En unas horas se produce una Luna nueva. Pero esta Luna no es la de una lunación más; en esta ocasión, el Sol, la Tierra y nuestro satélite se alinearán en el espacio de una forma perfecta, provocando que la sombra de la Luna caiga sobre la Tierra en algún lugar de nuestro planeta.
En esta entrada, os hablo brevemente de mis experiencias en cuatro diferentes eclipses de Sol, a pocas horas del gran eclipse total de Sol de 2017, que será visible desde una franja de unos 200 kilómetros de anchura que cruza todo el país de EE.UU. y donde hay desplazados un buen número de amigos y conocidos, que seguro disfrutarán de un gran espectáculo celeste.
Para aquellos que habéis vivido una experiencia observacional de un eclipse de Sol, espero que estas líneas os hagan revivir los recuerdos y, para aquellos que nunca lo hayáis presenciado, espero que os animen en una próxima ocasión a observar uno.
No recuerdo muy bien las fechas de cuándo intenté observar mi primer eclipse de Sol. Recuerdo, eso sí, que fue un eclipse parcial y que me encontraba empezando mis estudios de bachillerato en el IES Francisco Ribalta de la capital de la Plana —donde unos pocos años después participaría en la creación del primer observatorio astronómico de un centro de enseñanzas medias (IES) de la Comunidad Valenciana—. Recuerdo también que me lo perdí por las nubes presentes en la ciudad de Castellón, que impidieron verlo en gran parte de nuestras comarcas, pero, sobre todo, por estar hospitalizado por una lesión escolar desde el día anterior.
No hubo que esperar muchos años, quizás una década, para que pudiera observar y fotografiar por primera vez otro eclipse parcial de Sol visible desde las cercanías de mi ciudad; en este caso, era mayo de 1994 y, aunque mis medios no eran especialmente los más indicados, con ayuda de un teleobjetivo de 200 mm, una sencilla cámara con película de media sensibilidad y con un juego de filtros de objetivo Cokin, conseguí atenuar la luz del Sol eclipsado de forma parcial cerca de su puesta y cuya mejor imagen os presento en esta entrada.
Contrariamente a lo que el público suele pensar, los eclipses solares son por término medio más habituales que los eclipses lunares; el problema es que los solares se observan desde lugares geográficamente más pequeños [1].
Hoy en día, es posible encontrar multitud de información sobre los eclipses de Sol y Luna en Internet. Desde fuentes de divulgación como Wikipedia, hasta fuentes con rigor científico de organismos oficiales, como el Instituto Geográfico Nacional, Institutos de Astrofísica (IAA, IAC, etc.), organizaciones caza-eclipses científico-divulgativas [2] y, por supuesto, y a pocas hora de un eclipse total en EE.UU., en la propia Agencia Espacial Estadounidense (NASA) en https://eclipse2017.nasa.gov/
En este enlace, tenéis una basta información sobre el fenómeno, así como las posibilidades de seguirlo en vivo desde diferentes campamentos de la NASA a lo largo de la línea de totalidad, desde dos jets en el aire y desde la Estación Espacial Internacional (ISS), donde se puede apreciar como la sombra de la Luna recorrerá todo el país.
Pero en 1994 cuando fotografié mi primer eclipse parcial de Sol, el sistema operativo para ordenadores domésticos Windows 95 aún no había visto la luz; tener un ordenador personal no estaba al alcance de todos e Internet (WWW) daba sus primeros pasitos tímidos con conexiones telefónicas cuyas velocidades nos ruborizarían hoy día.
Sin embargo, la información de que en 5 años se produciría un gran eclipse total de Sol en Europa, con un índice de parcialidad apreciable en nuestro estado, era una información que ya obraba en manos de todos los que éramos estudiantes o aficionados a la astronomía. En las revistas especializadas y en los congresos y jornadas, se hablaba de las experiencias de las expediciones para ver eclipses totales de Sol y del que tendríamos la posibilidad de observar en agosto de 1999 si nos desplazábamos a las cercanías de la capital de nuestro país vecino, Francia.
En la memoria, el eclipse de México de julio de 1991 que muchos seguimos por televisión (TVE1) en directo y que tuvo una duración de la totalidad de casi 7 minutos, cerca de los límites de la duración máxima de un eclipse. Sin embargo, en 1999, la duración de la totalidad, el clímax de todo eclipse total, solo duraría apenas dos minutos —una tercera parte del de México— según la ubicación europea elegida.
En 1998, un grupo de conocidos y amigos de la Sociedad Astronómica de Castellón empezamos a trabajar en la organización del viaje a Hungría, cerca de Rumanía, donde se produciría la centralidad y máxima duración. El lugar que elegimos tras barajar varias ubicaciones no distaba mucho del elegido por muchas otras expediciones españolas: la zona del lago Balatón. Las comunicaciones y facilidades de transporte han evolucionado mucho en estos veinte años, y para la veintena de compañeros que nos desplazamos a Hungría suponía un viaje con cierto componente de aventura; al fin y al cabo, para reducir costes, solo hicimos las reservas de vuelos, hoteles y alquiler de un autobús con intérprete para el día del eclipse.
Aunque el día de mi primer eclipse total de Sol amaneció lloviendo en Budapest, gracias a la pericia de nuestra traductora y de nuestro chófer, conseguimos nuestro objetivo desplazándonos a toda prisa con el autobús por la línea de totalidad para acabar en la localidad de Simontornya, y la fotografía adjunta es una buena prueba de ello, en unos años en los que, con una cámara, solo podríamos hacer 36 fotografías y no conocer su resultado hasta la vuelta a España y proceder a su revelado.
No voy ni a intentar describir las sensaciones cuando se está bajo la sombra de la Luna en pleno día, es espeluznante y lo cierto es que engancha y mucho.
Dentro de mis modestas posibilidades, el otro el eclipse total de Sol al que me podría desplazar era a uno que cruzaría el Mediterráneo y que en España también se vería con un alto índice de parcialidad, sin embargo, su franja de totalidad, como se puede ver en el mapa, pasaba por África, Turquía y se adentraba en Asia, pero para eso aún faltaban 7 años.
Antes, en octubre de 2005, íbamos a disfrutar de un eclipse anular de Sol, perfectamente visible en España. La línea de anularidad entraba por Galicia y salía por Alicante. Desde Castellón era acusadamente parcial y, con solo trasladarnos un par de centenares de kilómetros, viviríamos uno de esos eclipses de Sol «raros». Y es una pena, porque, si la Luna se hubiera encontrado en un momento más cercano en su órbita alrededor de la Tierra, habríamos tenido un eclipse total de los grandes, pero, en esta ocasión, nos tuvimos que conformar con un anillo de fuego alrededor de la Luna, lo cual tampoco está nada mal.
Además 2005 ya ofrecía unas tecnologías de comunicación excelentes y los beneficios de la era digital y la popularización de métodos de observación mucho más espectaculares, como, por ejemplo, el uso de telescopios H-alfa para seguir la parcialidad viendo las protuberancias —si las había—. Un resultados lo podéis ver en esta entrada; especialmente orgulloso me encuentro de la multiexposición (en un solo fotograma) de casi todo el eclipse, con mi cámara analógica Nikon F70 y película diapositiva 400ISO.
El lugar elegido de la franja de anularidad fue en la provincia de Cuenca, no muy lejos de los restos arqueológicos de la localidad de Saelices, un lugar de meseta de amplia visibilidad y expectativas de nubes mucho mejores que en la costa mediterránea.
El eclipse total de Sol de marzo de 2006 fue un eclipse multitudinario. Si muchos de mis conocidos y compañeros nos bautizamos bajo la «Luna negra» en el eclipse de 1999 trasladándonos por Centroeuropa, este requería desplazarse a Turquía o Libia, donde muchas expediciones amateurs españolas fijaron sus destinos.
En esta ocasión, elegí un eclipse diferente; elegí exponerme a las sensaciones de la Luna negra en medio del mar Mediterráneo, tal y como había deseado y envidiado de joven en más de una ocasión leyendo la prestigiosa revista de divulgación astronómica Sky & Telescope con motivos de eclipses totales en el Pacífico, y embarcarme en uno de los cruceros fletados para la observación del evento en el Mediterráneo.
El Costa Fortuna me llevó, junto a 3500 personas, a algún lugar del Mediterráneo, donde disfruté del doble de duración de totalidad que en 1999 y viví una nueva sensación bajo la sombra de la Luna, rodeados de grupos de americanos, japoneses, franceses, belgas y, por su puesto, italianos por el origen de la naviera.
Cuatro experiencias muy diferentes, que, desde el 2006, se transforman en una canción desesperada por volver a estar bajo la Luna negra unos minutos. ¡Suerte con vuestro próximo eclipse y que las nubes no os acompañen!
Referencias:
[1] Cuando se trata de eclipses totales, que son los que más llaman la atención por hacerse de noche durante el día, solo se ven desde una reducida franja de hasta algo más de 200 kilómetros de ancha y varios miles de kilómetros de larga. En el caso de ser parciales, o totales pero fuera de la franja de totalidad, la zona geográfica de visibilidad es mucho más extensa, pero el fenómeno puede pasar inadvertido por no notarse especialmente la caída de luz solar, excepto en las zonas cercanas a la franja de totalidad si se trata de un total. Además, durante la parcialidad, precisamos de medios especiales para observar el Sol, como filtros especializados, que, aunque levanta la curiosidad de muchos ciudadanos, para otros, resulta poco curioso, al no notarse efecto alguno destacado en el entorno. Los eclipses de Luna, por el contrario, en el caso de ser totales, son visibles en prácticamente todo el hemisferio terrestre nocturno y llaman poderosamente la atención, al poderse observar a simple vista sin medio alguno, volverse nuestro satélite de un color llamativamente rojizo claramente visible a simple vista y aumentar la oscuridad nocturna mientras dura el máximo del eclipse. En el caso de ser parciales, los eclipses de Luna siguen siendo visibles en todo el hemisferio nocturno y, a diferencia de los parciales de Sol, también resultan más llamativos, pues el mordisco lunar es visible a simple vista durante las horas que dura el fenómeno astronómico, lo que rompe el aspecto habitual de nuestro satélite en fase de Luna llena, que, además, tampoco requiere ninguna preparación para su observación.
Astronómicamente el verano boreal tiene varias cosas positivas para los observadores del firmamento nocturno. Una de ellas es que coincide con el período habitualmente vacacional, que nos permite dedicar más horas a la contemplación de las estrellas. Otra es que las temperaturas asociadas a la observación nocturna suelen ser normalmente agradables; incluso en la montaña —lejos de la polución lumínica—, son moderadas comparadas con las del invierno; y, finalmente, que la Vía Láctea ocupa una posición predominante durante las primeras horas de la noche, cruzando desde el horizonte hasta el Sur sobre nuestras cabezas avanzada la noche.
El Camino de Santiago, como también se la solía denominar en la España del Cid, ofrece al contemplador ocasional del cielo (y al habitual también) una visión magnífica y sobrecogedora, aunque, para ello, tengamos que recorrer varias decenas de kilómetros buscando una noche oscura.
Además, en el Sur, justo entre Sagitario y Escorpio, nos muestra su núcleo galáctico, con una gran riqueza de zonas oscuras propias de las nubes estelares que absorben la luz de las estrellas de fondo, así como pequeñas manchitas aisladas, que no son otra cosa que nebulosas difusas donde se están formando estrellas y cúmulos estelares, aunque ,para verlas con detalle, ya precisemos medios ópticos.
Lógicamente, el verano ofrece un par de inconvenientes para los más exquisitos de la astronomía. Por una parte, las noches son más cortas y menos oscuras que las noches de invierno, pues el Sol hace un recorrido más pequeño por debajo de nuestro horizonte entre la puesta y la nueva salida. Por otra parte, las temperaturas suaves son un quebradero de cabeza para los astrofotógrafos, que saben que el ruido de una imagen del cielo está directamente asociado a la exposición de la toma y a la temperatura a la que está expuesto el sensor de la cámara, por lo que, en algunos escenarios, será preciso recurrir a la refrigeración de la cámara o a cámaras CCD astronómicas con refrigeración.
Hechas estas puntualizaciones, hay que decir que existen un gran número de constelaciones estivales interesantes, localizables e identificables mediante una carta celeste, que podemos imprimir nosotros mismos con programas gratuitos como el Stellarium [1], o utilizando un típico planisferio móvil, de venta en librerías especializadas.
De entre todas las constelaciones, quizás las más llamativas son las que se posicionan aparentemente a lo largo de la Vía Láctea, porque su densidad estelar es mayor y la posibilidad de encontrar estrellas brillantes que conformen algún asterismo —alguna forma imaginaria que nos recuerde vagamente a un animal, ser mitológico o cosa— es más probable.
Aunque seguramente nos vengan a la cabeza aquellas que flanquean nuestro núcleo galáctico, donde podemos encontrar un mayor número de nebulosas y cúmulos estelares, Escorpión y Sagitario, no van a ser estas constelaciones de las os hable.
Os voy hablar de la constelación del Cisne también llamada la Cruz del Norte. Es una de las 48 constelaciones clásicas enumeradas por Ptolomeo (siglo I). Está formada por un asterismo de cinco estrellas principales, que podemos identificar con facilidad formando la cruz y que representan a un Cisne con las alas abiertas volando en plena Vía Láctea. La cola del Cisne está formada por la estrella Deneb, cuyo nombre proviene del árabe y significa precisamente ‘cola’. Se trata de la estrella más brillante de la constelación y que, además, configura unos de los vértices del popular «triángulo del verano» que lo conforma con las estrellas Vega (alfa de la Lira) y Altair (alfa del Águila).
La constelación del Cisne. Crédito: Sky & TelescopeLa constelación del Cisne en un grabado de la obra de J. Hevelius, Uranografía (1690). Créditos: Johannes Hevelius, Scanned by Torsten Bronger, 2003 April 4
Se trata de una gran estrella azulada, con unas 15 masas solares y a casi 1500 años luz de distancia. Es curioso que esta gran distancia que nos separa de esta joven estrella provoque que su brillo sea inferior que el de su vecina Vega, algo más blanca, con el doble de masa que nuestro Sol y a solo unos 25 años luz. Recordemos que Ellie se pasea por sus cercanías en la novela Contact del desaparecido Carl Sagan.
Es una constelación que identificaremos sin grandes complicaciones, es llamativa, es grande, es majestuosa en una noche oscura y, además, nos esconde algunos tesoros a nuestro alcance muy interesantes que merecen ser conocidos.
Tal y como vimos en la anterior entrada [2], entre sus estrellas, se encuentra una, cerca del límite de visibilidad a simple vista, que tiene el honor de ser la primera estrella de la que supimos su distancia: 61 del Cisne. También encontramos, formando la cabeza del ave, a Albireo (beta del Cisne), a la que muchos atribuyen ser la estrella doble más bonita del cielo por su diferencia cromática.
Albireo. Imagen del autor que no hace justicia a la imagen visual con cualquier telescopio, donde la diferencia cromática del par es muy evidente
Pero el Cisne es mucho más que un par de caras bonitas con unos prismáticos o un pequeño telescopio.
Para los amantes de la historia de la astronomía, e inalcanzable con los detectores de aficionados en la actualidad, en esta constelación, encontramos la evidencia del primer agujero negro detectado, Cygnus X1, allá por el año 1965 cuando hallamos evidencias de una fuente puntual de gran emisión de rayos X [3] y una estrella masiva asociada que giraba entorno a un objeto muy masivo invisible.
Para los amantes de la observación, disponemos de un único cúmulo estelar del catálogo Messier visible (Messier 39) y, ciertamente, no es nada espectacular [4]. Sin embargo, en las proximidades de la constelación y en la pequeña Vulpécula, no muy lejos de Albireo, encontramos la nebulosa planetaria que, sin duda, merece nuestra atención: Messier 27 o nebulosa Dumbbell.
Imagen del autor: En la cercana pequeña constelación de la Vulpecula, la destacable nebulosa planetaria Messier 27
Fue la primera nebulosa planetaria que vio Messier la noche del 12 de julio de 1764, y ciertamente por su cercanía a tan destacada estrella doble, no podemos pasar de largo sin visitarla.
Imagen del autor: la zona más famosa del la nebulosa del Velo
Para los astrónomos visuales avanzados, tenemos que dejarles el reto de observar bajo cielos muy oscuros los restos de una supernova que constituyen la llamada nebulosa del Velo, formados por varios fragmentos que configuran el enorme bucle del Cisne. La zona más conocida, y fotografiada por el autor, es el Velo Oeste, cerca de la estrella 52 del Cisne, que constituye, sin duda, una buena referencia para la orientación del telescopio.
Un filtro, de los denominados de banda estrecha, ya sea un UHC (filtro de incremento de contraste) o mejor un OIII (filtro de oxígeno triplemente ionizado), mejora espectacularmente su observación visual, que no dejará indiferente a nadie si el instrumento que utilizamos tiene más de 15 centímetros de abertura y la noche es buena.
Imagen de Felipe Peña (Observatorio Maestrat, Atzeneta). La nebulosa Norteamérica tomada con un teleobjetivo de 135 mm y CCD ST9.
El otro gran objeto de la constelación es la nebulosa Norteamérica. En realidad hay observadores que aseguran distinguirla a simple vista (tiene el tamaño aparente de más de cuatro veces la Luna en fase de llena) como una parte separada de la mancha luminosa que constituye la gran banda de la Vía Láctea, cerca de la zona de la estrella Deneb. Yo, verdaderamente, no estoy muy seguro de ello. Lo cierto es que se puede adivinar, en noches muy oscuras y con telescopios de 20 centímetros, la zona más brillante, sobre todo, empleando filtros de incremento del contraste (UHC). A pesar de su gran tamaño, el brillo superficial es bajo, aunque resulta un objeto fácil con las técnicas actuales de fotografía amateur.
Para finalizar, cabe mencionar dos objetivos fotográficos captados en la constelación, y cuya observación visual supone normalmente un reto de localización, pero cuya observación visual comporta poca satisfacción para los aficionados que están empezando.
Imagen del autor: nebulosa Cocoon
El primero es la nebulosa Cocoon (algo malsonante en castellano: nebulosa del Capullo) o IC5146, situada en los límites con la constelación de Lacerta y asociada a un cúmulo estelar joven y una zona oscura conocida como Barnard 168, que se puede distinguir perfectamente en la fotografía presentada en esta entrada.
Imagen del autor: nebulosa Crescent
La otra, y ya para terminar, la nebulosa Creciente (más conocida por su denominación anglosajona Crescent Nebula) o NGC 6888. Se trata de una nebulosa de estructura peculiar descubierta por W. Herschel en 1792. Es una nebulosa de emisión vinculada a una estrella de tipo Wolf-Rayet (WR136), que son un tipo de estrellas muy masivas descubiertas en 1867 desde el Observatorio de París [5], que presentan altas emisiones energéticas y temperaturas superficiales, generando vientos estelares potentes —con la consecuente pérdida de masa estelar—, y que interaccionan con su entorno de forma llamativa, como en este caso.
El Cisne contiene más objetos; entre ellos, otros cúmulos estelares del catálogo NGC y nebulosas difusas, que constituyen objetivos fotográficos de los aficionados más avanzados en cielos oscuros. Pero, si no hemos tenido suficiente con nuestro vuelo en plena Vía Láctea en una noche de verano, podemos salirnos un poco del camino y abordar la Lira con su célebre nebulosa del Anillo, o bajar a lo largo de nuestra galaxia para perdernos entre innumerables objetos Messier hacia el centro galáctico.
Por último recordar que recientemente, en el límite con la constelación de Cefeo, podemos encontrar a NGC6946 o Galaxia de los Fuegos Artificiales, que recientemente nos mostró una supernova y a la que le dedicamos una entrada recientemente [6].
La teoría del Big Bang es el marco científico que mejor explica el universo que conocemos. Desde que se confirmó la existencia de otras galaxias (Gran Debate, 1920) a partir del cálculo de distancias a las más cercanas y la expansión del universo, por parte de E. Hubble, la teoría del Big Bang solo recibió comprobaciones empíricas que predecían el modelo de forma adecuada y ninguna refutación. Aunque siguen sin responderse determinadas particularidades, todas las ramas de la astronomía implicadas, desde la física de partículas hasta la cosmología, están bastante de acuerdo en que es la mejor teoría de la que disponemos para explicar lo que observamos: el propio universo.
Sin embargo, este universo enorme para la escala habitual humana, que hoy calculamos en unos 90 000 millones de años luz de diámetro, empezó a quedarse pequeño antes del cálculo de distancias a las galaxias más cercanas.
Porque, si las galaxias son los ladrillos del universo, las estrellas que las componen son la argamasa, y también la unidad que empleamos de referencia y de medida.
Durante milenios, pensamos que la Tierra se situaba inmóvil en el centro del universo, y el Sol, la Luna y los cinco planetas que veíamos a simple vista giraban a nuestro alrededor. Las estrellas se situaban más allá, en una última esfera indefinida en distancia, y hacían lo mismo que el resto de astros, girar alrededor de nuestro planeta.
Con el cambio de concepción copernicano, el Sol se sitúo en el centro del universo, y la Tierra junto con los planetas y las estrellas pasaron a girar entorno a nuestra estrella.
Pero las preguntas sobre qué eran las estrellas, cuántas había y lo lejos que se encontraban tuvieron que esperar varios siglos. Solo respondiendo a estas preguntas llegaríamos a las respuestas que a principios del siglo XX empezaron a explicar el universo.
El movimiento de la Tierra alrededor del Sol no había dado como resultado la observación de un pequeño movimiento de las estrellas que pudiera delatar que había estrellas más próximas respecto a otras estrellas que estuvieran más lejanas. Este fenómeno de perspectiva se conoce como paralaje. De hecho, este argumento se esgrimió en contra de la teoría heliocéntrica; la falta de observación de paralaje en estrellas cercanas (respecto a las más lejanas) era una de las pruebas que confirmaban que la Tierra no se movía alrededor del Sol.
Pero lo que ocurría en realidad es que las estrellas, incluidas las más cercanas, estaban tan lejos de nuestra estrella que los ángulos de desplazamiento de paralaje como consecuencia de la órbita de la Tierra alrededor del Sol eran inobservables por su pequeñez. Ni la invención del telescopio ni su uso para mirar las estrellas (Galileo, 1610) nos revelaba esos pequeños movimientos.
Con la ley de la gravitación universal de Newton, las leyes del movimiento planetario de Kepler y el estudio de las órbitas de los planetas y los cometas, junto con la mejora de los telescopios, la mecánica celeste vivió una época de esplendor. Halley convenció a su amigo Newton de la publicación de los Principia, pero, a partir del estudio de los registros del paso de un cometa en 1531, 1607 y 1682, concluyó que se trataba del mismo astro y calculó que volvería en 1757. En realidad, volvió en 1758, pero fue un triunfo del mundo mecanicista y lanzó a los astrónomos-matemáticos a calcular órbitas de los cometas, que esporádicamente se veían en el cielo.
F.W. Bessel era uno de ellos, pero, afortunadamente y por sugerencia de Olbers, empezó a trabajar en la posición detallada de unas 3000 estrellas estudiadas por J. Bradley, quien había descubierto la aberración de la luz estelar, y también el movimiento de nutación del eje de la Tierra, aunque por ello sea menos conocido.
El acceso a posiciones estelares medidas con mucha precisión provocó que Bessel destacara el movimiento propio de unas pocas estrellas respecto al resto, lo que podía implicar que, si éramos capaces de detectar esas pequeñas variaciones en su posición, es posible que su ubicación en el universo fuera de las más cercanas a nosotros.
Eligió una estrella de la constelación del Cisne, 61 Cygni [1], y esta elección era previsible. La estrella se puede observar a simple vista (cerca del límite visual) en la citada constelación boreal, y su movimiento propio respecto a sus estrellas vecinas ya había sido señalado por Piazzi en 1792 al comparar sus observaciones con las observaciones de varias décadas anteriores por parte de James Bradley (1753), observaciones que el propio Piazzi repetiría durante varios años y publicaría en 1802 [2].
Cabe destacar que, al telescopio de aficionado, la estrella se muestra como una estrella doble (binaria física) compuesta por dos estrellas rojas de tipos espectrales [3] K5 y K7 y de brillos aparentes +5,2 y +6,0, respectivamente, separadas por unos cómodos 29 segundos de arco, por lo que es posible resolverla con cualquier instrumento óptico de astrónomo aficionado. Las separaciones reales de este par de estrellas son de entre 45 y 125 unidades astronómicas entre ellas.
61 del Cisne. Imagen tomada por el autor con un telescopio de 20 cm de diámetro
La estrella 61 del Cisne estaba en el punto de mira de varios astrónomos contemporáneos en la segunda década del siglo XIX (Arago o Mathieu, entre otros) con la finalidad de intentar determinar su ángulo de paralaje, pero solo gracias a la invención del heliómetro [4] de Fraunhofer (1820), se disponía de la suficiente precisión de medición micrométrica para estudiar con detalle el movimiento de la estrella, medidas que realizó Bessel [5] en 1837 y 1938.
Durante año y medio, siguió midiendo su posición mediante un micrómetro dispuesto en el ocular de su telescopio. En 1838, hizo público el ángulo de paralaje de esta estrella, 0,314 segundos de arco, que se correspondía con unas 657 000 veces la distancia de la Tierra al Sol, lo que vienen a ser unos 10,3 años luz de distancia. El error cometido por Bessel fue de casi el 10 %. Hoy conocemos que su distancia real es de 11,4 años luz, pero este dato de error es anecdótico; el ser humano había conseguido medir lo inmedible hasta entonces: la primera distancia a una estrella del firmamento.
Bessel tendría muchos otros éxitos en la astronomía y en las matemáticas, pero aquel año en el que fue la primera persona capaz de calcular la distancia a una estrella, el universo se encogió para toda la humanidad, aunque cerca de un siglo después descubriéramos de forma casi irrefutable que se estaba expandiendo.
Mapa de la constelación del Cisne. Es posible localizar 61 Cyg cerca de Tau y Sigma Cyg . Crédito: Sky & Telescope
En una noche de verano como esta, no te pierdas salir a cielo abierto con una carta celeste de la constelación del Cisne, localizar a simple vista la estrella (si el cielo es bastante oscuro) y observar su naturaleza como estrella doble de componentes rojizas al telescopio, y después, pensar que esas dos estrellas —a 11 años luz de nuestra estrella— encogieron el universo hace casi 200 años.
En 1995 tuve la oportunidad de entrevistar al Dr. Frank Drake con motivo de su estancia en España para recibir la medalla de la Fundación Joan Oró, en la localidad de Lleida y de la mano del prestigioso bioquímico español, colaborador de NASA. Impartió una conferencia sobre «búsqueda de vida extraterrestre» y después me concedió una entretenida entrevista, que fue portada del número 113 (abril 1995) de la revista de divulgación de Astronomía, Tribuna de Astronomía.
Algunas de las respuesta que me facilitó en un más que aceptable español (Arecibo está en Puerto Rico) fueron muy simpáticas e interesantes, y más procediendo del astrónomo estadounidense pionero del proyecto OZMA y SETI (Búsqueda de Inteligencia Extraterrestre) y actualmente de 87 años recién cumplidos.
El autor de la famosa Ecuación de Drake, popularizada por su amigo el astrónomo Carl Sagan — autor de la serie Cosmos— en aquella ocasión no dudó en asegurarnos que hacia el año 2000 tendríamos las primeras evidencias de inteligencias extraterrestres en forma de señales de radio inteligentes —un mensaje— , proveniente del espacio.
Dr. Frank Drake. Crédito: SETI Institute
Lo cierto que el 6 de octubre de ese mismo año, los astrónomos Michael Mayor y Didier Queloz publicaron en la prestigiosa revista Nature [1] el descubrimiento desde el Observatorio de la Alta Provenza (Francia) del primer planeta alrededor de otra estrella; 51 Pegasi, una estrella a 50 años luz y de la secuencia principal (SP), esto es, bastante parecida al Sol, excepto por algo más de edad, masa y luminosidad. 51 Pegasi b revolucionó nuestro concepto de la posible existencia de planetas alrededor de otros soles.
En los años siguientes el número de exoplanetas descubiertos creció de forma exagerada, especialmente con los descubrimientos del telescopio espacial Kepler de la NASA [2], puesto en órbita en el año 2009 precisamente con la única finalidad de descubrir planetas alrededor de otras estrellas. El goteo incesante de descubrimientos de exoplanetas, muchos ya comparables a nuestro propio planeta —de tipo terrestre—, y algunos en la llamada zona de habitabilidad —allí donde es posible la vida como la conocemos— hace pensar que precisamente la vida pueda ser un fenómeno bastante habitual en el universo.
Sin embargo, llegado el año 2000, no tuvimos ninguna señal alienígena detectada e, incluso, actualmente con más de 4000 exoplanetas descubiertos [2], seguimos sin escuchar nada anormal con nuestros radiotelescopios. De momento, no detectamos a nadie «ahí fuera» intentando comunicarse.
La llamada señal «Wow» [3] fue captada desde el radiotelescopio de Big Ear (Ohio, EE.UU) [4] un cálido día de agosto de 1977 y que duró 71 segundos en la frecuencia de los 1420 megahercios.
Señal «Wow». Crédito :Big Ear Radio Observatory and North American AstroPhysical Observatory (NAAPO). Ver [3] para su interpretación exacta.
El astrónomo que la detectó, y que por parecerle extraña anotó la exclamación «Wow» al margen del listado del ordenador, no sabía que aquella señal pasaría a la historia de la búsqueda de inteligencia extraterrestre. Una señal breve, única, que no se pudo volver a escuchar desde ningún otro radiotelescopio en la Tierra, pero que fue una de las pocas observaciones “peculiares” en los miles de horas de escucha en diferentes frecuencias.
Ahora esta señal que ha permanecido en el recuerdo de muchos resulta que ha sido explicada por el astrónomo A. Paris (St. Petesburg College, EE.UU) [5] en base a una emisión de hidrógeno expulsada por el cometa 266/P, que aquel caluroso verano se encontraba merodeando las proximidades de la constelación de Sagitario, de donde parecía provenir la señal.
No hemos tenido una nueva ocasión de volver a hablar con el Dr. Drake. Pero si lo cierto es que llegado el año 2000 no tuvimos ninguna señal alienígena, 25 años después del descubrimiento del primer exoplaneta citado, la detección de planetas potencialmente habitables alrededor de otras estrellas de nuestra galaxia es constante, y la formula simbólica del Dr. Drake, adquiere cierta entidad estadística en cuanto a número de planetas tipo terrestres y en la zona de habitabilidad, aumentando así las posibilidades de que no nos encontremos solos ni sordos, solo un poco desafortunados.
[1] Nature, Volume 378, Issue 6555, pp. 355-359 (1995).
La «estrella de Tabby» o una posibilidad remota de detección de alta ingeniería extraterrestre
La estrella KIC 8462852, situada a 1500 años luz de nosotros y en la constelación del Cisne, tiene un nombre anodino y un brillo débil. Es una de las estrellas que ha monitorizado el telescopio espacial Kepler (NASA) lanzado en 2009 para la búsqueda de planetas alrededor de otras estrellas, lo que denominamos actualmente planetas extrasolares o exoplanetas [1].
Localización de la estrella de Tabby con un telescopio de 20 centímetros. Su magnitud cercana a la 12 permite realizar fotometría amateur. Para su localización se recomienda la carta de localización de AAVSO.
Las siglas KIC responden al acrónimo inglés de Kepler Input Catalog, una base de datos pública de más de 13 millones de estrellas estudiadas por este telescopio espacial en una pequeña zona de la constelación antes citada. El telescopio tiene como finalidad encontrar muy pequeñas variaciones en la luz de las estrellas que delaten el tránsito de un posible exoplaneta por delante de su estrella. A día de hoy, este telescopio ha descubierto 4496 candidatos a exoplanetas, y confirmado —las medidas se han repetido y comprobado— nada menos que 2335 mundos alrededor de lejanas estrellas (entre los 400 y 1500 años luz), de los cuales 21 se encontrarían en lo que los astrónomos llaman zona de habitabilidad: aquella en donde se sitúa el planeta y se puede dar la vida.
Aunque el telescopio empezó a fallar en 2013, la posibilidad de mantenerlo operativo gracias al ingenio de los operadores de misión (en lo que se llama misión extendida K2) ha hecho que descubra 520 candidatos a exoplanetas más, de los que hasta ayer se habían confirmado 148.
Es decir, en poco menos de 25 años, hemos pasado de conocer solo la existencia de planetas en nuestro sistema solar, los que estudiamos en el colegio, a conocer la existencia de varios miles alrededor de otras estrellas de nuestra galaxia, un buen número de ellos parecidos a la Tierra y algunos situados en la zona adecuada para que se pueda desarrollar o mantener la vida tal cual la conocemos, eso sí, si se dan las circunstancias adecuadas.
Pero entre todos estos descubrimientos de nuevos mundos que se están produciendo vertiginosamente, hay uno en especial que ha captado en varias ocasiones la atención de los científicos y sobre todo de los medios de comunicación de masas, y es precisamente la estrella que nos ocupa.
Pequeñas variaciones en el brillo registrado por el telescopio espacial Kepler llamaron la atención de la iniciativa «Planet Hunters», que trata de hacer «ciencia ciudadana» para descubrir nuevos exoplanetas, esto es, facilitar datos en bruto a todos aquellos voluntarios que quieran colaborar en la detección de exoplanetas —siempre de acuerdo con unas normas— y aportar así su granito de arena a la ciencia.
La astrónoma estadounidense Tabetha Boyajian [2] en septiembre de 2015 era una estudiante posdoctoral de la universidad de Yale (EE.UU.) que estudió las variaciones de luz de esta estrella, una estrella de la secuencia principal de tipo espectral F3, pues podrían revelar la presencia de uno o varios planetas. En un artículo publicado por la Cornell University, junto con otros investigadores, describía el extraño comportamiento de la estrella.
Paper de Tabetha Boyajian et Al. (2015)
Varias hipótesis saltaron a los medios, desde la presencia de numerosos cuerpos como podrían ser una nube de núcleos cometarios, un planeta fragmentándose, un extraño disco de acreción, hasta la posibilidad de que nos encontráramos ante una megaestructura alienígena: una esfera de Dyson.
Estas hipotéticas estructuras, propuestas por el físico Freeman Dyson en la década de 1960, consisten en grandes obras de ingeniería que desarrollarían civilizaciones más inteligentes que la nuestra para extraer energía de sus estrellas. Rápidamente se empezó a denominar coloquial y mediáticamente a esta estrella como «estrella Tabby» en honor a la astrónoma que se centró en su extraño comportamiento en la curva de luz.
Esfera de Dyson. Extraído de Wikipedia (Vedexent, 2006)
SETI, el instituto científico de búsqueda de inteligencia extraterrestre de fama mundial [3], pasó a escanear la estrella en frecuencias de radio buscando posibles mensajes enviados al espacio recientemente (en realidad hace unos 1500 años), pero, de momento, todas las frecuencias de radio estudiadas no han devuelto ningún resultado positivo [4].
Al comportamiento ciertamente desconcertante en sus pequeñas bajadas de brillo durante períodos cortos de brillo de forma irregular durante casi los últimos dos años, se une la detectada el pasado viernes 19 de mayo, que ha llegado al 3 % del valor del de la estrella.
Varios telescopios, algunos de los más importantes a nivel profesional, se han unido al estudio de esta estrella para determinar la variación en su período de brillo principal, que podría responder a la presencia de un cuerpo principal de origen planetario de unos 750 días de revolución. Aun así, son de difícil explicación los otros cambios. Es más, con estudios fotográficos del último siglo, se ha concluido que la caída de brillo de la estrella ha sido de hasta un 20 %, lo cual aún resulta más inexplicable para una estrella en su estado de evolución, un período tranquila para este tipo.
Lo cierto es que varias hipótesis, todas ellas por comprobar, se han puesto sobre la mesa, y la que más ha atraído la opinión pública sería lógicamente la de una construcción de una megaestructura que delatara la presencia de seres inteligentes trabajando en una gran obra de ingeniería en su sistema solar.
Ilustración de NASA/Caltech, mostrando el escenario más probable de la estrella de Tabby
Es fascinante que, en pocas décadas, pasemos de conocer solo un reducido número de planetas vecinos al nuestro a encontrar miles e, incluso, nos planteemos —aunque sea de forma muy remota— la posible detección de seres inteligentes habitando uno de ellos.
Recordemos que en ciencia parece prevalecer el principio metodológico atribuido al franciscano Guillermo Ockham del siglo XIV: en igualdad de condiciones, la explicación más sencilla suele ser la más probable —aunque no necesariamente la verdadera—.
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.
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.
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.
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.
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.
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.
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.
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.
Misma imagen anterior, sin las leyendas de los objetos y procesada por Rafael Ramírez
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.
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].
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.
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.
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].
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.
Todas las regiones HII en Aladin. Crédito: CDS
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.
Calibración astronométrica de la imagen del autor mediante Astronometry.net
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.
Misma imagen del autor, utilizando un procesado más «postalero», por gentileza de Rafael Ramírez.
[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.
[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.
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.
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).
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.
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.
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 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.
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.
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.
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.
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/.
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).
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.
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.
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.
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).
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).
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.
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;
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.
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.
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.
T150/750 Celestron (1988) y Canon 400D (2006). Instrumental con el que se ha realizado el catálogo Messier.
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 ruidode 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.
[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.
cielosestrellados 
