubiertos), considerándolo una nebulosa. Es un cúmulo pequeño y difícil de observar, que se sitúa a 22 000 años luz.

m54

 Messier 54 fue descubierto por Messier el 24 de julio de 1778, describiéndolo como una «nebulosa muy débil». Es un cúmulo globular pequeño, compacto y sobre un fondo estelar rico. Su distancia lo sitúa a 50 000 años luz, aunque algunos autores lo consideran extragaláctico, a más de 80 000 años luz, considerándose un cúmulo extremadamente compacto… y lejano.

m55

 Messier 55 fue descubierto la misma noche que M54 y descrito como «nebulosa que aparece como una mancha blanquecina de alrededor 6 minutos de extensión, su luz es regular y no posee estrella alguna». Pero lo cierto es que marca una gran diferencia con el anterior; es mucho más grande, aunque de brillo superficial débil a más de 17 000 años luz. Messier reconoce el descubrimiento a Lacaille.

m69

 Messier 69 es más modesto que su vecino M55, pero más bonito que M54, sobre un fondo también plagado de estrellas. Descubierto por Messier el 31 de agosto de 1780, también lo clasifica como «una nebulosa sin estrellas […] de luz muy débil y no se la puede ver sin un buen tiempo». Reconoce el descubrimiento a Lacaille en 1751, igual que con M55. Se sitúa a más de 29 000 años luz, cerca del centro galáctico y con una inesperada población estelar especialmente rica en metales.

m70

 Messier 70 fue descubierto por Messier la misma noche que M69 —de hecho, solo los separan 12 minutos de arco— y descrito en los mismos términos y, al igual que su vecino, mantiene con nosotros una distancia parecida y una posición relativa de cercanía con el núcleo de nuestra galaxia.

m75

Para finalizar, lo hacemos con Messier 75, descubierto por Messier la noche del 18 de octubre de 1780, casi en la frontera con Capricornio, y cuyo descubrimiento atribuye a su amigo Méchain. Es un cúmulo de presencia pobre, al igual que los anteriores M70 y M69, o, incluso, peor. A pesar de ser uno de los globulares más pobres del catálogo, Messier llega a citar «compuesto por menudísimas estrellas que no aprecia Méchain», en lo que, a la vista de la foto, podemos ver que confundió con estrellas del campo. Es muy concentrado, pero su distancia de más de 70 000 años luz lo vuelve un objeto pobre para el astrónomo aficionado.

Finalizamos el sueño de la última noche del verano con estos cúmulos, casi todos ellos poco espectaculares en comparación con tan ilustres vecinos como hemos citado con anterioridad, pero que, sin embargo, sí merecen nuestra atención, siendo aún visibles todos ellos en las primeras horas de las primeras noches de otoño. Si nos los perdemos, no dejemos de apuntarlos para el año que viene; seguro que alguno de ellos te depara alguna sorpresa en una noche oscura.

Feliz inicio de otoño.