Vuelta al Cielo en 365 Noches
Beta Pictoris, una vuelta al pasado
Por Pablo Lonnie Pacheco Railey
Beta Pictoris es una estrella en la constelación de Pictor (el Caballete del Pintor), visible en el hemisferio sur celeste, 51° al sur del ecuador celeste. Como su nombre lo indica, es la segunda estrella más brillante de la constelación y si bien se localiza en una región poco conocida de la bóveda celeste, es fácil encontrarla pues está directamente al oeste (a la derecha, en el hemisferio norte) de la segunda estrella más brillante del cielo nocturno: Canopus (Alpha Carinae).
Beta Pictoris no posee nombre común como tantas otras estrellas del cielo y es que visualmente no es un astro prominente. Su magnitud es de 3.8, de manera que generalmente pasa desapercibida, pero sí es visible desde la ciudad. ¿Por qué –entonces- dedicarle un espacio a esta estrella? Porque fue la primera estrella en la que se descubrió un disco de polvo circundándola: evidencia de la formación de un sistema planetario.
Hablar de planetas fuera del Sistema Solar es cosa muy común hoy en día, ahora que se conocen miles de sistemas candidatos, pero cuando se descubrió el disco de polvo alrededor de Beta Pictoris a principio de los 80s, la idea de planetas extrasolares –si bien tenía muchísimos adeptos- era sólo una hipótesis. Esta estrella fue un atisbo de lo que habría de venir décadas después: los nuevos telescopios y técnicas han revelado que los discos de acreción y sistemas planetarios son muy comunes en la Galaxia.
GENERALIDADES
A una distancia de 63.4 años-luz, Beta Pictoris es una estrella enana –como el Sol- de tipo espectral A, más caliente que el Sol. Al decir enana, no significa que sea menor que el Sol –de hecho es 40% más grande- Cuando los astrónomos establecen que una estrella es enana, significa que está en “secuencia principal”, es decir, que se ocupa exclusivamente de producir helio a partir de hidrógeno, mediante reacciones de fusión nuclear. Comparada con el Sol, tiene casi la misma composición: su abundancia de metales (elementos más pesados que el helio) es apenas mayor.
Su masa, 70% mayor que la masa del Sol, la ha convertido en una estrella caliente, con una temperatura superficial de 8250 kelvin, 2500 grados más caliente que nuestro Sol. Así su superficie es más brillante, produciendo tanta luz como casi 9 soles. Como muchas estrellas de masa elevada, Beta Pictoris parece un trompo. Completa una vuelta sobre sí misma en poco más de medio día terrestre, a una velocidad de 130 km/s.
EL HALLAZGO
En 1983 el artefacto orbital IRAS (InfraRed Astronomical Satellite) equipado con detectores sensibles a radiaciones de ondas largas detectó un exceso de radiación infrarroja en Beta Pictoris (además de otras estrellas como Vega –en Lyra- y Fomalhaut –en Piscis Austrinus-). Esto no tenía sentido al principio, pues con una temperatura superior a 8000 kelvin, casi toda la luz que produce Beta Pictoris es ultravioleta, no infrarroja.
Las estrellas mencionadas no sólo eran brillantes en radiación infrarroja, sino que la fuente que producía la emisión era muy irregular. Como se comprobó posteriormente, las tres estrellas cuentan con discos de polvo residuales, lo que habla de astros que tienen poco tiempo de haber madurado y que conservan aún discos de acreción: partículas que orbitan a su alrededor y que se condensan en un proceso de formación planetaria.
Afortunadamente, las tres estrellas estudiadas se muestran en ángulos muy variados, lo que ofrece estudiar estos sistemas desde distintos puntos de vista. El sistema de Vega es visible desde “arriba”, sobre uno de sus polos y Fomalhaut se ve inclinado, algo similar a como estamos acostumbrados a ver los anillos de Saturno, pero Beta Pictoris se presenta justo de perfil, de manera que el disco de acreción tiene el aspecto de una aguja que pasa por el centro de la estrella.
Beta Pictoris fue el primer disco de acreción fotografiado directamente alrededor de otra estrella. Para hacerlo, fue necesario recurrir a una barra de ocultación, que eclipsara artificialmente la deslumbrante luz de Beta Pictoris.
Observaciones detalladas a Beta Pictoris revelan un magnificente disco que se extiende más de 400 unidades astronómicas a cada lado. Tomando en cuenta que una unidad astronómica es la distancia promedio entre el Sol y la Tierra, nuestro Sistema Solar cabría sobradamente adentro del disco de Beta Pictoris. Como referencia, considera que la distancia promedio entre el Sol y Plutón es de 50 unidades astronómicas.
Es muy posible que nuestro Sistema Solar haya sido muy parecido a Beta Pictoris hace 4500 millones de años. Aún hoy, el Sol conserva un cinturón de asteroides y disco de polvo congelado a su alrededor, pero es mucho más modesto: se trata del cinturón de Kuiper, donde habita Plutón y millones de objetos y cometas adicionales.
¿PLANETAS EN BETA PICTORIS?
Entre 2003 y 2004 el Telescopio Keck II fue utilizado para descubrir en Beta Picores una serie de anillos concéntricos de material diferenciado.
Después, en 2006 un grupo de astrónomos japoneses utilizaron el telescopio Subaru de 8.2 metros de diámetro para medir con gran precisión el tamaño de las partículas que conforman el disco de acreción de Beta Pictoris y encontraron polvo muy fino (que se mide en micrómetros). Un polvo así se originaría tras el choque de cometas y asteroides.
A la par, un estudio con el Telescopio Espacial Hubble (2006) reveló que el disco de acreción de Beta Pictoris era asimétrico: poseía un disco secundario -más pequeño e inclinado- probablemente causado por la presencia de un planeta masivo.
Luego, en 2008, astrónomos del Observatorio Europeo del Sur que utilizaron el VLT (Very Large Telescope) anunciaron haber encontrado evidencia directa de la presencia de un planeta situado a 8 unidades astronómicas de Beta Pictoris, más o menos la distancia que hay entre el Sol y Saturno. Nombrado provisionalmente Beta Pictoris B, tal vez se trate de un planeta gigante, con aproximadamente 8 veces la masa de Júpiter. Se requiere un estudio más extendido para detectar movimiento orbital (ratificar si es verdadero). Algunos sospechan que este objeto pudo haber transitado frente a Beta Pictoris en 1981, cuando se observó una disminución en su brillo.
Recientemente encontraron también que la parte central del disco está hueca, lo cual apunta en la misma dirección. Con todo, seguramente el sistema todavía está en proceso de acreción y la gravedad está haciendo de las suyas, añadiendo masa a núcleos de condensación. Hay mucho material disponible, abundante en silicatos y carbono gaseoso, de manera que los planetas podrían ser ricos en grafito y metano.
Tras elaborar complejos modelos que se ajustan a las observaciones, se sospecha que además de planetas formados, existen cinturones de planetesimales (semejantes al cinturón de asteroides, pero súper poblados) y abundantes cometas.
ASTRONOMÍA FORENSE Y BILLAR CÓSMICO
Beta Pictoris encabeza una asociación de estrellas jóvenes que se desplazan por el espacio en la misma dirección, alejándose de la nube que las vio nacer hace más de 12 millones de años. Se les conoce como el Grupo Dinámico (o en Movimiento) de Beta Pictoris. La estrella AU Microscopii pertenece también a esta asociación y ¡también posee un disco de acreción!
La verdad es que ya no existe la nube embrionaria donde nacieron estas estrellas: ya se disipó; pero encontramos en su lugar la asociación Scorpius-Centaurus: un grupo de estrellas de mayor edad, algunas de las cuales ya estallaron. Hay indicios de cuando menos una supernova originada en la asociación de Scorpius-Centaurus, misma que catapultó a una estrella compañera hace 13 millones de años ¡Fascinante! –diría el Sr. Spock: ¡Coincide con la edad aproximada de Beta Pictoris!
¿A qué conclusión llegan los astrónomos? La supernova –piensan- no sólo habría lanzado a una estrella fuera de la asociación, sino que la onda de choque producida habría estrujado una nube de gas vecina, de la cual –se sospecha- se condensó el Grupo Dinámico de Beta Pictoris.
CUANDO EL FUTURO NOS ALCANCE
Beta Pictoris es muy joven –en términos estelares- y sólo tiene entre 8 y 20 millones de años, pero tratándose de una estrella tipo A (masiva y caliente) no hay la menor esperanza de ver que sus planetas desarrollen vida: el destino de Beta Pictoris es vivir “aceleradamente” consumiendo en breve el hidrógeno de su núcleo. Envejecerá prematuramente y si bien carece de masa suficiente para autodestruirse mediante un estallido de supernova, es probable que se nos adelante en el camino, convirtiéndose en gigante roja antes que el Sol y posteriormente expulsando cascarones de gas para terminar en una colorida nebulosa planetaria.
Lamentablemente el disco de acreción de Beta Pictoris no es visible en ningún telescopio convencional: es muy pequeño. Además, casi todos los estudios realizados en este sistema echan mano de detectores infrarrojos, que registran longitudes de onda a las cuales nuestros ojos son ciegos.
Beta Pictoris sufre fluctuaciones periódicas en su brillo. El patrón de comportamiento pulsante la ubica como una estrella variable de tipo Delta Scuti.
Otros nombres de Beta Pictoris son GJ 219, HR 2020, CD −51°1620, HD 39060, GCTP 1339.00, SAO 234134, HIP 27321. ¡Qué nombres tan difíciles de memorizar! Definitivamente me quedo con “Beta Pictoris”
Coordenadas de Beta Pictoris
Ascensión Recta 05 horas 47 minutos
Declinación −51° 04′
Imágenes de apoyo
Mapa de localización de Beta Picores por la Unión Astronómica Internacional & Sky Publishing
http://www.iau.org/public/constellations/#pic
Fotografía de Beta Pictoris por Telescopio Espacial Hubble
Holland Ford (Johns Hopkins University) and Garth Illingworth (University of California at Santa Cruz)
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/e/ef/HST_betaPictoris_comb.jpg
Imagen de Beta Pictoris y Beta Pictoris B por ESO
http://www.eso.org/public/archives/images/wallpaper2/eso0842b.jpg
Ilustración del sistema Beta Pictoris por NASA/FUSE/Lynette Cook
http://pic.stardusts.net/sources/200606/20060608_BetaPictDisk.jpg
Sitios consultados y bibliografía
http://stars.astro.illinois.edu/sow/betapic.html
http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2006/25/text/
http://www.eso.org/public/news/eso0842/
http://www.spacedaily.com/reports/Observations_Reveal_Origin_Of_Dust_Around_Nearby_Star.html
http://en.wikipedia.org/wiki/Beta_Pictoris
Kaler, Jim (2002). The Hundred Greatest Stars. Copernicus Books. pp. 29, 30 ISBN 0-387-95436-8
Burnham, Robert Jr. (1978). Burham´s Celestial Handbook / An Observers Guide to the Universe Beyond the Solar System. Dover Publications, Inc. VOLS 1, 2 & 3 ISBN 0-486-23567-X, 0-486-23568-8 & 0-486-23673-0
Illingworth, Valerie. (1994). The Facts on File Dictionary of Astronomy. Facts on File. ISBN 0-8160-3184-3
Allen, Richard Hinckley (1963). Star Names: Their Lore and Meaning (revised edition). Dover. pp. 000. ISBN 0-486-21079-0
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El autor es presidente (2010) y miembro honorario de la Sociedad Astronómica del Planetario Alfa, así como director de ASTRONOMOS.ORG www.astronomos.org Puedes reproducir este artículo libremente de manera total o parcial, siempre que se de crédito al autor y se indiquen sus correos electrónicos: pablo@astronomos.org, pablolonnie@yahoo.com.mx . Si detectas un error, favor de enviar correcciones y sugerencias a estos mismos.
VUELTA AL CIELO EN 365 NOCHES
ENERO 31: MESSIER 36 & 38, REHILETES Y FLOREROS
Por Pablo Lonnie Pacheco Railey
Sociedad Astronómica del Planetario Alfa
ASTRONOMOS.ORG
pablo@astronomos.org
www.astronomos.org
Cada año, el 31 de enero, Messier 36 y Messier 38 transitan el meridiano aproximadamente a las 21:00 horas.
Ambos objetos son cúmulos abiertos situados en el hemisferio norte celeste, aproximadamente a 35° al norte del ecuador celeste, en la constelación de Auriga.
Los cúmulos abiertos (llamados también enjambres abiertos) son grupos de decenas, cientos o miles de estrellas originadas en la misma nube de gas. Generalmente el gas ha desaparecido debido a la radiación emitida por las estrellas más brillantes y su aspecto es el de un salpicón irregular de puntitos luminosos. Si el cúmulo es aún joven, no habrá estrellas rojas y podrás observar rastros de gas y polvo a su alrededor. En algunos casos excepcionales la formación de estrellas aún no concluye.
Los cúmulos abiertos nunca se alejan del plano de la Galaxia y al paso del tiempo –millones de años –las estrellas que los forman se van mezclando con el resto de la galaxia, hasta que pierde su identidad como grupo. A causa de la zona que habitan, los cúmulos abiertos se conocen también con el nombre de cúmulos galácticos.
TESOROS ESCONDIDOS EN AURIGA
Pocas regiones de la bóveda celeste reúnen en un espacio tan reducido cúmulos abiertos tan sobresalientes como los que encontramos en Auriga: Messier 36, 37 y 38. Tres cúmulos vecinos (y hay más en la zona) y cada uno con su propia personalidad.
Messier 36 es mediano, con pocas estrellas. Messier 37 es grande y generosamente poblado; y encontramos a Messier 38 extenso también, pero con una modesta cantidad de estrellas. En este artículo nos ocuparemos de Messier 36 y 38 por el simple hecho de que ambos están “adentro” del pentágono principal que dibuja la constelación (y que es más fácil comparar sólo dos objetos que involucrar a un tercero).
Los dos cúmulos aparecen muy juntos en el cielo. La separación angular entre ambos es de sólo 2° (el equivalente a 4 Lunas llenas) de modo que podemos ver a Messier 36 y 38 simultáneamente en el mismo campo de nuestros binoculares. De hecho, fue así como los conocí primero: a través de unos binoculares de 10 X 50, desde la ciudad. Eran dos manchitas de luz en medio de la constelación del Cochero. ¡Aaaahhhh! Pero desde el campo y con telescopio, Messier 36 y Messier 38 se muestran con todo detalle.
¿Por qué se les conoce como objetos Messier?
¿Pertenecen a la serie de hallazgos realizados por el famoso cazador de cometas: Charles Messier?
¡Bíiiip! (ERROR)
Ambos cúmulos abiertos fueron descubiertos un siglo antes por un entusiasta seguidor de Galileo Galilei: el astrónomo siciliano Giovanni Batista Hodierna, alrededor de 1650. Lo que pasa es que Giovanni no tenía un club de Tobi (de fans) que sirviera efectivamente como publirrelacionista.
Si los dos cúmulos aparecen tan cercanos en el cielo ¿Cómo evitar confundirlos? Ya lo mencionamos: Messier 36 es más pequeño que Messier 38 y si te orientas con facilidad, toma en cuenta que Messier 38 está al norte de Messier 36.
MESSIER 36
Messier 36 es el más brillante. Su magnitud es de 6.3 y cubre un tamaño aparente de 12´ de arco (casi tan ancho como la media Luna) Nos separa una distancia estimada entre 3700 y 4100 años-luz. Es un cúmulo “coqueto”: sus estrellas destacan visiblemente sobre el tapiz estrellado del fondo, es relativamente compacto y cabe perfectamente en el campo visual de casi cualquier telescopio, sin rebasarlo. Esto es importante porque algunos cúmulos son tan extendidos que inundan el campo visual, y se confunden con las estrellas de fondo: los puedes tener frente a tus ojos, sin darte cuenta. Observa a Messier 36 con atención: varias estrellas parecen formar hileras o listones, alejándose del centro del cúmulo. Por esta causa, algunos aficionados han apodado a Messier 36 como “el cúmulo del Rehilete”.
Los Herschel –padre e hijo- resaltaron la belleza de este conjunto, cuando lo contemplaron a través de sus sendos telescopios.
Messier 36 posee al menos 60 estrellas y en el corazón del cúmulo varias estrellas forman bellos conjuntos de 2 ó 3. Las más brillantes –alrededor de una docena de magnitud 9- pueden ser resueltas (es decir, definidas) por cualquier telescopio. Aplicando la visión periférica (viendo de reojo) muchas más, muy sutiles, aparecerán. Las estrellas de Messier 36 son muy parecidas a las de las Pléyades (Messier 45). Son estrellas tipo espectral B, de veloz rotación, más calientes que el Sol y al menos 350 veces más luminosas. Las Pléyades se ven más espectaculares por el simple hecho de que están 10 veces más cerca. Seguramente Messier 36 también hace suspirar a algún alienígena, aficionado a la astronomía.
En comparación con las Pléyades –unas “lagartonas” con una edad superior a los 100 millones de años- las estrellas de Messier 36 son unas niñas inocentes de sólo 25 millones de años. Eso explica por qué no aparecen estrellas gigantes rojas en Messier 36, pero sí en Messier 38 y 37, que son cúmulos más evolucionados.
MESSIER 38
De brillo menor es Messier 38. Se citan magnitudes varias, desde 6.8 hasta 7.4. De cualquier modo está fuera de la capacidad del ojo humano, peeeero al alcance de tus binoculares. Posee el doble de estrellas y es casi 2 veces más grande que Messier 36 (mide 21´de arco). Consiste en un grupo irregular de estrellas, las más brillantes alrededor de magnitud 10 y 11; justo en el límite práctico para examinarlo con un telescopio típico de 60mm. Con telescopios de apertura mayor –y muy bajas magnificaciones- las estrellas tenues de fondo se multiplican y el cúmulo parece expandirse ¡es cuatro veces más grande de lo que parecía al principio! Pero esto lo podrás comprobar sólo con aperturas mayores a 150 mm y en noches muy oscuras, sin Luna y lejos de la ciudad. En estas condiciones las fronteras se disipan y resulta imposible decidir –mediante la simple vista- dónde termina el cúmulo y dónde empieza el espacio “abierto”.
Con mucha imaginación tal vez percibas que Messier está alargado en sentido norte-sur y parece que tiene pancita: algo así como un florero sobre una base; y un astro naranja, solitario, está adentro del florero, justo en el centro. Otras estrellas gigantes rojas, más brillantes, aparecen salpicadas alrededor.
¡Qué cosas! Consultando mis apuntes de observación, encuentro que la última vez que vi a Messier 38, no lo comparé con un florero, sino con la letra griega Pi porque lo vi “de cabeza”. Todo depende de la combinación de telescopio, ocular y diagonal. Si hago un boceto con el norte hacia arriba, recuperaré el “florero”. Otros lo han apodado el “cúmulo de la estrella de mar”. Florero, letra Pi griega, estrella de mar… ahora entiendo por qué algunos piensan que a los astrónomos aficionados nos urge una visita con el psiquiatra.
Más allá de la imaginación, el observador agudo –aquel que examina el entorno de los objetos celestes- enriquecerá su exploración cuando note que Messier 38 no está solo. ¿Estás observando a Messier 38 con 50X o menos? ¡Mira! Pareciera que el cúmulo enfila estrellas –como si extendiera un par de brazos hacia el sur- para alcanzar a una pequeña manchita; una comunidad vecina, otro cúmulo abierto.
Se trata de NGC 1907, reducido y tímido, que nos ofrece un punto de comparación para glorificar a Messier 38. NGC 1907 tiene una magnitud de 10.2 y apenas cubre un tamaño aparente 6 minutos de arco. ¿Será un cúmulo más joven y compacto? ¿O simplemente está más lejos? ¡Ninguna de los dos! Simplemente se trata de un cúmulo más pequeño que el otro y casi de la misma edad (entre 150 y 200 millones de años).
La distancia a Messier 38 es de 4200 a 4300 años-luz, apenas más lejos que Messier 36.
Otros nombres de Messier 36 son NGC 1960, Collinder 71, Melotte 37, Lund 191, h 358, GC 1166 y OCL 445.
Otros nombres de Messier 38 son NGC 1912, Collinder 67, Melotte 36, OCL-433, Lund 181 y GC 1119.
Coordenadas de Messier 36:
Ascensión Recta 05 horas 36 minutos
Declinación +34° 08’
Coordenadas de Messier 38:
Ascensión Recta 05 horas 28 minutos
Declinación +35° 50’
Imágenes de apoyo
Retrato de Giovanni Batista Hodierna, descubridor de Messier 36 y 38
http://www.galassiere.it/ogg_partic_file/coll_399_file/hodierna.jpg
Localización de Messier 36 y 38 en Auriga por la Unión Astronómica Internacional & Sky Publishing
http://www.iau.org/public/constellations/#aur
Boceto de Messier 36 Kiminori Ikebe
http://www1.bbiq.jp/sketchingdeepsky/Eng/M36e.htm
Boceto de Messier 38 Kiminori Ikebe
http://www1.bbiq.jp/sketchingdeepsky/Eng/M38e.htm
Aspecto de Messier 38 y NGC 1907 a 50X por Greg Crinklaw
http://observing.skyhound.com/archives/jan/M_38_00.jpg
Messier 36 y 38 por Pedro Ré
http://www.astrosurf.com/re/m38_m36_sum_30min_log_20041109.jpg
Messier 36 y 38 (arriba a la izquierda) por Pedro Ré
http://www.vabrousek.cz/astroforum/20081223%20IC405%20IC410%20M36%20M38%20150mm%201024px.jpg
Messier 36, 37 y 38 por Larry McNish
http://calgary.rasc.ca/blackfoot2009/S_BCHP2009_IMG_6692_T2.jpg
Messier 36 (abajo, izquierda) y 38 (arriba, derecha) en WIKISKY
http://www.wikisky.org/?ra=5.540212226612573&de=35.037555526825&zoom=6&show_grid=1&show_constellation_lines=1&show_constellation_boundaries=1&show_const_names=0&show_galaxies=1&img_source=DSS2
Sitios consultados y bibliografía
http://www.cloudynights.com/item.php?item_id=432 Artículo de Tom Trusock
http://x.astrogeek.org/observations/log.php?object_id=46 Sitio de Jeff Burton
http://x.astrogeek.org/observations/log.php?object_id=48 Sitio de Jeff Burton
http://observing.skyhound.com/archives/jan/M_38.html sitio del Skyhound (Greg Crinklaw)
http://messier.obspm.fr/m/m036.html
http://messier.obspm.fr/Mdes/dm036.html
http://messier.obspm.fr/m/m038.html
http://messier.obspm.fr/Mdes/dm038.html
O´meara, Stephen James (2007) Deep Sky Companions: Hidden Treasures. Cambridge University Press. ISBN-13 978-0-521-83704-0
Kozak, John T. (1988). Deep-Sky objects for binoculars. Sky Publishing Corporation. ISBN 0-933346-50-2
Harrington, Philip S. (1997). The Deep Sky: an introduction. Sky Publishing Corporation. ISBN 0-933346-80-8
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Hirshfeld, Alan & Sinnott, Roger W. (1985) Sky Catalogue 2000.0 Volume 2: Double Stars, Variable Stars and Nonstellar Objects. Sky Publishing Corporation & Cambridge University Press. ISBN 0-933346-39-5
Illingworth, Valerie. (1994). The Facts on File Dictionary of Astronomy. Facts on File. ISBN 0-8160-3184-3
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El autor es presidente (2010) y miembro honorario de la Sociedad Astronómica del Planetario Alfa, así como director de ASTRONOMOS.ORG www.astronomos.org Puedes reproducir este artículo libremente de manera total o parcial, siempre que se de crédito al autor y se indiquen sus correos electrónicos: pablo@astronomos.org, pablolonnie@yahoo.com.mx . Si detectas un error, favor de enviar correcciones y sugerencias a estos mismos.
Vuelta al Cielo en 365 Noches
Enero 30: Alnilam, El Collar de Perlas
Por Pablo Lonnie Pacheco Railey
Sociedad Astronómica del Planetario Alfa
Cada año, el 30 de enero, Alnilam transita el meridiano aproximadamente a las 21:00 horas.
Alnilam es una estrella del hemisferio sur celeste pero se puede observar desde cualquier lugar del mundo pues sólo está 1° al sur del ecuador celeste. Es la estrella más brillante del cinturón de Orion -además de que está en el centro- por lo que es muy fácil de identificar.
Junto con Alnitak y Mintaka, Alnilam forma una figura reconocida cada vez que llega la Navidad pues no sólo es conocida como el cinturón de Orion, sino como “Los tres reyes magos” y en algunos pueblitos las llaman, “Las tres Marías”. Los árabes las conocían como el “cordón de perlas” y la palabra Alnilam significa precisamente eso (collar de perlas): Alnilam tomó el nombre del cinturón completo.
Con tantos nombres árabes de difícil pronunciación, Johann Bayer pensó que sería bueno instituir una nueva nomenclatura, y en 1603 sugirió nombrar las estrellas de acuerdo al alfabeto griego, y puso a Alnilam el título alterno de Épsilon Orionis.
A los ojos del pueblo Seri -en el noroeste de México- el cinturón de Orion estaba relacionado con la cacería, no porque Orion fuera un cazador para ellos también, sino porque Alnitak, Alnilam y Mintaka eran tres piezas de caza: Hap (el venado bura), Haamoja (el berrendo), y Mojet (el borrego cimarrón). Alnilam es Haamoja, el berrendo.
Existe un listado de 57 estrellas que se utilizan para navegación celeste. Y como Alnilam se cuenta entre las 30 estrellas más brillantes del cielo, es una de ellas.
A LA VISTA
Alnilam es una estrella de magnitud visual 1.7 –la cuarta más luminosa de Orion- de manera que aún desde la ciudad es visible sin problema alguno. Un vistazo con binoculares nos muestra un astro refulgente de color blanco-azulado. Los binoculares muestran que –además de sus compañeras Alnitak y Mintaka- Alnilam aparece escoltada por un montón de estrellas: es el cúmulo abierto Collinder 70
COLLINDER 70
En 1931 el astrónomo sueco Per Collinder presentó su doctorado un tratado sobre las propiedades de los cúmulos estelares. En él, Collinder presentó un catálogo de 471 cúmulos, muchos de los cuales ya eran conocidos, pero cuando examinó fotografías de campo amplio descubrió algunos más. Entre ellos, el cúmulo que rodea a Alnilam, formado por 125 estrellas aproximadamente y que recibió el número 70 en el listado de Collinder. El cúmulo se aprecia mejor en binoculares de 7 ó 10 aumentos (7 x 35 ó 10 x 50, por ejemplo). Cuando lo veas con tus propios ojos, seguramente encontrarás que entre Alnilam y Mintaka las estrellas forman aleatoriamente una cadena que dibuja una “S”.
CARACTERÍSTICAS DE ALNILAM
Comparada con las demás estrellas del cinturón, Alnilam es más caliente y brillante. Con una temperatura de 25000 kelvin en su superficie, ha sido clasificada espectralmente como tipo B0Iab (B0 significa que –entre las estrellas tipo B- es de lo más caliente que hay) y la clase espectral (Iab) nos dice que es una estrella súper gigante. Esto no quiere decir que es lo más grande que hay en la Galaxia. Su tamaño –equivalente a 26 diámetros solares- si bien es enorme comparado con el Sol, no es desmesuradamente grande como otras estrellas que llegan a ser 1000 veces más grandes que aquél que nosotros llamamos “astro rey”. El calificativo de súper gigante lo ha recibido como consecuencia de su estado evolutivo según aparece en el espectro, consecuencia de la temperatura, la luminosidad y la gravedad que comprime a la estrella.
No por eso, Alnilam es menos admirable. Formada en las vecindades de la nebulosa de Orion, produce tanta luz como ¡375,000 soles! No existe bloqueador solar que pueda con ella, por eso, a una distancia aproximada de 1340 años-luz, estoy muy a gusto. Una estrella como ésta en el Sistema Solar produciría tanta radiación ultravioleta que habría vaporizado ya a los desdichados planetas. Interesante, que Alnilam se ve más brillante que Alnitak y Mintaka, pues está ¡casi 2 veces más lejos! Eso significa que si las tres estrellas del cinturón estuvieran a la misma distancia de la Tierra, Alnilam se vería al menos 4 veces más brillante que sus compañeras. Orion se vería con una hebilla digna de cualquier campeón de peso completo.
Fotografías de larga exposición revelan que Alnilam ilumina con su potente luz el gas y polvo que la rodea. La nube recibe el nombre de NGC 1990 y no es visible en ningún telescopio.
EVOLUCIÓN
Estrellas tan masivas como Alnilam no saben llevar la fiesta en paz. Su temperamental comportamiento hace que su vida sea literalmente disipada. Alnilam pierde al espacio la sustancia misma de la que está formada. Sus poderosos vientos estelares se encargan de arrastrar consigo millones de toneladas cada segundo. Gas que se pierde y que –sin embargo- Alnilam no echa de menos. Es como quitarle un pelo a un gato.
Pero Alnilam no se quedará calva (¡Qué envidia!) Su portentosa masa, equivalente a 40 soles se encargará de destruirla mediante un violento estallido (Así estoy bien, entonces). Todas las estrellas cuya masa es aproximadamente 10 veces mayor que el Sol no tienen escapatoria: se convertirán en supernova; y con tanta masa, Alnilam va para allá que vuela. Posee una edad estimada de 4 millones de años y seguramente se destruirá antes de que pase otro millón. Para una estrella, morir tan joven, es una “tragedia”. Sin embargo, este proceso enriquecerá el medio interestelar con elementos pesados que podrán –en un futuro distante- integrarse para la formación de nuevos sistemas planetarios.
Una estrella tan caliente como Alnilam produce una luz muy pura, casi completamente libre de cualquier absorción. Su espectro –que no es otra cosa que un arcoíris artificial- es muy limpio. Estrellas típicas de menor temperatura muestran en sus atmósferas nubes de elementos pesados: sus espectros se ven interrumpidos por líneas de absorción, es decir, hay ausencia de ciertos colores específicos. Pero estrellas de temperatura tan elevada como Alnilam “barren” su entorno muy eficientemente. De este modo, Alnilam ha sido reiteradamente utilizada como una fuente de luz estándar, que sirve de comparación con otras estrellas.
La luz de Alnilam no es del todo constante. En cuestión de varios días, irregularmente, cambia su brillo. Lo hace por una décima de magnitud (1.64 a 1.74): sólo lo pueden percibir quienes tienen la vista mejor entrenada. Es una estrella variable de tipo Alpha Cygni. Estas estrellas experimentan pulsaciones que no son radiales ¿Qué significa esto? Generalmente las estrellas variables son pulsantes y radiales, es decir, que cuando se expande la estrella, se expande toda ella. Y cuando se contrae, lo hace también toda, de una pieza. Pero las capas externas de Alnilam no se ponen de acuerdo: mientras unas suben, otras bajan. Así que la estrella se sacude asimétricamente como una gelatina.
La luz de Alnilam, que se ve obligada a viajar un largo trayecto hasta la Tierra, sufre la absorción de ciertas longitudes de onda (colores) a causa de las nubes de gas y polvo que están dispersas en el espacio interestelar, así que también resultan de gran utilidad para estudiar el medio interestelar.
Por ahora, Alnilam pierde masa a razón de dos millonésimas de masa solar por año. Parece poco ¿cierto? Pero esto es 20 millones de veces superior a la pérdida de masa que sufre nuestro Sol. Los vientos estelares de Alnilam empujan la corona hasta 2000 kilómetros por segundo. Sí. Leyeron bien. A pesar de su tremenda gravedad, la radiación de Alnilam es imparable.
Si no lo ha hecho ya, la presión interior de Alnilam obligará su núcleo a transformar el helio en carbono y cuando lo haga, las reacciones atómicas expandirán la estrella fenomenalmente. Alnilam será una súper gigante roja mucho más brillante que la misma Betelgeuse. Orion tendrá un admirable lucero justo en el centro.
Alnilam se aleja de nuestro sistema solar a una velocidad de casi 26 km/s.
Otros nombres de Alnilam son Épsilon Orionis, Alnihan, Alnitam, 46 Orionis, HR 1903, BD -01°969, HD 37128, SAO 132346, FK5 210, HIP 26311, TD1 4963.
Coordenadas de Alnilam
Ascensión Recta 05 horas 36 minutos
Declinación −01° 12′
Imágenes de apoyo
Mapa de localización de Alnilam en Orion por la Unión Astronómica Internacional & Sky Publishing
http://www.iau.org/public/constellations/#ori
Mapa de localización de Collinder 70 (Alnilam al centro)
http://astrobob.areavoices.com/astrobob/images/Collinder_70_tightA_map.jpg
Grabado de Orion y su cinturón por Samuel Leigh en Urania’s Mirror (1823)
http://www.philaprintshop.com/images/leigh29.jpg
Alnilam y Alnitak por Marco Lorenzi
http://www.astrosurf.com/lorenzi/ccd/Alnilam_ccd.htm
Alnilam y NGC 1990 por Glen Youman
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/8/8a/Ngc1990.jpg
Alnilam y NGC 1990 por Dick Locke
http://www.dl-digital.com/astrophoto/P2-Astro/Alnilam.htm
Alnilam, Alnitak y Mintaka por Digitized Sky Survey, ESA, ESO, NASA Fits Liberator, David de Martin
http://images.astronet.ru/pubd/2006/12/29/0001219031/OrionBeltx_demartin_f.jpg
Sitios consultados y bibliografía
http://stars.astro.illinois.edu/sow/alnilam.html sitio de Jim Kaler
http://astrobob.areavoices.com/2008/12/28/new-face-on-an-old-friend/ artículo de Bob King
http://lengamer.org/admin/language_folders/seri/user_uploaded_files/links/File/DiccionarioSeri2005.pdf.
http://www.univie.ac.at/tops/dsn/texts/nonradialpuls.html
http://en.wikipedia.org/wiki/Epsilon_Orionis
Schaaf, Fred (2008) THE BRIGHTEST STARS: Discovering the Universe Through the Sky’s Most Brilliant Stars. John Wiley & Sons. ISBN 978-0-471-70410-2
Webb, Edmund J. (1987). Los nombres de las estrellas (tercera reimpresión). Fondo de Cultura Económica ISBN 968-16-1160-8
Kaler, Jim (2002). The Hundred Greatest Stars. Copernicus Books. ISBN 0-387-95436-8
Burnham, Robert Jr. (1978). Burham´s Celestial Handbook / An Observers Guide to the Universe Beyond the Solar System. Dover Publications, Inc. VOLS 1, 2 & 3 ISBN 0-486-23567-X, 0-486-23568-8 & 0-486-23673-0
Illingworth, Valerie. (1994). The Facts on File Dictionary of Astronomy. Facts on File. ISBN 0-8160-3184-3
Allen, Richard Hinckley (1963). Star Names: Their Lore and Meaning (revised edition). Dover. pp. 314. ISBN 0-486-21079-0
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El autor es presidente (2010) y miembro honorario de la Sociedad Astronómica del Planetario Alfa, así como director de ASTRONOMOS.ORG www.astronomos.org Puedes reproducir este artículo libremente de manera total o parcial, siempre que se de crédito al autor y se indiquen sus correos electrónicos: pablo@astronomos.org, pablolonnie@yahoo.com.mx . Si detectas un error, favor de enviar correcciones y sugerencias a estos mismos.
