¿TIEMPO?

Ando dándole vueltas a la cabeza a la idea concebida como tiempo. Dotar al tiempo con la característica de dimensión es más o menos reciente. El tema comenzó públicamente con Einsten.

La necesidad de controlar nuestra vida y los agentes externos que la acompaña llevó a todas las civilizaciones a tener en cuenta los cambios que durante nuestra vida experimentamos. Ancestralmente se construyeron calendarios que recogían la andadura de la tierra alrededor del sol (año) con los cambios que se experimentaban a lo largo de ese ciclo (estaciones). Otras civilizaciones se fijaron en la luna y en el movimiento de la sombra terrestre que periódicamente la cubría. Más recientemente, y recogiendo los ciclos ya observados, se decidió tomar como referencia el movimiento de dos o tres agujas , movidas por engranajes mecánicos sobre un círculo numerado.

Todo ello me ha dado que pensar. Ciertamente el tiempo como concepto meramente abstracto y dimensional no ha formado parte de la historia de la humanidad. El tiempo fue siempre tomado como una referencia para medir los diferentes estados y movimientos de lo que percibimos como existentes. Esa referencia no es otra que el movimiento de ciertos objetos: planeta tierra, luna, reloj y, en la actualidad, los "pulsares".

El tiempo, desde esta perspectiva, carece de carácter dimensional, y no es otra cosa que una referencia subjetiva tomada por la humanidad con respecto al "movimiento" de ciertos objetos.

De aquí, que afirmamos que el tiempo no es dimensión sino movimiento. En nuestro sistema de referencias tomamos arbitrariamente el movimiento de ciertos objetos para medir y catalogar el movimiento y cambios que se producen en nuestra existencia.

¿Ciencia?

Llevo bastante tiempo sin escribir en este blog. No porque haya apartado la actividad espectrográfica de mis múltiples quehaceres, sino porque el tiempo que he podido dedicarle y los múltiples proyectos desarrollados en la materia durante este último año los he encauzado a través de la asociación a la que pertenezco.

Es momento de retomar este blog que nunca debí pausar. Son muchas las cosas que deberé ir actualizando, pero tampoco un blog es lugar para realizar un recuento exhaustivo de actividades. 

He echado de menos la oportunidad de plasmar en mis estudios, proyectos y desarrollos la visión y el carácter personal que acompaña a toda actividad humana, pero que cuando se realiza en nombre de una institución o grupo abierto y plural no debe alcanzar la relevancia que pueda herir o molestar, ni tan siquiera contrariar a los miembros de tales colectivos.

Así, desde este espacio personal, puedo enriquecer el profundo sentido religioso de mi vida a través de la ciencia y en especial de  la espectrografía astronómica que estudio, proyecto y desarrollo, y que tantas satisfacciones me proporciona.

Son muchos los que utilizan la "ciencia" para realizar un proxelitismo ateo, que la desvirtúa y en ocasiones la presenta irreconocible y, más bien, con apariencia de pseudorreligión ó ideología antirreligiosa.

Pues bien, contemplo el espectro de Io (una de las lunas galileanas de Jupiter) y quedo desconcertado, no porque cada vez que contemplo un espectro completo del rango visual de un objeto estelar sienta que observo como una especie de "huellas dactilares" de ese Dios en Jesucristo al que reconozco como Padre y Creador, sino porque identifico dos lineas de emisión en el doblete de sodio (Na I).

El espectro de todos los cuerpos de nuestro sistema solar corresponde al espectro de la luz solar que es reflejada por el mismo. Tal espectro se ve modificado por la absorción de los elementos atmosféricos que atraviesa la luz o por distintos procesos que pueden ocurrir en la superficie de tales cuerpos.

No es sorprendente encontrar espectros de emisión en un cometa (luz propia); la radiación solar genera sobre su superficie y cola la sufíciente energía para dar lugar a procesos de fotodisociación que liberan fotones. Pero si es sorprendente encontrar tales fenómenos de emisión en el especectro de cualquier otro cuerpo del espacio exterior en nuestro sistema solar. 

La luna de Io cuenta con una pequeña atmósfera debido a su escasa gravedad. Parece que dicha atmósfera es enriquecida por distintos gases procedentes de la actividad volcánica del satélite.

Nuestro espectro nos da a conocer que por diferentes procesos que desconocemos una importante nube de sodio a alta temperatura se encuentra en su atmósfera. Dicha nube genera una luz amarillenta fruto de la emisión de fotones capturados en otro momento por los átomos de sodio.

La foto muestra la luz solar reflejada sobre la superficie de Io y la luz emitida por el sodio atmosférico.

SABIDURIA

Cuando andamos detrás de algo, y ese algo se nos muestra como alguien, no podemos sino reconocer que todo lo encontrado en el camino, que nos a llevado hasta él, son manifestaciones de aquél con el que nos hemos encontrado. Así, desde la fe, la espectroscopia no es más que una mirada a las manifestaciones que la inteligencia de Aquél ha dejado impresas en todo lo que contemplamos.

Nadie jamas pudo imaginar que a través de una luz que se muestra invisible, se nos daría la facultad de conocer el pasado entrañable de las estrellas, galaxias y entrañas interestelares, y a través de él, el futuro predecible de aquello que sabemos tendrá su fin.

El Universo se nos presenta como una simple gota de un océano de sabiduría que apenas podemos intuir, pero que la espectroscopia astronómica nos deja entrever como huellas de un pasado que ya fue, en un presente que es, hacia un futuro Universo que quizás nunca será.

ESPECTROSCOPIA

La espectroscopia astronómica como ciencia que estudia y analiza el espectro de la luz emitida por los diferentes objetos estelares se divide principalmente en espectrometría y espectrografía. La espectrometría se desarrolla como la técnica de uso de los espectrómetros y la obtención de las imágenes espectrales; la espectrografía se abarca el estudio y análisis de los espectros obtenidos y más específicamente de las gráficas de ellos resultantes. El proyecto de Asociación Española de Espectroscopia Astronómica pretende ofrecer una plataforma de comunicación y desarrollo de todos los aficionados a la espectroscopia astronómica y los proyectos y estudios que lleven a cabo. Así mismo pretende fomentar y divulgar el conocimiento sobre espectroscopia astronómica, tanto en el entorno de astrónomos iniciados como a nivel cultural y docente. La página del proyecto:

 http://www.aesesas.com/

ESPAÑA DE NOCHE

España a ras de cielo - España de noche

• España a ras de cielo - España de noche

M42 Análisis espectrografico

En nuestro intento por avanzar en el aprendizaje de las técnicas y conocimientos de espectrografía astronómica, no hemos topado con M42, la fascinante Nebulosa de Orión. Contemplar y fotografiar M42 ha sido una dedicación fascinante para cualquier astrónomo aficionado. Pero hoy intentamos adentrarnos un poco más en las entrañas de Orión.

  

 

Para comprender el proceso de formación estelar, M42 se nos presenta como un objeto privilegiado para su estudio. En esta nebulosa, situada a unos 1300 a.l. de la Tierra y con una amplitud de hasta 25 años luz, podemos encontrar desde zonas de refracción, pasando por zonas de emisión, hasta zonas oscuras donde se están formando nuevas estrellas. Así mismo, es posible observar (con equipos ya profesionales) discos de formación planetaria alrededor de jóvenes estrellas.

 

Para nuestro estudio que pretende comprender el desarrollo del Cúmulo Estelar Abierto Mel 20 (CEA GT) desgreñar M42 es una tarea que a buen seguro nos va a proporcionar información insustituible sobre la formación estelar y sus diferentes procesos, a un mismo tiempo que podremos avanzar en la práctica espectroscópica que acometemos.

Cuando apuntamos con un espectrógrafo a M42 no vamos a obtener una bonita imagen ni una posible composición fotográfica posterior. Nuestra cámara nos devolverá con más o menos generosidad unas simples líneas que deberemos de interpretar y estudiar. Pero estas líneas tienen mucho que decirnos de M42. En la imagen superior observamos la gráfica obtenida con una rejilla de 300 l/mm que nos ha permitido obtener una longitud espectral de 3600 a 7850 A (estas primeras tomas han sido realizadas con muy pocos segundos de integración). A las de por sí normales emisiones de Hidrógeno en este tipo de objetos, se suman las emisiones que podemos comprobar de O III y N I, elementos éstos que se encuentran en transición debido a la escasa interacción o densidad que les permiten subsistir (en una estrella no encontramos estos elementos ya que se producen transitoriamente como resultado de distintas reacciones de transformación atómicas). Comprobamos también la presencia de He I. Otra línea espectral nos resulta de difícil identificación ya que en ella podrían coincidir tres elementos distintos Fe I, Si I y Na I.

 

 

Utilizando una rejilla de 900 l/mm reducimos la longitud del espectro a estudiar pero ampliamos la definición de las líneas que podemos observar. Así tenemos desde 5800 a 6800 A, en donde encontramos mejor definida la emisión de He I y nos aparece en detalle, junto a H alfa, una línea espectral de Titanio I y N II, éste último elemento también de transición. Así mismo hemos podido obtener tres pequeñas líneas de emisión que nos resultan de difícil identificación. Pensamos pueda tratarse de otra señal de He I, además de Ca I y Fe I. Aun así, una correcta identificación requerirá un mayor estudio.

 

 

Arriba podemos observar la toma original obtenida con la rejilla de 300 l/mm. Una correcta interpretación de los espectros, y un detenido estudio de la nebulosa en diferentes zonas de la misma, pueden, a través del análisis espectrográfico, decirnos mucho no solo de lo que realmente está aconteciendo en M42 sino de lo que posiblemente ha acontecido en cada uno de los cúmulos estelares abiertos, y de hecho en cada estrella, que contemplamos.

 

 

Nosotros, por el momento, debemos conformarnos con depurar nuestras técnicas de espectrografía astronómica y sistematizar la identificación y análisis de los espectros obtenidos, para con posterioridad poder aplicarlos a estudios dignos de la astronomía amateur. Así podemos comprobar, en la imagen superior, como hemos logrado una calibración aceptable en los espectros tomados con diferentes rejillas.

ESPECTRÓGRAFOS

Cada día estoy más admirado de que en todo aquello que observamos y que deseamos de una manera natural conocer, se refleja un método inteligente que nos es accesible y cognoscible.

Miramos la luz de una estrella, descomponemos sus diferentes longitudes de onda y reconocemos pequeñas diferencias en la intensidad de cada longitud analizada y deducimos la composición química de la atmosfera estelar y los diferentes fenómenos que la estrella está produciendo. Parece increíble que a través de un punto de luz que a simple vista no somos ni capaces de detectar, podamos descubrir los más profundos secretos de la formación estelar, y desde los ojos y el entendimiento del creyente, de la propia Inteligencia Divina que se plasma en la Creación cognoscible.

Continúo trabajando con dos espectrógrafos que nos descubren las maravillas estelares (aunque aun distamos mucho de poder realizar análisis precariamente serios).

El DADOS con una rejilla de 900 l/mm está dando unos resultados excelentes. Es un aparato robusto y muy muy competente. De fácil manejo y con una sensibilidad muy alta que conserva perfectamente en las 900 l/mm de resolución. A continuación podemos ver tres espectros resueltos con el DADOS y reducidos con el programa RSPEC.

Antares fue resuelta en una única toma de 15 seg. Mirfak 90 seg. y Dschuba 60 seg, con una ATIK 314L+, sin otro tipo de procesamiento.

El LHIRE III a 2400 l/ es otra historia. El espectrógrafo precisa de un manejo más preciso y cualificado. Se pierde bastante sensibilidad (quizás hasta tres magnitudes para el mismo tiempo de exposición) pero la resolución y la linealidad son verdaderamente superiores:

La toma de Schedir realizada con el Lhire II a 2400 l/mm  y la misma Atik 314L+ con mismas condiciones atmosféricas fue de 300 seg.

Desde aquí un especial agradecimiento al proyecto ESPECTROWEB y a los integrantes del mismo. La aplicación gratuíta en internet es una herramienta irremplazable para la reducción e identificación de las líneas espectrales:  http://spectra.freeshell.org/spectroweb.html

CREACIÓN

Hoy existe una marcada tendencia que pretende establecer una separación irreconciliable entre ciencia y religión. En los últimos días he reflexionado bastante sobre el asunto. He encontrado un grupo de científicos que lejos de mostrar sus prejuicios confrontados a la religión se han mostrado abiertos y respetuosos a mis propuestas. Gente educada, buena gente, estupendos astrónomos.

No puedo aceptar separación en aquello que vivo y descubro como un todo en mi existencia. Si, algunos dirán que de filosofía hablamos. Yo diría que de mirar al cielo, y de mirarse al cielo.

Cada vez que contemplo y descubro la inmensidad del espacio, del cosmos inabarcable por la imaginación o el entendimiento humano, veo el reflejo de Aquel que se hace presente desde lo más profundo de mi existencia. Cada vez que ilumino y amplio más mis pobres conocimientos, creo descubrir las manos de Aquél que quiso que todo fuera asequible a mi inteligencia.

Mirar una imagen y quedar pasmado por la grandeza y extensión inabarcable de lo verdaderamente observado. Fascinarse por un cúmulo de estrellas, sabiendo que apenas vislumbrarás una pincelada de lo que realmente es. Contemplar al Creador a través de su Creación, es algo que no puede separarse de la actividad científica, que claro esta, como actividad humana, desde la fe, no puede sino reconocerse como actividad religiosa también.

ESPECTROGRAFIA WOLF RAY

Este pasado viernes he tenido el privilegio de conocer a dos grandes y serios espectrógrafistas estelares. Increíblemente he podido asistir a una sesión completa de espectrografía científica en el Telescopio IAC80 del Observatorio de Izaña en el Teide, Tenerife.

 

 

Si haber descubierto la espectrografía, dentro de la afición que tengo por la astronomía, ha resultado del todo apasionante como oportunidad para profundizar insondablemente en el conocimiento de las manos del que todo hizo, descubrir la comunidad de serios astrónomos enamorados de esta especialidad apasionante, ha sido una experiencia que ha rebosado cualquier expectativa que pudiera haber tenido.

 

 

 

 

El pasado lunes accedí a un grupo serio de aficionados a la espectrografía ( http://tech.groups.yahoo.com/group/spectro-l/ ), con la intención de ir conociendo poco a poco este mundo de apasionada ciencia en su más pura expresión. El martes, como contestación a mi mensaje de presentación, recibí una invitación que en un primer momento se me antojó una broma o una equivocación. El Dr. Thomas Evesberg, Presidente del  Schnörringen Telescope Science Institute ( http://www.stsci.de/ ) invitaba a visitarle y participar en una sesión del proyecto que estaban realizando en el Telescopio IAC80 del Observatorio Astronómico del Teide, dentro del proyecto de colaboración amateur-profesional de observación Wolf-Rayet Stars 2013 ( http://www.stsci.de/wr134/index.htm )

No salí de mi asombro, y aun ahora me cuesta digerir toda la información y experiencia que adquirí en compañía de los miembros de uno de los nueve grupos que desarrollan la campaña de observación espectroscópica de las estrellas WR 134, 135 y 137. El Dr. Evesberg junto a su colega el Prof. Knud Strandbaek (Presidente del Observatorio Danés Stella Nova ), me recibieron de una manera extraordinariamente acogedora y permitieron que les acompañara durante nueve horas de trabajo y charla espectroscópica.

 

 

El manejo del IAC80 y del espectrógrafo E-Shell es apasionante, más si cabe teniendo presente la importancia de los datos que se están recogiendo y las informaciones que de ellos se obtienen. El estudio de los vientos de materia que circundan las estrellas WR pueden ayudar a comprender el proceso final de formación de una Nova.

 

 

ALGUNAS FOTOS DE LOS TRABAJOS DE ESTE PROYECTO EN: http://spektroskopieforum.vdsastro.de/viewtopic.php?t=3991

 

 

Además de la amabilidad y sapiencia de mis anfitriones, tuve oportunidad de contemplar los siempre incomparables cielos del Teide aquí os dejo algunas instantáneas tomadas a pelo con una D7000 y un objetivo 70-200mm.



 

M6 - M7 - M21 - M8 - M18 - M23 - M16 - M17

ESPECTROGRAFÍA ESTELAR II

Aunque el tiempo libre es poco y las condiciones atmosféricas no acompañan, mi interes por la espectroscopia va en aumento. Parece increible pero la información que podemos encontrar en la luz emitida por un objeto celeste es incríblemente inmensa. Cada día me asombro mas que allí donde el ser humano mira, encuentra el método inteligente, todo se ajusta a nuestra inteligencia. Todo en la Creación que observamos, la inteligencia lo sondea y es capaz de abordar su comprensión.

El espectro de una estrella, de un cometa, de una galáxia lejana, nos habla del pasado, del comienzo de como todo se ha ido formando, no por casualidad, ya que en nuestras observaciones e investigaciones no encontramos casualidad, sino sistema y método inteligente.

El espectro de una estrella nos habla de lo que en ella ocurre, ocurrira y ocurrió, de como y cuando se formó, de si surgió de la primera materia o si su formación respondió a procesos posteriores. Nos habla de la necesidad del álito vital que lo inorgánico precisa para dar el salto a lo orgánico, a la vida.

En las siguientes direcciones pueden encontrarse artículos muy interesantes sobre espectrografía, sus fundamentos y su accesibilidad.

http://www.astroerrante.com/superior-contenidos/superior-articulos/espectroscopia/478-espectroscopia-amateur.html

http://www.astroerrante.com/superior-contenidos/superior-articulos/espectroscopia/486-tipos-espectrales.html

http://www.astroerrante.com/superior-contenidos/superior-articulos/espectroscopia/1175-proceso-de-obtencion-del-espectro-de-una-estrella.html

http://www.astroerrante.com/superior-contenidos/superior-articulos/espectroscopia/1263-primera-experiencia-con-castor.html

LUNA

Ando con muy poco tiempo y con demasiados ajustes que hacer en el equipo.

La otra noche probando el C11 y el enfoque de la Canon 450D recorrí algunas zonas de la luna. Me quedé asombrado al comprobar que reconocía en diversas sombras rostros y caras, a modo de un juego infantil que buscaba rostros y figuras en el jaspeado del mármol pulido.

Esta fue la primera que me llamo la atención, el perfil de un rostro de videojuego dentro del cráter central. Contrasta por que los otros cráteres alineados están oscuros.

 

 

Claro que es el efecto de las montañas que se sitúan en el borde del cráter. Pero hay más.

 

 

 

Aquí dejó su retrato plasmado el Duende Verde de Spiderman en su última aventura. Combinación de relieves y sombras.

 

 

 

El mismo duende, de perfil y con algo más de mala leche.

 

 







Esta imagen, más que un rostro, recuerda a una máscara casi de perfil. El cráter central e inferior contrasta con el brillo de las zonas altas en las que el sol se refleja brillantemente.

 

 

Una cara pintoresca, se reconocen los ojos en los 2 cráteres principales, la nariz en el brillo central contrastado, los labios apretados bajo un bigote largo y caído, rematado con una irregular y corta barba (hay que echarle imaginación).

 

 

Otras extrañas sombras sacadas del contexto lunar.

ESPECTROGRAFÍA ESTELAR I

Cuando por primera vez oí hablar de la espectrografía como aquella especialidad que en distintos campos de la física se preocupaba de analizar la luz de diferentes fuentes de emisión, recuerdo que me dio la impresión de una labor tediosa y aburrida a la que jamás de los jamases se me ocurriría acercarme.

 

Hoy, debo decir que me apasiona la espectrografía, como especialidad astrofísica. El estudio de la luz que emite una estrella u  otro objeto estelar no se limita al análisis pormenorizado de distintas gráficas y relaciones de distintos parámetros.

 

Cuando te acercas a un objeto estelar, con la sana intención de descubrir que es y como llegó allí, te topas con la enorme dificultad de que la información que puedes descubrir se encuentra a decenas, cientos, miles ó millones de años luz en la mayoría de los casos. Sin embargo, una vez un objeto ha llamado tu atención, un cometa, una estrella, un cúmulo estelar, una nebulosa o una galaxia, y avanzas en el estudio del mismo, a través de la espectrografía, parece que se abre una ventana en dicho objeto que te permite observar toda la información que en realidad se encuentra tan distante en el espacio y en el tiempo. 

 

Mirfak - Alfa Persei

 

 

 

La luz de la estrella, que como en el caso de Mirfak, ha viajado por el espacio y el tiempo durante cerca de 600 años, entra por la boca de nuestro telescopio y se posa en nuestra retina ó en el chip de una cámara fotográfica que la intentará inmortalizar. Sin embargo, esa luz que a simple vista podemos notar semejante a la luz de millones de estrellas semejantes a la nuestra, es portadora de todos los secretos, aun de los más escondidos y sorprendentes, que podamos imaginar. A través del espectro, de la descomposición de la luz de la estrella en su amplio campo de longitudes de onda, observamos y contemplamos como el su propio genoma estelar, y podremos ir descubriendo desde su edad, distancia, velocidad, composición, perturbación, procedencia, temperatura, brillo y color real, y los distintos sucesos desde su nacimiento hasta la predicción de lo futurible que le pueda haber sucedido a lo largo de su galáctica vida.

 

 

El espectro visible de la estrella, la descomposición de su luz, blanca o coloreada, en la gama multicolor del arco iris nos proporcionara una información valiosísima a través de las huellas que a modo de genes han dejado los distintos elementos químicos que la componen, absorbiendo parte de esta luz o contribuyendo a una mayor emisión de la misma; lo mismo ocurrirá en la parte no visible de la luz, mas allá de rojo o del violeta.

 

Pero nosotros, los astrónomos aficionados, nos interesamos en sobremanera por lo visible. El espacio, el universo, e incluso Dios mismo, deseamos que nos entre por los ojos. Hemos sido atraídos a esta actividad por lo visual, por lo contemplativo. En la mayoría de los casos nos han impresionados algunas imágenes de un cielo nocturno espectacular, o una luna hermosísima, o aquellas imágenes tan impresionantes que nos presentan hoy en día la tecnología espacial y astronómica. De esta forma, el lógico que de interesarnos por el genoma de una estrella, nos interesemos por su parte visible.

 

 

 

 

 

 

ORION

No soy muy hábil con las fotos, pero intento ir aprendiendo para poder presentar alguna imagen decente en mis trabajos.

Aquí dejo una instantánea de M42, la famosa nebulosa de Orion. Se encuentra a 1300 años luz.

 

 

La verdad que la astro fotografía es todo un arte y requiere una gran destreza, paciencia y habilidad en el procesado. Yo no poseo nada de eso. Baste pues esta única toma con algunos pequeños ajustes básicos.

FOTOS

Inicio este apartado donde expondré las fotos más significativas de lo que voy sacando. No soy fotógrafo, ni mi especialidad es la astrofotografía. Pero el trabajo con imágenes es imprescindible en el estudio de los cielos.

La luna retocada en tonos rojizos.

 

 

Cúmulo globular en Sagitario

 

 

Otro cúmulo globular en Sagitario

 

La galaxia Andrómeda

 

MEL 20 - INVENTARIO

Realizar el inventariado de las estrellas pertenecientes a un cúmulo como es el Cúmulo Gran Tomas es una tarea ardua de investigación que sólo puede ser llevada a cao por profesionales. Aun así, los astrónomos profesionales llevan décadas discutiendo e intentando determinar la composición estelar de Mel 20.

Ya hemos mencionado que el primer estudio al que hemos accedido (Heckmann, Dieckvoss y Kox) señalo un listado de 1379 estrellas que presentaban con probabilidades de pertenecer a este cúmulo. Tres años después el mismo  Heckmann junto a Lubeck, después de sus estudios y comprobaciones fotométricas, espectrográficas y en especial la constatación de las distintas velocidades radiales y de desplazamiento, reducirían el listado de estrellas a 212. Hay que resaltar que la magnitud máxima definida en el listado fue de 13,57.

Podremos comprobar en nuestro recorrido como, a lo largo de las décadas, el listado de estrellas reconocidas como pertenecientes al cúmulo Alfa Perseo ha variado considerablemente y ha estado rodeado de continuos estudios y discusiones.

Por nuestra parte, partimos de nuestro inventario de estrellas situados en el campo visual de 10 grados de diámetro y clasificadas en el catálogo Hiparcos.

Son 440 estrellas las que hemos detallado en un listado que nos ha permitido recoger los datos más importantes de las mismas además de calcular sus distancias relativas a Mel 20 y las estrellas de referencia del cúmulo.

A partir de aquí deberemos seleccionar aquellas estrellas que por sus distancias de referencia puedan pertenecer al Gran Tomás. Después identificaremos cada estrella con su referencia estandarizada (HE, AP, HD) e iremos añadiendo al listado aquellas que sucesivamente no se hayan inclusas y hayan sido recogidas en otros estudios.

Un PDF completo con el listado de las 440 estrellas Hiparcos de campo Mel 20 lo podemos encontrar pinchando sobre la fotografía del listado.

Cúmulo espectrográfico

En los últimos días he tenido oportunidad de ampliar mis experiencias y conocimientos en torno a la espectrografía y el uso de la lente de difracción SA-100.

El análisis espectrográfico estelar es una de los más útiles procedimientos de análisis a nuestro alcance que nos permitirá identificar distintas características de las estrellas observadas, pudiendo, a falta de datos catalogados, intentar la identificación de la clase espectral, su distancia, tamaño e incluso velocidad y rotación.

Ahí es a donde debe llevarnos nuestro intento de estudio del Cúmulo Gran Tomás (Great Thomas). Una vez identificadas y catalogadas las estrellas generalmente aceptadas como miembro del cúmulo, y discriminadas aquellas que fueron rechazadas, intentaremos identificar y analizar alguna estrella descatalogada que por las distancias de referencia del resto, pensemos pudiera ser miembro de este apasionante y cercano objeto de cielo profundo.

Nuestro estudio ha avanzado bastante pero aun es mucho lo que nos queda por hacer. Atrás queda aquella ampliación de estudio que hicimos sobre 10 de las estrellas integrantes del cúmulo y el calculo de sus distintas distancias.

 Hoy tenemos inventariadas mas de 440 estrellas recogidas en el catálogo Hiparcos y que se encuentran dentro del campo visual de 10º de díámetro en el que situamos inicialmente nuestro cúmulo.

PRIMERAS REFERENCIAS "Umgebung α Persei"

Si intentamos acercarnos a los estudios serios y científicos realizados sobre Mel 20, no podemos sino encontrarnos con la figura y el estudio de Otto Heckmann (23. Jun. 1901-13. May 1983), director del Observatorio "Hamburger Sternwarte".

Hemos decidido hacer un alto en nuestros cálculos para recabar la documentación necesaria para situarnos adecuadamente en el estudio del Cúmulo Alfa Persei. Todos los documentos consultados y que veremos más adelante nos remiten a una primera referencia constatable: el estudio publicado en 1956 "Eigenbewegungen in der Umgebung von alpha Persei" de HECKMANN O., DIECKVOSS W. and KOX H.

Que sorpresa cuando constatamos que el Cúmulo estudiado y que hemos rebautizado particularmente como "Gran Tomás" es "Gran" desde su inicio. Así lo describe Heckmann en su estudio:

"El cúmulo listado está totalizado por mpg=12m*2, e incluye, en un área de 5,5° x 5° alrededor del centro situado en 3h 21m, +49° 7', cerca de 1400 estrellas".

¡¡¡1400 estrellas!!! en un campo de un ¡¡¡diámetro medio de 10,5°!!!

Estos datos irán afinándose y serán objeto de discusión en innumerables estudios realizados a lo largo de décadas hasta nuestros días, pero sorprendentemente dejará muy lejos de la realidad los habituales datos ofrecidos de Mel 20 (50 estrellas, 180' de diámetro).

Heckmann, Dieckvoss y Kox no son los primeros en realizar un estudio serio sobre este cúmulo. Ellos mismos citan las obras consultadas de N.G. Roman y W.W Morgan "The moving Cluster in Perseus" (1950), W.M. Smart y A.Ali "The Perseus Cluster" (1940).Los autores además llevan observando el Cúmulo desde 1947.

Heckmann nos presenta un completo catálogo con 1379 estrellas que el considera pertenecientes al cúmulo. Las estrellas referidas se conocerán ahora por HE y el Nº de orden del catálogo de Heckmann. Nos ofrece el catálogo, entre otros datos, magnitud, clase espectral según Wachmann y según Henry Draper, y coordenadas ecuatoriales de cada una de las estrellas.

Aunque nos resulta difícil la comprensión del texto (alemán), podemos afirmar que el estudio ha tenido en cuenta el movimiento del sistema, además de los efectos de perspectiva, la profundidad graduada de campo, la adición de estrellas en el campo observado, errores sistemáticos y los movimientos sistemáticos de cada estrella dentro del grupo, todo ello para discernir la pertenencia o no al Cúmulo

Mel 20 - Estudio 1

Nuestro interés ha ido en aumento por el Cúmulo abierto Alfa Persei. La primera dificultad con la que nos encontramos es conseguir delimitar el campo de dicho cúmulo ya que a pesar de que casi todas las fuentes coinciden en una amplitud de 180-185’ = 3 grados, su delimitación gráfica varía ostensiblemente según la fuente. La última versión de Cartes du Ciel centra el cúmulo en Alfa Persei (Mirfak) circundándola con un círculo que señala el campo de 1,5 grados de diámetro. Sin embargo las cartas estelares realizadas por Miguel Ángel Mallén (usando Cartes du Ciel 2.76) sitúan el centro del cúmulo un grado y medio hacia el suroeste de Mirfak, casi coincidente en la estrella HIP15669 que se haya a menos de 125 años luz de la Tierra. En este caso Mallén dibuja una amplitud del campo mayor de 6 grados.

Todas las fuentes estadísticas coinciden en señalar un número de 50 estrellas que componen el cúmulo. Las menos, indican el carácter visual de los datos ofrecidos y no la realidad que nosotros nos proponemos descubrir.

El cúmulo esta a una distancia de 601 años luz, medida realizada recientemente por el satélite Hiparcos.

El Órgano de Divulgación de la SAPA “Polaris” nos refiere este cúmulo de la siguiente forma:

Este cúmulo fue probablemente catalogado primeramente como objeto nebuloso por Hodierna. Fue descrito como grupo estelar por Eddington en 1910, y catalogado por Melotte 1915. El cúmulo es algo joven y contiene un número de estrellas del tipo espectral O y de B masivos, calientes, y clasificado así como "asociación de OB." La distancia de este cúmulo ha sido medida recientemente por el satélite de Hipparcos de ESA, como 601 años luz (previamente, había sido estimado en 554 años luz).

Sobre la estrella principal del cúmulo continúa la misma fuente:  
MIRFAK es una supergigante de magnitud 1,79 que se encuentra a una distancia de unos 600 años luz y que tiene una luminosidad 5.400 veces la del Sol para un radio 60 veces el Solar. También es una variable del tipo Cefeidas, que son un tipo muy importante de estrellas en Astronomia ya que a través de ellas se pueden medir las distancias en el universo con gran exactitud. Esta estrella es la más joven y brillante del cúmulo Mel 20 o Cr 39, conocido como el "Cúmulo de Alfa Persei", un enorme cúmulo de 185' de arco de tamaño y que se puede ver a simple vista.

Por nuestra parte decidimos entrar más a fondo en el conocimiento en este cúmulo quede momento conocemos como Mel 20, Cúmulo de Alfa Persei ó CR 39. Decidimos crear una pequeña tabla que más adelante ampliaremos y comparamos 5 estrellas que todas las fuentes incluyen en el cúmulo y que parecen características del mismo. Es dicha tabla, a través del cálculo de los módulos vectoriales de las estrellas ya catalogadas, calculamos sus distancias entre ellas. De esta forma obtenemos la siguiente tabla:

Y la de sus distancias respectivas:
  

 La primera conclusión que sacamos es que efectivamente parece que las cinco estrellas seleccionadas pueden pertenecer, bajo el criterio de distancia, al cúmulo observado y no forman parte de un simple efecto visual. Sus distancias estelares marcan un máximo de 55,5 al. y un mínimo de 1,26 al. En este primer acercamiento hemos seleccionado estrellas cercanas a Mirkaf en amplitud visual y en distancia relativa a la tierra.

Al descubrir que las distancias entre las estrellas pertenecientes al cúmulo pueden ser de decenas de años luz, nos interesa saber a que distancia equivale un minuto de amplitud de campo si estamos observando en una profundidad de 601 al. Sólo de esta forma, y tras averiguar hasta que distancia se puede encontrar una estrella perteneciente al cúmulo, podremos definir exactamente la amplitud real del campo que puede abarcar este cúmulo. Es decir si de entre estas cinco estrellas primeras seleccionadas, hemos comprobado que existe una distancia entre ellas de 50 al., deberemos pensar que el campo máximo donde podemos encontrar estrellas pertenecientes al cúmulo será de una amplitud de x’ que equivalgan a esos 50 al. a la profundidad de 601 al. (pensando que puedan existir dos estrellas en el mismo plano de distancia con respecto a la Tierra), que es la distancia dada para este cúmulo. Desde luego que esta operación necesitará de posteriores ajustes, conforme vayamos averiguando las distancias reales máximas de las estrellas pertenecientes a este cúmulo.

Así nos proponemos ampliar nuestra tabla con otras 5 estrellas que pensamos deben sin discusión perteneces a Mel 20.