Theta Persei

 ¿Recuerdas que hacías en 1988? Ese año se estrenó El Último Emperador o Mujeres al borde de un ataque de nervios, también El Último de la Fila publicaba Como la cabeza al sombrero y los Héroes del Silencio El mar no cesa. Justo en ese mismo año salió la luz de Theta Persei, esos fotones han viajado por el espacio y llegan ahora a nuestra retina.

Es un sistema muy cercano formado por una estrella amarilla de magnitud 3,9 que ha podido medirse directamente, siendo un 30% mayor que nuestro Sol. Esta estrella tiene un periodo de rotación de solo 11 días.

Bastante separada, a unas 250 unidades astronómicas (8 veces la distancia que separa al Sol de Neptuno), se encuentra una enana roja de magnitud 9,5 y espectro M1 V, con una masa aproximada la mitad de la solar. Se estima que el periodo orbital de esta estrellita en torno a la más brillante es de 2700 años.

LP 413-53, una enana roja

 Esa estrellita señalada con un flecha es una estrella muy fría, una enana roja de clase espectral M9 V y de muy baja masa, apenas llegará al 30% del sol. Se encuentra a unos 120 años-luz y brilla con la magnitud 17 en la banda G de Gaia. Estas estrellas tienen una vida larguísima, consumen muy poco hidrógeno y pueden permanecer estables durante miles de millones de años. Cuando nuestro Sol ya no exista, ella seguirá brillando. Este tipo de estrellas me encanta..

El Monte Olimpo

 El planeta Marte centrado sobre la llanura de Tharsis. He señalado con una flechita en la imagen generada por el programa Cartes du Ciel el Monte Olimpo, el mayor volcán del sistema solar, con una altura superior a los 21 km y una base de 600 km. En mi imagen, en blanco y negro, se aprecia esta base con un tono ligeramente más brillante que la zona que la rodea. Y aunque muy sutilmente, hace ilusión haberlo captado.

Friedrich Georg Wilhem Struve

 En casi todos los listados de estrellas dobles asequibles a pequeñas aberturas aparecerá el símbolo “S”: se trata del catálogo Struve, uno de los más importantes y antiguos que existen. Conozcamos algo más sobre este singular astrónomo.

Friedrich Georg Wilhem Struve nació en Altona (Alemania) el 15 de abril de 1793. En 1808, debido a la inestabilidad de la zona que causaban las tropas napoleónicas, sus padres decidieron que ingresara en la Universidad de Dorpat (conocida ahora como Tartu, la segunda ciudad más grande de Estonia). Primero estudió Filología Clásica por deseo paterno, aunque pronto su atención derivó hacía la Astronomía. Entre 1813 y 1820 fue profesor de Astronomía y Matemáticas en dicha Universidad y a partir de esa fecha comenzó su dirección en el Observatorio de Dorpat.

Fue en este periodo durante el cual desarrolló su principal labor en el mundo de las estrellas dobles. En 1814 publicó las órbitas calculadas de unas pocas binarias orbitales; entre ellas Alfa Geminorum (Castor), confirmando la hipótesis de William Herschel que una década antes ya apuntó su verdadera naturaleza física. En 1820 apareció el primer catálogo realizado por Struve, que contenía 727 estrellas dobles y estaba pensado únicamente para una fácil localización e identificación de dichas estrellas. Más tarde, en 1822,  se dedicó a determinar con exactitud la posición de 795 sistemas binarios descubiertos por William Herschel, eliminando aquellos cuya distancia angular excedía de 60 segundos de arco y aquellos otros designados erróneamente como estrellas dobles. En 1824 el observatorio fue equipado con el Gran Refractor: un Fraunhofer de 24 cm de diámetro. Este telescopio le sirvió, después de haber observado detenidamente más de 120.000 estrellas,  para numerar las 3.112 estrellas dobles que forman parte de su catálogo (de las cuales 2.343 nunca antes habían sido descritas por ningún otro astrónomo). Dicho catálogo se  publicó en 1827 como «Catalogus novus generalis stellarum duplicium et multiplicium». Había mayoría de dobles cerradas, con una distancia menor de 4 segundos de arco, lo que para Struve era una clara prueba de que abundaban las dobles físicas en el cielo, sin necesidad de tener que esperar a comprobar algún movimiento orbital en torno al centro de masas del sistema.

Gran refractor Fraunhofer de 24 cm de diámetro. Imagen de Gudrun Wolfschmidt

Entre 1824 y 1837 midió de manera precisa los parámetros de 2.714 sistemas binarios incluidos en su catálogo. Este trabajo fue publicado en 1837 como «Stellarum compositarum mensurae micrometricae». En él se incluía para cada estrella doble la separación angular, ángulo de posición, magnitudes, colores y la exacta ascensión recta y declinación. 

El 7 de agosto de 1839 se inaugura el Observatorio de Pulkowa, en las cercanías de San Petersburgo, del que Struve fue su primer director por requerimiento del Zar Nicolás I.

Observatorio de Pulkovo. Fuente: Wikipedia

Aparte de su gran contribución en el mundo de las estrellas dobles, destacó en muchos otros campos de la Astronomía. Fue uno de los pioneros en medir paralajes estelares, consiguiendo en 1838 calcular la distancia que nos separa de la estrella Vega con sus medidas micrométricas realizadas con el Fraunhofer. Estudió la densidad estelar en el hemisferio Norte con respecto al plano de la Vía Láctea, obteniendo unos resultados totalmente coherentes con los conseguidos por John Herschel en el hemisferio Sur. Además, publicó sus estudios sobre absorción de luz estelar en el plano galáctico, deduciendo correctamente que se producía por la presencia de material interestelar. Realizó precisas observaciones en base a calcular las constantes de precesión, nutación y aberración. También fue un activo observador planetario y de cometas. Es especialmente recordado en el campo de la Geodesia gracias a la medida del círculo meridiano.

Sus estudios en Geodesia tuvieron que ser aparcados al principio por un desagradable incidente. Se encontraba en Livland en la casa de un amigo, y solía salir por los alrededores a realizar mediciones con el sextante. En aquella época, un gran destacamento de tropas rusas se encontraba por la zona, pues se temía un ataque de Francia para invadir Rusia penetrando por las provincias Bálticas hasta llegar a San Petersburgo. En plena operación de medida con el sextante, Struve fue confundido con un espía francés realizando algún tipo de medición táctica por la zona y lo hicieron prisionero. Una vez llegó al cuartel general, fue capaz de convencer al comandante en jefe de que realmente era un científico perteneciente a la Universidad de Dorpat. Lo dejaron en libertad, pero con la condición de que mientras durase la guerra no siguiera con sus medidas científicas. De este modo, no se volvería a repetir el incidente. 

En 1844 fue a Inglaterra con el propósito de determinar la diferencia de longitud entre los observatorios de Greenwich y Pulkowa, ya que sus estudios y mediciones cronométricas eran de gran valor y fueron la base para resolver la cuestión. Entonces surgió la pregunta ¿cuál debe ser el primer meridiano de longitud: Greenwich o Pulkowa? Aunque el corazón de Struve siempre estuvo en Rusia, tomó en consideración la gran tradición científica de Greenwich con astrónomos de la talla de Flamsteed, Halley  o Bradley. Su decisión fue clara y Greenwich fue la elegida.

Meridiano de Greenwich

En 1858 empezó a padecer demencia senil, mezclando pasado y presente. Algunos días se dedicaba a investigar con gran tenacidad problemas científicos resueltos por él muchos años antes y en más de una ocasión se le vio recitando pasajes en griego, latín o hebreo que aprendió en su juventud. Poco a poco su memoria fue a peor, aunque según dicen nunca olvidó el rostro de un amigo. En diciembre de 1861 le sustituyó en la dirección del observatorio su hijo Otto Struve, que continuó su labor en el campo de las estrellas dobles.

Murió en San Petersburgo en noviembre de 1864, siendo el primero de una saga de cuatro generaciones de importantes astrónomos y dejándonos un legado de gran valor en el mundo de la Astronomía y especialmente en el campo de las estrellas dobles

(Artículo aparecido en la revista Astronomía en marzo de 2005)

Sirio B en 2025

 Vamos a viajar en el tiempo 200 millones de años. La estrella Sirio sería muy diferente a la que conocemos hoy en día. Formaría un sistema binario con dos estrellas: una azul y otra blanca que respectivamente tendrían 5 y 2 masas solares respectivamente. Sería una estrella doble realmente espectacular.

Unos 80 millones de años después la estrella más masiva consumió el hidrógeno de su núcleo y para continuar irradiando energía se transforma en gigante roja: empieza a quemar hidrógeno en capas más exteriores que rodean al núcleo y se expande, enfriándose, lo que hace que se enrojezca. Imaginaros ahora cómo sería la visión del sistema binario: una gigante roja y una estrella blanca espectacular.

Representación del sistema binario formado por una gigante roja y una estrella blancozaulada

Pero la gigante roja no puede mantenerse durante mucho tiempo una vez que agota su combustible nuclear, la fuerza de la gravedad no es suficiente para retener las capas más externas y estas se van perdiendo en forma de nebulosa planetaria, quedando solo el remanente del núcleo estelar que es la enana blanca que actualmente vemos.

¿Pero cómo se descubrió esta estrellita tan especial? En 1844 Bessel midió el movimiento de Sirio y comprobó que no era rectilíneo, como debería esperarse. Esto solo podía explicarse por la existencia de otro cuerpo invisible que afectaba gravitacionalmente y alteraba el desplazamiento de la estrella principal.

En 1851 Christian Peters calculó un modelo orbital para este nuevo cuerpo muy preciso. Era una estrella blanca que orbitaba en torno a Sirio A.

Órbita de Sirio B respecto a la estrella principal con un periodo de 50 años

En 1862 Alvan Graham Clark, hijo del fundador de Alvan Clark & Sons, empresa estadounidense especializada en la construcción de lentes de telescopios, se encontraba probando un objetivo de 48 cm destinado al observatorio de Dearborn y para descubrir imperfecciones en la lente apuntó a Sirio. De pronto vio un pequeño puntito cerca de la estrella. Pensó que era un defecto de la lente, apuntó a otras estrellas brillantes y ofrecían una imagen pura y limpia, volvió a apuntar a Sirio y volvía a aparecer ese puntito. Sin duda era una estrella real, había detectado visualmente a Sirio B, la enana blanca.

Alvan Graham Clark (extraído de Wikipedia)

Ahora mismo, por su órbita, estamos en el mejor momento para intentar su observación. No hay que perder la oportunidad para intentarlo. La gran dificultad es la diferencia de 10 magnitudes entre ambas componentes. Esta imagen es el resultado mediante apilado manual de unas 50 imágenes de un total de 1500 realizado con Astroart. Pensad que esa estrellita tiene una masa parecida a la de nuestro Sol pero contenido en un tamaño como el de nuestro planeta Tierra, así que su densidad es altísima. Impresionante.

Sirio B observada a través de un Celestron 11" el pasado 5 de febrero

Y así es cómo se observa en directo en una observación real el pasado 5 de febrero. La turbulencia hace que muchas veces la débil estrella quede oculta entre los destellos de la brillante Sirio, pero ahí está, débil, temblorosa, entre el intenso fulgor de la estrella principal.

Sisyphus, un asteroide cercano a la Tierra

 No todo van a ser objetos extragalácticos situados a millones de años-luz. A veces existen objetos muchísimo más cercanos que merecen mucho la pena.

En 1972 Paul Wild desde Suiza descubrió una estrella de magnitud 9 que se movía muy rápido. Era un nuevo asteroide de la familia de los Apolo (aquellos que cruzan la órbita de la Tierra). Se le bautizó como Sisyphus, fundador y rey de Éfira.

En 1985 fue observado por el radar del radiotelescopio de Arecibo y calculó que tenía un diámetro de 8 km, una rotación de 2,4 horas y que estaba acompañado por un pequeño satélite. Estudios más recientes ofrecen un tamaño menor en torno a 6 km.

Tiene una órbita muy excéntrica en torno al Sol con un periodo de 2,61 años y en esos acercamientos a nuestra estrella es cuando se aproxima a nosotros. El pasado 18 de enero cuando estaba a 0,9 ua (135 millones de km) y moviéndose a una velocidad aparente de 2,9"/minuto pude obtener esta animación. Fijaros lo que se mueve en solo media hora. Cada fotograma tiene una exposición de 15 segundos, con 30 seg ya salía movido.

SN2024advj y el cuásar invitado

 Fijaros en la débil galaxia del centro de la imagen, se llama UGC 604 y es una espiral que vemos de canto. Debe encontrarse a unos 300 millones de años-luz, aunque tampoco hay mucho acuerdo sobre esto. El pasado mes de diciembre explotó una estrella en forma de supernova, es la señalada con una flecha. Es una supernova de tipo II que se origina cuando una estrella masiva ya no puede producir más energía, colapsa y se produce una explosión gigantesca. La galaxia contiene millones de estrellas, ni siquiera todas juntas consiguen alcanzar un brillo destacable y la supernova por si sola alcanza un brillo muy superior al de toda la galaxia. Es impresionante.

Todas las demás estrellas que ves pertenecen a nuestra propia galaxia, algunas estarán a pocos años-luz y otras a miles, pero todas pertenecen a nuestra Vía Láctea. Sin embargo, la imagen adquiere mayor dimensión porque a la derecha hay un débil puntito catalogado como WISEA J005743.14+450019.6 Es un cuásar con un corrimiento al rojo de 1,7 y esto lo sitúa aproximadamente a 10.000 millones de años-luz cuando el universo tenía una edad inferior a 4000 millones de años. Puede parecer mucho tiempo, pero lo vemos tal como era en un universo joven diferente al que actualmente conocemos.

Somos polvo de estrellas, el ejemplo de SN 2024aedt

 Somos polvo de estrellas.

¿Os suena la frase? La popularizó nuestro admirado Carl Sagan basándose en una cita de Harlow Shapley de 1929.

Todos los "metales", el calcio de nuestros huesos, el hierro de nuestra sangre, el nitrógeno de nuestro ADN, el carbono de nuestros procesos biológicos se forman en el interior de las estrellas. Y es justo en la explosión de supernovas cuando todos esos elementos enriquecen el medio interestelar que formarán estrellas con mayor índice de metalicidad y discos de polvo de ese material de donde se formarán nuevos planetas con todos esos elementos químicos.

Justamente ese es el proceso que se produce cuando vemos la muerte de una estrella, cuando vemos a una supernova. La estrellita señalada con una flecha es una de ellas situada a 250 millones de años-luz en la galaxia elíptica UGC 1325 y enriquecerá todo el espacio circundante en un proceso que durará millones de años.

Estrellas dobles con cámaras réflex

 Es posible que tengas guardadas algunas fotos de este verano del cielo nocturno. Siempre es engorroso viajar con un telescopio por pequeño que sea, en cambio una cámara DSLR puede ser una de nuestras mejores compañeras en cualquiera de los destinos donde nos lleven los días de vacaciones.

En más de una ocasión habréis podido leer que hay estrellas dobles para todos los equipos, condiciones de observación y gustos. Es una de sus grandes ventajas. Estés donde estés, ya sea desde el cielo más oscuro o en el interior de una ciudad, y con cualquier instrumento, vamos a poder disfrutar con muchas de ellas. Y este es el caso en nuestras fotografías nocturnas. Seguramente las usemos para realizar espectaculares imágenes de nuestra Vía Láctea, obtener la esencia del cielo en su estado más puro, o para capturar los más bonitos objetos de cielo profundo que tenemos en nuestro firmamento. Lo más fácil es quedarse con la imagen una vez que hayamos conseguido un resultado que nos gusta y que casi siempre será espectacular. Pero podemos llegar un poco más lejos, dar un paso más y pasear por cada uno de los lugares que aparecen en la fotografía localizando objetos como si fuésemos un viajero explorando tierras remotas, y entre esos objetos que podemos localizar e identificar se encuentran nuestras queridas estrellas dobles.

Es evidente que con una cámara réflex y el uso de objetivos solo podremos resolver aquellas parejas que quizás a través del telescopio tienen un aspecto menos vistoso debido a su gran separación, pero con esta configuración adquieren una nueva dimensión y destacan por sí mismas entre la riqueza del campo que merece ser explotada y disfrutada al máximo.

El pasado mes de septiembre fotografié el cúmulo doble de Perseo. Este objeto, junto a la mayor parte de las estrellas de la zona, pertenece a  la Asociación Per OB1 situada a una distancia media de 7000 años-luz. En sus inmediaciones hay numerosas estrellas dobles, algunas de ellas asequibles a un simple objetivo de 100 mm en nuestra cámara réflex. Casi todas ellas, por lo tanto, van a estar formadas por astros muy lejanos que apenas han variado su posición desde que se descubrieron, formando parejas de naturaleza óptica de gran belleza.

La más evidente de todas es STTA 25 situada en 02 h 16,9 m +57º 03’, en la zona exterior de NGC 869, el más occidental de los cúmulos.  La pareja se encuentra formada por dos estrellas de magnitudes 6,5 y 7,4 separadas por una distancia de 103”. Ambas son gigantes azules de clase espectral B1 Iab y B2 Ib. La imagen de este sistema en ese campo tan espectacular es algo que difícilmente podremos olvidar.

En el mismo campo, exactamente en la posición 02 h 18,1 m + 57º 31’, podemos ver a la pareja S 409 formada por dos estrellas de magnitudes 6,0 y 9,6 separadas por una distancia de 123”. Entre tanta estrella azulada destaca la principal al ser una gigante anaranjada con espectro G7 III. Si nos fijamos bien podremos ver que muy cerca de la primaria hay una débil estrella de magnitud 12,3. Burnham observó a esta otra estrella y la incluyó en su catálogo, hoy día forman la pareja BU 1170. La separación es de 69”, una distancia perfecta para nuestra configuración óptica. Lo más sorprendente es que esta débil estrella es a su vez un sistema cerrado asequible solo a profesionales con una separación de solo 0,3” que permanece sin ser medido desde 1958.

STTA 24 es otro sistema destacado que advertimos en un primer vistazo. Se encuentra en la posición 02 h 12,9 m +57º 12’. Lo forman dos estrellas de magnitudes 7,0 y 8,7 con una separación de 92”. Son anaranjadas con espectros G3 V y G1 V y relativamente cercanas, ajenas por tanto a la Asociación estelar Per OB1. Curiosamente nada tiene que ver la una con otra, a pesar de presentar ambas movimientos propios elevados pero en absoluto coincidentes, lo que hace que año tras año se vayan separando. La paralaje de Gaia confirma que estamos ante una pareja óptica calculando una distancia de 134 y 305 años-luz para la principal y la secundaria respectivamente.

Terminamos con STTA 26, un espectacular sistema situado en la posición 02 h 19,7 m +60º 02´.  Lo forman dos estrellas de magnitudes 6,9 y 7,2 separadas por una distancia de 63”. Sus espectros son A2 V y G5 II, blanca y anaranjada, presentando un contraste cromático precioso. Es la única pareja física que vamos a ver esta noche y merece muchísimo la pena. Hay una estrellita cercana de magnitud 11,4 que es totalmente ajena pero que enriquece mucho más la imagen de este sistema estelar.

Por falta de espacio no podemos seguir porque claramente se identifican muchas  más estrellas dobles en la imagen. Esto confirma lo que comentaba al principio, una sola cámara réflex sin necesidad de telescopio puede proporcionarnos resultados que nunca pensamos que íbamos a conseguir. ¿No te animas a intentarlo?

Sistema	Coordenadas	SAO	Mag A	Sp A	Mag B	Sp B	Separación	A.P.
STTA 24AB	02 12 56 +57 12 16	23033	6,99	G3 V	8,67	G1 V	91,6	331,3
STTA 25	02 16 51 +57 03 19	23115	6,48	B1 Ia	7,39	B2 Ib	102,85	205,0
S   409AD	02 18 05 +57 30 59	23149	5,99	G7 III	9,59	A0	123,29	136,4
BU 1170A,BC	02 18 05 +57 30 59	23149	5,99	G7 III	12,29		68,58	357,5
STTA 26AB	02 19 44 +60 01 46	23194	6,94	A2 V	7,18	G5 II	63,35	200,4

Tabla 1: Datos de las estrellas dobles incluidas en la sección. La separación en segundos de arco y el ángulo de posición (A.P.) se han obtenido a través de los datos de la misión Gaia. Se ha incluido la clase espectral de cada estrella para entender mejor la temperatura de cada una de ellas y por lo tanto el color que podemos apreciar a través de nuestras cámaras

Desdoblando a Sirio

 Desdoblar al sistema orbital de la estrella más brillante del cielo detectando a la esquiva Sirio B es uno de los retos más bonitos que tiene el aficionado a las estrellas dobles. Este mes de enero  se encuentra en una posición inmejorable para poder conseguirlo.

En 1860 la Universidad de Mississipi le encargó un objetivo de 18 pulgadas de diámetro a Alvan Clark para tener el mayor telescopio refractor de los Estados Unidos. Un encargo de esta envergadura no era tarea fácil para el pequeño taller que poseían y no fue hasta 1862 cuando estuvo terminado.  El 31 de enero de 1862 Alvan y su hijo estaban haciendo pruebas con la lente para detectar posibles imperfecciones y apuntaron a Sirio. En un principio vieron una pequeñísima estrella junto al brillo de la componente principal y pensaron que era un reflejo debido a alguna imperfección en el pulido de la lente, pero tras varias observaciones y pruebas, determinaron que sin duda alguna era una estrella real. Aquella fue la primera observación visual de Sirio B. Esta observación supuso una publicidad sin precedentes para los objetivos construidos por los Clark y los encargos se multiplicaron a partir de esa fecha consiguiendo algunos de los mejores de aquella época. La firma de los Clark venía avalada siempre por una calidad fuera de toda duda. Curiosamente, debido a la Guerra de Secesión, aquel objetivo acabó en el observatorio de Dearbon, continuando fundamentalmente con observaciones planetarias y de estrellas dobles.

La existencia de Sirio B se conocía desde 1844 cuando Bessel dedujo a partir de las oscilaciones en el movimiento propio de Sirio que debía tener una compañera invisible. Poco tiempo después (1851)  Christian Peters se atrevió a establecer un modelo orbital para aquella estrella invisible con un periodo orbital de 50 años, sorprende hoy día comprobar la precisión de aquellos cálculos.

¿Y cómo se descubrió la verdadera naturaleza de Sirio B? No fue hasta 1915 cuando se obtuvo el primer espectro de la estrella utilizando el telescopio reflector de 1,5 metros del Observatorio de Monte Wilson confirmando que era una débil estrella blanquecina. Debido a la distancia a la que se encuentra el  sistema (solo 8,6 años-luz) no podía ser otra cosa que una enana blanca, una de las primeras descubiertas.

La primera medición del diámetro de Sirio B fue realizada en 1959 desde el interferómetro  de intensidad estelar de Jodrell Bank, pero no fue hasta la llegada del telescopio espacial Hubble cuando en 2005 determinó que eran aproximadamente 12.000 km, muy parecido al diámetro de nuestro propio planeta  pero con una masa muy parecida a la solar, por lo que su densidad es altísima.

Actualmente y durante los próximos años tenemos un periodo inmejorable para intentar su observación directa a través de nuestros telescopios.  Acaba de pasar el apoastro (el punto más alejado en la órbita del sistema) y por lo tanto su separación es máxima, alejándola dentro de lo posible del intenso resplandor de Sirio A y facilitando de este modo su observación. La gran dificultad radica en la diferencia de magnitudes de ambas estrellas. Como bien sabemos, Sirio A es la estrella más brillante del cielo con una magnitud de -1,46 y Sirio B es de la 8,3. Esto significa que hay una diferencia de casi 10 magnitudes entre las dos y el deslumbramiento de la más débil es máximo.

Estas son las efemérides del sistema de Sirio para los próximos años. La distancia angular se mide en segundos de arco y el ángulo de posición (A.P.) en grados.

Año	Separación angular	A.P.
2025	11,26	59
2026	11,16	67,1
2027	11,03	55,2

A modo de ejemplo, y teniendo en cuenta las particularidades únicas de cada equipo, mediante un Celestron 11 y una cámara ZWO ASI 290 MM pude captarla usando una exposición de 67 milisegundos, una ganancia de 393 y una gamma de 82. Estos valores son los que usé en mi captura y solo pretenden ser orientativos. Como decía antes, cada equipo tiene sus propias limitaciones y debemos jugar con los parámetros de nuestra cámara hasta obtener la mejor imagen de Sirio B.

Y así es como se ve realmente en una observación en directo

No perdáis la oportunidad e intentadlo. Es un reto y una experiencia única que no olvidaremos jamás en nuestra vida.  Sirio en particular tiene una magia y una impronta realmente únicas que nos marcará para siempre ¡Suerte en la observación!

(Artículo aparecido en la revista Astronomía en enero del año 2019)

Estrellas dobles en la constelación de Tauro

Este mes proponemos un recorrido por algunas dobles escogidas en la constelación de Tauro.

Tauro es una de las constelaciones más antiguas de las que se tiene algún registro histórico. En las cuevas de Lascaux (Francia), hay una representación de un toro con grupos de puntos que se asemejan mucho a las Híades y a las Pléyades. Se ha datado en más de 17000 años en el Paleolítico superior. Nos imaginamos a nuestros antepasados en aquellos primeros asentamientos alrededor del fuego, en noches claras y estrelladas, contando leyendas y dibujando en el cielo a héroes y dioses.

Nosotros visitaremos la constelación con otra mentalidad, más moderna y actual, pero siendo conscientes de que la luz que hoy llega a nuestros ojos partió de aquellas lejanas estrellas mucho después de que quedaran reflejadas en aquellas cuevas de Lascaux.

Casi en el límite con Aries, pero ya dentro de Tauro, encontramos a STF 383. Un bonito sistema formado por dos estrellas de magnitudes 8,5 y 9,1 separadas por una distancia de 5,6”. Es una pareja física situada a 450 años-luz 

Más al sur, próximo también a ese límite entre constelaciones, podemos ver a STF 406. Una bonita y fácil pareja compuesta por dos estrellas de magnitudes 7,5 y 9,4 a una distancia de 9,2”. La secundaria se encuentra ligeramente deslumbrada por la diferencia de magnitud. Comparten movimiento común, estando ambas situadas a una distancia de casi 500 años-luz. La estrella más brillante es una subgigante con una luminosidad 18 veces superior a la del Sol.

Todavía más al sur, cerca de Eridano, nos encontramos con STF 422, un interesantísimo sistema formado por astros rojizos. A través del telescopio vemos dos estrellas de magnitudes 6,0 y 8,9 separadas por una distancia de 6,7”. Muy desiguales y algo deslumbrada, pero realmente preciosa. Tiene una órbita muy preliminar con un periodo calculado de 1210 años. Pero hay más. La estrella principal está catalogada como la variable eruptiva V711 Tau, del tipo RS Canum Venaticorum. Este tipo de estrellas son en realidad binarias formadas por dos estrellas muy próximas entre sí, con tipos espectrales F, G o K, que causan una alta actividad cromosférica formando unas manchas descomunales en su superficie que son las causantes del cambio de brillo. Generalmente tienen rotación capturada, con un periodo similar al de la órbita de la estrella compañera. Este periodo suele ser de días y la variabilidad del orden de 0,2 magnitudes. Así que en realidad estamos ante un sistema formado por al menos 3 componentes. Comparten un alto movimiento propio y se encuentran a solo 96 años-luz.

Mucho más al norte, cerca de Perseo, tenemos otro caso realmente espectacular. Se trata del sistema STF 427 formado por dos estrellas blancas de magnitudes 7,4 y 7,8 separadas por una cómoda distancia de 7”. Es una doble muy bonita y fácil, asequible a cualquier telescopio. En ocasiones esa diferencia de 0,4 magnitudes es mucho mayor y se invierten los brillos.  ¿Cómo es posible esto? La estrella principal es una variable algólida con un rango de magnitud entre 7,4 y 8,6 y un periodo de 8,16 días. ¿No es realmente mágico? Son dos estrellas de muy diferente brillo y tamaño que se eclipsan mutuamente. Está catalogada como V 1268 Tau. Al igual que antes, estamos ante una doble visual con otra componente mucho más cercana solo detectable por los efectos que causa sobre la compañera a la que orbita. 

En el interior de las Pléyades podemos ver a STF 450. Nada más fácil que desplazarnos 11 minutos al sur de Alcione y aparecerá en el ocular del telescopio como dos estrellas de magnitudes 7,3 y 9,4 separadas a una distancia de 6,3”. Pertenecen al mismo cúmulo haciendo la vista muchísimo más espectacular.

Una estrella doble muy bonita y fácil de identificar es STF 452. La estrella principal es 30 Tauri, azul y de la 5 magnitud. Si nos fijamos bien, usando aumentos medios, a 9,2” de distancia hay una débil estrellita de la magnitud 9,8. Muy deslumbrada, pero estos sistemas tienen algo especial una vez que consigues verlos. Ambas estrellas comparten movimiento propio, aunque la paralaje no es del todo idéntica y no es seguro que formen un sistema físico.

MLB 630 es una pareja formada por dos estrellas de magnitudes 8,0 y 10,3 separadas por una distancia de 8,2”. Fácil de separar con cualquier telescopio, aunque es un sistema débil. La principal es una gigante roja con una luminosidad 373 veces la solar y un diámetro 39 veces mayor. Si estuviera en la posición de nuestro Sol casi engulliría a Mercurio.

Terminamos visitando el otro gran cúmulo abierto de la constelación: Las Híades. A 23 minutos al oeste de Epsilon Tauri se encuentra STF 546. A través del ocular vemos una delicada parejita de magnitudes 7,9 y 9,5 separadas por una distancia de 6,8”. Preciosa. Es un sistema físico de elevado movimiento propio común situado a 211 años-luz. A diferencia de la anterior, la estrella secundaria es inferior en masa y luminosidad a la nuestro Sol y siempre emociona ver estrellas más pequeñas que la nuestra a cientos de años-luz.

Nos despedimos alzando la vista al cielo en la fría noche, hacia Tauro presidida por Aldebarán, sintiendo la misma emoción que plasmaron aquellos primeros hombres hace miles de años.

(Artículo aparecido en la sección de Estrellas Dobles de la revista Astronomía en enero del 2022)

SN2024abup, una supernova en NGC 681 (una galaxia que no es la del sombrero)

 Siempre he pensado que ser observador de supernovas te da la oportunidad de visitar galaxias que seguramente ni conocías y que de no ser por este motivo seguramente nunca observarías. Es un gran aliciente para detenerte en objetos menos conocidos pero no por ellos menos vistosos.

Este es el caso de NGC 681, una galaxia espiral descubierta por William Herschel en 1785 y que en un primer momento podemos pensar que es la Galaxia del Sombrero porque es muy parecida, pero esta es otra distinta situada en la constelación de la Ballena brillando con la magnitud 12.

Resulta curioso el poco acuerdo que hay en cuanto a su distancia, encontrando valores comprendidos entre los 66 y 124 millones de años-luz. Está clasificada como una Seyfert II, son galaxias con el núcleo muy brillante y activo con espectros que muestran líneas altamente ionizadas.

Lo más característico es la banda de polvo que vemos de canto, como en la galaxia del Sombrero, y justamente en esa zona es donde se encuentra la supernova que hoy podemos contemplar. Se llama SN2024abup y brilla con magnitud 16.

La supernova de NGC 2146 y el cuásar invitado

 NGC 2146 es una bonita galaxia que brilla con la magnitud 11 en la constelación de la Jirafa. Fue descubierta por Winnecke en 1876.

Está considerada como una espiral barrada situada a solo 42 millones de años-luz, Lo mas característico es la banda de polvo quebrada y distorsionada por los efectos de gravitacionales de una galaxia vecina (NGC2146 A) que no sale en la imagen. Toda esta actividad hace que tenga intensos brotes de formación estelar.

El incansable Koichi Itagaki descubrió el pasado mes de noviembre una supernova (la estrellita en la galaxia señalada con una flecha) llamada SN2024abfl que hace aún más simbólica la imagen. Lo más curioso es que en el año 2018 hubo otra supernova casi, casi, en el mismo sitio y más brillante. 

En la parte inferior de la imagen hay un puntito muy débil que casi ni se ve, es el cuásar 1WGA J0618.0+7816 y está situado a unos 9.000 millones de años-luz. Para hacernos una idea: el sistema solar se formó hace 4.600 millones de años. Así que estamos recibiendo la luz de un objeto de un universo joven, cuando aún faltaba muchísimo para que naciese el Sol. Esto nos ayuda a comprender mejor quienes somos y  a situarnos en un discreto lugar de este vasto universo.

 En enero de 1610 Galileo apuntó hacia el planeta Júpiter aquel primitivo telescopio y encontró cuatro estrellitas orbitando en torno a él. Era la primera vez que se observaba el movimiento orbital en torno a otro cuerpo que no fuese la Tierra o el Sol en pleno cambio de mentalidad hacia el heliocentrismo. Y seguramente, a menos resolución, observaría en alguna ocasión algún tránsito de Io.

Io es el satélite más interno, tiene un tamaño muy similar a nuestra Luna, pero un aspecto totalmente diferente. Aún recuerdo aquel episodio de la serie Cosmos en la que Carl Sagan nos llevaba a este pequeño mundo anaranjado que tenía volcanes activos que expulsaban nubes de azufre. 

Fijaros en la rapidez del movimiento de traslación de Io y su sombra en solo 14 minutos. Muchas veces, cuando salgo en observación visual, vamos rotando rápidamente todos para no perdernos el momento de contacto del satélite con el limbo del planeta. Es algo mágico.

Las estrellas dobles del satélite Hipparcos

 En 1991 el satélite Hipparcos descubrió muchas estrellas dobles. Por lo general eran sistemas débiles y muy cerrados, tanto que habían pasado desapercibidos hasta entonces. Nadie los había visto como dos estrellas. Piensa que hace poco más de 30 años desde su descubrimiento. Ser capaz de desdoblar y de medir uno de estos sistemas desde la azotea de casa es algo siempre sorprendente y que me sigue emocionando.

Júpiter en infrarrojo

 Anoche, después de una sesión de estrellas dobles, cuando subí a cerrar el observatorio, estaba Júpiter justo en su punto más alto. ¿Cómo puede alguien no resistirse a observarlo? La imagen es en el infrarrojo y su aspecto es algo diferente.  Aún así se ve muchísima actividad en las bandas y zonas ecuatoriales.

DE Andromedae, una estrella variable RR Lyrae

 Hay estrellas que laten como un corazón, se expanden y se contraen cíclicamente, modificando su temperatura y por lo tanto también su luminosidad. No deja de ser mágico que desde casa, con nuestros equipos, seamos testigos de estas estrellas pulsantes. Esta curva de luz de DE Andromedae muestra justo eso, el máximo de brillo de la estrella, cuando está más contraída y tiene mayor temperatura. Pertenece al tipo de estrellas variables RR Lyrae descubiertas en 1901 por Williamina Fleming.