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.

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 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.

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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.

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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.

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 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.

M23.jpg

 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.

m24

 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.

m25

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.

m26

 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.

m80

 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.

Los siete de Ofiuco

Los globulares de Ofiuco

Es posible que no sepas que eres Ofiuco, pero si, como aficionado a la astronomía, no sabes que la enorme constelación de Ofiuco (el portador de la Serpiente, con casi mil grados cuadrados de cielo) tiene siete cúmulos globulares, es porque, cuando llega el verano boreal, siempre observas los mismos objetos.

Claro, en verano, se nos ponen a tiro la nebulosa planetaria Dumbell (Messier 27), la nebulosa planetaria del Anillo (Messier 57) —muy altas en el cielo y cerca del señalado asterismo del triángulo estival formado por las tres brillantes estrellas Vega, Deneb y Altair—, las nebulosas difusas en dirección al núcleo galáctico Trífida (Messier 20), la Laguna (Messier 8) y la Omega (Messier 17), entre otra multitud de objetos que se agolpan en esta dirección.

Si, además, lo que deseamos ver son esos racimos de cientos de miles de estrellas que conforman lo que denominamos cúmulos globulares, distribuidos en el bulbo de nuestra galaxia, los primeros que nos vienen a la mente para observar son Messier 13 en Hércules, Messier 22 en Sagitario o Messier 4 cerca de la supergigante estrella naranja Antares. Pero el verano nos trae muchos más globulares, entre ellos, los siete de Ofiuco, y que aquí describimos como aperitivo de la próxima entrada.

Messier 9: descubierto por Messier el 28 de mayo de 1764, es un cúmulo globular moderado a unos 25 000 años luz de nosotros, que el propio Messier describe como «nebulosidad sin estrellas… redonda y de luz débil».

M9

Messier 10: descubierto por Messier la noche del 29 de mayo del mismo año que el anterior y descrita como «nebulosidad sin estrellas en el cinturón de Ofiuco… es bella y redonda». Fue William Herschel quien descubriría su naturaleza estelar, si bien, hoy cualquier telescopio de aficionado en un cielo oscuro nos la revela sin dificultad. Este cúmulo se encuentra a unos 15 000 años luz, y es más brillante que el anterior, pudiendo llegar a localizarse a simple vista en cielos excepcionalmente oscuros.

M10

Messier 12: No muy lejos del anterior globular, encontramos este cúmulo descubierto por Messier la noche del 30 de mayo. Lo describe como «nebulosa descubierta en la Serpiente, entre el brazo y el costado izquierdo de Ofiuco, que no contiene ninguna estrella, es redonda y de luz débil». Sin embargo, es también un objeto estupendo al telescopio de aficionado, algo más grande que el anterior y algo más débil. Está situado a 16 000 años luz de nuestra estrella.

M12

Messier 14: Un poco más hacia el Este, encontramos este otro globular descubierto por Messier el 1 de junio del mismo año y que describiría prácticamente en los mismos términos que los anteriores. Es similar al anterior, pero a una distancia de unos 30 000 años luz.

M14

Messier 19: hacia el sur de la constelación, cerca de otros deslumbrantes objetos próximos aparentemente al centro galáctico, encontramos este globular que suele pasar desapercibido para muchos aficionados, que Messier descubrió el 5 de junio de 1764 y que describe como «nebulosa sin estrellas sobre el paralelo de Antares… esta nebulosidad es redonda…». Se suele citar que es uno de los globulares más elípticos, si bien, no es una propiedad que podamos observar visualmente, aunque se resuelva bien con nuestro telescopio. Se encuentra a unos 28 000 años luz.

M19

Messier 62: en las cercanías del anterior cúmulo globular, pero un poco más cerca del límite con Escorpión, encontramos este globular poco conocido, aunque destacable. Descubierto por Messier el 4 de junio de 1779 (observado sin registrar en 1771), lo describe como «nebulosa muy bella, descubierta en el Escorpión, que recuerda a un pequeño cometa. El centro es brillante y rodeado de una nebulosidad débil». En su empeño por la búsqueda de cometas, lamentamos que Messier no dispusiera de telescopios que le revelaran la verdadera naturaleza de estos objetos; centenares de miles de estrellas maduras agolpadas por la gravedad. Se encuentra a unos 22 000 años luz y algunos autores sugieren cierta deformidad debida a la proximidad con el centro galáctico.

M62

Messier 107: este globular que ocupa una situación central respecto a todos los anteriores y también en el límite superior con Escorpión, no fue descubierto por Messier, sino por su amigo Méchain en 1782 y fue el último objeto descubierto de lo que podríamos llamar catálogo original. Situado a unos 21 000 años luz, algunos autores destacan su morfología de globular de distribución abierta, si bien, con instrumentos de aficionado, es difícilmente reconocible.

M107

 Para finalizar, y aunque en breve haré una entrada más larga sobre los objetos Messier del verano, comentar que las imágenes están tomadas desde la población de La Pobla Tornesa (Castellón), con un sencillo telescopio reflector Newton de 15 cm (f:5) de hace más de 25 años, y una Canon 400D sin filtro IR de hace una década, unos medios muy modestos y al alcance de cualquier aficionado actualmente.

Espero que os guste

 

Tránsito de Mercurio : ¿espectáculo celeste o mera anécdota?

¿Qué es el tránsito de Mercurio?

Este próximo lunes 9 de mayo de 2016 será visible un tránsito del planeta Mercurio por delante del disco solar, fenómeno astronómico que sucederá, lógicamente, de día y durante un tiempo de 7 horas y 28 minutos.

Realmente, aunque los medios de comunicación se harán eco de la noticia de una forma más o menos sensacionalista en función del redactor de turno, ya os anticipo que, si ir a observar el tránsito va a suponer una discusión con vuestro jefe o con vuestro entorno familiar, ni lo intentéis, no merece la pena. A cambio, os ofrezco algunos datos que os pueden ser interesantes para que asombréis a vuestros compañeros de oficina cuando saquen el tema de conversación al día siguiente.

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Mercurio es el planeta más pequeño y más cercano a nuestra estrella, a apenas 0,38 UA.[1] Pocas personas han tenido la ocasión de verlo: por las tardes nada más ponerse el Sol en dirección Oeste o por las mañanas entre las luces del alba matutina en dirección Este. Además de ser el menos brillante de los cinco planetas visibles a simple vista y conocidos desde la Antigüedad, su proximidad física al Sol provoca también, visto desde la Tierra, una proximidad aparente al Sol en el cielo, por lo que precisamos buscarlo siempre entre las luces del crepúsculo o entre las del alba, con unos horizontes libres de obstáculos.

Eso, en nuestra sociedad actual, a diferencia de en la Antigüedad, hace que pase bastante desapercibido, incluso, para el público interesado en la observación del cielo.

En nuestro hemisferio norte, cuando se puede observar por las tardes tras la puesta del Sol, suele presentar un brillo algo mayor si coincide con la primavera. Si, por el contrario, es posible observarlo por las mañanas del otoño, también lo encontraremos en el momento de máximo brillo.

Al tratarse de un planeta interior a la órbita de la Tierra, al igual que el planeta Venus, por el telescopio, es posible observar sus fases, como las de la Luna, aunque, obviamente, con un tamaño mucho menor por la lejanía y el diámetro.

Venus es un planeta mucho más brillante que Mercurio, más grande y más cercano a la Tierra. Eso provoca que casi con cualquier telescopio sus fases sean bien visibles (no esperéis ver más detalles que sus fases; su densa atmósfera nos impiden observar su superficie). Por el contrario, las fases de Mercurio pasan mucho más desapercibidas junto a lo escurridiza que es de por sí su propia observación. Mercurio tiene solo 4900 km de diámetro (frente a los 12 100 km de Venus), y ello unido a la distancia que nos separa (0,6 UA[1] de Mercurio frente a las 0,3 UA[1] de Venus, en los momentos de máximas aproximaciones relativas a la Tierra), provoca que conociéramos poco del planeta hasta hace relativamente escasas décadas.

Hoy sabemos que Mercurio es básicamente un planeta con un aspecto similar a la Luna, desprovisto de atmósfera, ampliamente craterizado y con temperaturas extremas (muy frías y muy calientes) debido a la peculiar duración del día. Otros descubrimientos, como el campo magnético, que indican un núcleo proporcionalmente grande o la posible presencia de agua en el interior de algunos cráteres de zonas polares, son muy recientes.

Galileo, cuando utilizó por primera vez su deficiente telescopio allá por el 1610 para observar Mercurio, no consiguió distinguir sus fases. Tuvimos que esperar a telescopios algo mejores para que se advirtieran las fases que presentaba el planeta en 1640.

Curiosamente, Gassendi observó un tránsito del planeta por delante del disco solar en 1631, pero no fue hasta casi finalizado el siglo XIX cuando se pudo determinar el período de rotación sobre su eje (88 días fijados por Schiaparelli en 1880), que, en principio, parecía coincidir con el período de traslación alrededor del Sol, en lo que podría ser una rotación acoplada. No fue hasta pasada la mitad del siglo XX cuando se pudo fijar que su período de rotación era de 59 días, y ello solo pocos años antes de que la primera misión de la NASA llegara a este planeta fotografiando un mundo desolado por impactos.

Lógicamente, solo los planetas interiores a la órbita de la Tierra pueden presentar tránsitos por delante del disco solar. Debido a las diferentes inclinaciones orbitales de los planetas, los tránsitos por delante del disco solar de Mercurio no son habituales; de media, se producen unos 13 tránsitos por siglo, mientras que los tránsitos de Venus se producen en pares separados por 8 años, pero con más de un siglo de diferencia. Los últimos tránsitos de Venus fueron en 2004 y 2012, mostrándose el primero muy favorable para su observación desde Europa.

Mientras que los tránsitos de Venus revelaron históricamente la presencia de su atmósfera y sirvieron para determinar mejor las distancias a nuestra estrella, lo que hace un par de siglos llevó a astrónomos a realizar expediciones por diferentes partes del mundo para su observación, los tránsitos de Mercurio han sido algo más estériles, excepto en la confirmación del adelantamiento de su perihelio calculado por Le Verrier a finales del siglo XIX (43 segundos de arco[2] por siglo), cuya explicación solo fue posible con la Teoría General de la Relatividad (Einstein, 1915).

Por otra parte, tengamos en cuenta que el tamaño angular aparente que presenta Mercurio no supera los 13 segundos de arco[2] (en el mejor de los casos), mientras que Venus puede superar los 60 segundos de arco[2], por lo que el tamaño aparente del pequeño disco negro que vamos a observar durante su tránsito es notablemente menor en el caso de Mercurio, incluso, menor que muchas de las manchas solares que se presentan ocasionalmente en nuestra estrella.

Este tamaño aparente implica que no es un fenómeno que podamos observar a simple vista con los medios adecuados y seguros (gafas especiales para ver eclipses de Sol disponibles en comercios de óptica), o con medios más chapuceros e inseguros (el clásico vidrio de soldador, CD-ROM, radiografías y otras parafernalias similares). Precisamos como mínimo de medios ópticos de poca potencia (prismáticos o pequeños telescopios), pero siempre adecuadamente protegidos con filtros homologados de abertura (delanteros a la óptica), a no ser que se trate de telescopios diseñados específicamente para la observación solar (marcas Lunt, Coronado, etc.).

Cuándo

El próximo lunes 9 de mayo, desde poco después de las 13 horas (13:11 h) del mediodía hasta las 20:39 h de la tarde, el planeta Mercurio pasará por delante del disco solar, fenómeno observable con los medios adecuados y seguros de forma completa, que no se observaba desde noviembre de 2006 y que no volverá a ser visible hasta noviembre de 2019, si bien, en esta próxima ocasión, no veremos el tránsito completo, pues el Sol se pondrá por el horizonte Oeste antes de que finalice el fenómeno astronómico. El próximo tránsito completo de Mercurio visible desde nuestra provincia será en noviembre de 2039.

 Cómo

Quizás debería ponerlo en color rojo, pero, a estas alturas, creo que el lector conoce de sobra los peligros de la observación solar. Mirar el Sol con un telescopio o cualquier otro instrumento óptico (prismáticos, teleobjetivos, etc.) sin la adecuada protección (filtros homologados de abertura, es decir, delanteros) o telescopios dotados de prisma de Herschel para observación solar o telescopios solares tipo H-alfa, te dejará ciego.

Lo bueno es que parece ser que la quemadura de nuestra retina es indolora y que siempre te quedará el otro ojo. Lo malo es lo irreversible de la quemadura y la pérdida de la visión estereoscópica para el resto de tu vida.

No es una broma; aunque lo comente en ese tono, es un asunto muy serio: no mires al Sol si no tienes claro el tema de la seguridad de la observación.

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Imagen del Sol mediante telescopio Solar Coronado PST (crédito del autor)

Si no dispones de ninguno de estos dispositivos, con un pequeño telescopio sobre trípode, puedes sujetar una pantalla formada por un cartón rígido con un folio blanco para, así, proyectar la imagen del Sol, pero en este escenario hay que ir con extremo cuidado de nunca «apuntar» previamente al Sol mirando —ni por el telescopio ni por el buscador—, sino tanteándolo hasta que lo encuentres. Poner un ocular de pocos aumentos facilitará mucho la labor y es la forma más sencilla de seguirlo. Atención a si hay niños en las cercanías del telescopio en caso de utilizar este método de observación; tienen una curiosidad imparable por poner el ojo por donde se proyecta la imagen en cuanto te descuides un poco. En el caso de que no sea tu propio hijo al que se le ocurre la insensatez de mirar por el telescopio, más vale que te vayas buscando un buen abogado y practicando algo de defensa personal, pues creo que sus progenitores desearán entablar una conversación contigo tras la visita a urgencias del hospital y la compra de un parche ocular en la ortopedia. Tu pareja también puede desear romperte algo.

¿Es divertido?

Pues a mi modesto entender, no. Es más bien realmente aburrido. Con cinco minutos, ya puedes estar saturado de ver un diminuto disco oscuro, que apenas se mueve sobre el disco solar. Pero hay algunos alicientes: puedes tener la suerte de que el Sol presente algunas manchas solares y podamos dedicarles algo tiempo a observarlas; ver sus formas diferentes y la separación entre las zonas de umbra y penumbra, así como la granulación solar si el telescopio es de cierta calidad y la atmósfera está estable. Si utilizamos un telescopio solar (H-alfa o calcio), es la excusa perfecta para confiar en tener la suerte de poder observar alguna protuberancia, que suele ser algo más vistoso.

En todo caso, si consigues observarlo, no pienses que ya te puedes morir tranquilo. La astronomía presenta espectáculos celestes que son realmente mucho más espectaculares.

Un saludo y… ¡que la sombra de Mercurio te acompañe!

PD: Si, a pesar de mis advertencias, no tienes un telescopio preparado para observar con las adecuadas precauciones el fenómeno, te aburren los frikis que tienen telescopios adecuados y no deseas acercarte a que te mareen con sus tecnicismos y te repitan cien veces lo negro que es el diminuto disco de Mercurio, tienes a Sky-live.tv, que realizará una retransmisión por Internet desde la isla de La Palma de todo el fenómeno, en colaboración con el proyecto europeo Stars4all. http://www.sky-live.tv/

[1] UA: unidad astronómica, es la distancia media de la Tierra al Sol, unos 150 millones de kilómetros.

[2] Segundo de arco (“): unidad de medida angular que equivale a 1/3600 del grado sexagesimal. Un disco CD-ROM a una distancia de 40 km sostendría con un tamaño angular de un segundo de arco. La Luna (o el Sol) sostienen un tamaño aparente en el cielo de 30 minutos de arco, o 1800 segundos de arco.