Nebulosa Planetaria de Lyra (M57) fotografiada desde Madrid

Datos técnicos de la fotografía:

§   Tomas fotográficas: 3 lights x 5 min + 3 dark x 5 min
§   Procesamiento imagen: Maxim DL5+ Deepskystacker + Photoshop CS5.
§   Equipamiento:

•   Refractor Fluorita Takahashi FS-78
•   Montura Orion Sirius EQ-G. SkyScan.
•   CCD Luna 6.0 C.
•   Sistema autoguiada con CCD Luna QhY 5 mono.

Datos técnicos de la fotografía:

§   Tomas fotográficas: 3 lights x 10 min + 1 dark x 10 min
§   Procesamiento imagen: Maxim DL5+ Deepskystacker + Photoshop CS5.
§   Equipamiento:

•   Refractor Fluorita Takahashi FS-78. Barlow: x2,5.
•   Montura Orion Sirius EQ-G. SkyScan.
•   CCD Luna 6.0 C.
•   Sistema autoguiada con CCD Luna QhY 5 mono.

Datos astronómicos del objeto fotografiado:

La Nebulosa del Anillo (también conocida como Nebulosa anular de la Lyra, Nebulosa Planetaria M57, Messier 57, M57 o NGC 6720) es una nebulosa planetaria prototípica situada en la constelación de Lyra. Se trata de una de las nebulosas más conocidas utilizada frecuentemente como ejemplo de este tipo de objetos astronómicos. Está situada a 0,7 kpc (2.300 años luz) de la Tierra y fue descubierta por Antoine Darquier de Pellepoix en 1779.

 Su magnitud conjunta en banda V (filtro verde) es igual a la 8.80. Su forma real es posiblemente la de una nebulosa bipolar vista con una inclinación de 30° respecto a su eje, aunque otros autores afirman que es un elipsoide, y calculándose que ha estado expandiéndose alrededor de 1,600 años ó incluso 7,000 años según otras estimaciones.

De su velocidad radial, -19.2 km/s, se deduce que se aproxima a la Tierra a más de 69,120 km/h.

M57 está iluminada por una estrella situada en su centro de magnitud visual 15,8 que se trata de un astro que ha abandonado la rama asintótica gigante y ahora está convirtiéndose en una enana blanca. Ésta tiene una luminosidad 200 veces superior a la del Sol, una masa de alrededor de 0,6 masas solares, y una temperatura superficial de 120,000 Kelvin .

 Esta nebulosa planetaria está flanqueada por las estrellas Sulafat y Sheliak (beta y gamma Lyrae respectivamente). Es una de las nebulosas planetarias más conocidas entre las accesibles a telescopios de aficionado. Se requiere una abertura de al menos 75 o 100 mm con aumentos moderados y un cielo oscuro, para percibir el hueco central del anillo. Un instrumento de 150 mm presenta el aro como un orbe glauco, ligeramente achatado y con un hueco gris en el centro.

Al medir apenas un minuto de arco y mostrarse tan definida, esta nebulosa admite grandes aumentos. El perfil ovalado se mantiene nítido incluso con 150x, con el hueco cubierto por una neblina fina. Cuando las condiciones atmosféricas son excepcionales, con grandes aumentos llega a apreciarse que los extremos del óvalo acaban rematados en puntas. Telescopios mayores empiezan a mostrar los tonos azul verdosos de la nebulosa, debidos al oxígeno ionizado.

 La nebulosa Anular dista entre 2,000 y 5,000 años luz de la Tierra y mide alrededor de 1 año luz de diámetro. Consiste en la envoltura expulsada por una estrella moribunda. La estrella central es una enana blanca muy caliente, débil (magnitud +15,4), pero que fue otra más grande que el Sol. Ahora, en las etapas postreras de su vida, el núcleo estelar ha expulsado la atmósfera externa del astro hacia el espacio. El residuo central es una enana blanca con el tamaño aproximado de la Tierra. Por desgracia, para distinguirla aún y con dificultades, se necesitan un cielo muy oscuro y sin polución, y un telescopio de 330 mm para detectar la estrella central.

 El telescopio espacial Hubble (HST) ha demostrado que lo que parece un anillo, posee una forma de barril. Más que un aro, miramos una estructura cilíndrica observada casi a lo largo de su eje. La estrella puede verse con telescopios de 325 mm a 375 mm.

Nota Importante: los comentarios de datos astronómicos de los objetos fotografiados, contenidos en este Blog, están tomados de las siguientes fuentes de información:a) Fuente principal: Wikipedia, la Enciclopedia Libre (versión española). B) Fuentes complementarias: Observar el Cielo (Vol.I y Vol.II, David H.Levy); Fotografiar el Cielo (Vicente Aupi); Guía del Firmamento (Jose Luis Comellas); Guía de Campo de las Estrellas y los Planetas de los Hemisferios Norte y Sur (Jay M.Pasachoff); Manual de Observación y fotografía astronómica (Jean Lacroux y Denis Berthier).C) Fuentes y comentarios propios.

Arturo, fotografiada desde Madrid

Datos técnicos de la fotografía:

§   Tomas fotográficas: 6 lights x 1 min + 1 dark x 1 min
§   Procesamiento imagen: Maxim DL5+ Deepskystacker + Photoshop CS5.
§   Equipamiento:

•   Refractor Fluorita Takahashi FS-78
•   Montura Orion Sirius EQ-G. SkyScan.
•   CCD Luna 6.0 C.
•   Sistema autoguiada con CCD Luna QhY 5 mono.

Datos astronómicos del objeto fotografiado:

 Arturo o Arcturus (Alfa Bootis / α Boo / 16 Bootis) es la tercera estrella más brillante del cielo nocturno con una magnitud visual de -0,04, después de Sirio (α Canis Majoris) y Canopus (α Carinae); considerando juntas las dos componentes principales de Alfa Centauri, que no se pueden resolver a simple vista, Arturo pasa a ser la cuarta estrella más brillante. Se trata, por lo tanto, de la estrella más brillante del hemisferio celeste norte. Su constelación es Boötes, «El Boyero». Se encuentra en la Nube Interestelar Local.

Arturo es una gigante naranja de tipo espectral K1.5III, distante 36,7 años luz del Sistema Solar, la segunda estrella gigante más próxima después de Pólux (β Geminorum). Con una temperatura superficial de 4290 K, es visualmente 113 veces más luminosa que el Sol; pero si se considera la radiación que emite en el infrarrojo, su luminosidad es casi el doble, 215 veces mayor que la solar. Su radio, obtenido a partir de la medida de su diámetro angular (0,0210 segundos de arco), es 25,7 veces más grande que el radio solar. Su masa es aproximadamente un 50% mayor que la del Sol y se piensa que en su núcleo interno ya ha comenzado la fusión nuclear de helio en carbono. Emite rayos X débiles, lo que sugiere que posee actividad magnética —pudiendo tener una «corona oculta»—, algo inusual en una estrella de sus características. Se sospecha que puede ser una estrella variable, habiendo recibido la denominación de NSV 6603.7

La velocidad relativa de Arturo respecto al Sol, mayor que la de otras estrellas brillantes, así como su baja metalicidad —aproximadamente un 28% de la solar—, sugieren que puede ser una estrella vieja de Población II y un miembro del disco grueso galáctico. Forma parte de un grupo de 53 estrellas que se mueven conjuntamente a través de nuestra galaxia y que recibe el nombre de «Grupo de Arturo».10 Una interesante teoría sostiene que Arturo, así como el resto de estrellas que forman su grupo, se han formado más allá de los confines de la Vía Láctea; la edad de algunos de sus miembros puede remontarse hasta los 10.000 - 12.000 millones de años, lo que implicaría que pueden provenir de una galaxia satélite absorbida en el pasado por nuestra propia galaxia.

  Nota Importante: los comentarios de datos astronómicos de los objetos fotografiados, contenidos en este Blog, están tomados de las siguientes fuentes de información:a) Fuente principal: Wikipedia, la Enciclopedia Libre (versión española). B) Fuentes complementarias: Observar el Cielo (Vol.I y Vol.II, David H.Levy); Fotografiar el Cielo (Vicente Aupi); Guía del Firmamento (Jose Luis Comellas); Guía de Campo de las Estrellas y los Planetas de los Hemisferios Norte y Sur (Jay M.Pasachoff); Manual de Observación y fotografía astronómica (Jean Lacroux y Denis Berthier).C) Fuentes y comentarios propios.

Galaxia espiral de "el Molinillo" (M101) fotografiada desde Madrid

          Datos técnicos de la fotografía:

§   Tomas fotográficas: 15 lights x 5 min + 15 dark x 5 min+flats/darkflats
§   Procesamiento imagen: Maxim DL5+ Deepskystacker + Photoshop CS5.
§   Equipamiento:

•   Refractor Fluorita Takahashi FS-78
•   Montura Orion Sirius EQ-G. SkyScan.
•   CCD Luna 6.0 C.
•   Sistema autoguiada con CCD Luna QhY 5 mono.

Datos astronómicos del objeto fotografiado:

 La Galaxia del Molinete (también conocida como Messier 101 o NGC 5457) es una galaxia espiral a 25 millones de años luz (8 Megaparsecs) en la constelación Osa Mayor.

Fue descubierta por Pierre Méchain el 27 de marzo de 1781, quien posteriormente comunicó su descubrimiento a Charles Messier que verificó su posición y la añadió al Catálogo Messier como una de las últimas entradas.

 Es una de las galaxias más grandes existentes en la vecindad de la Vía Láctea, con un diámetro de más del doble que ella, y se caracteriza tanto por su riqueza en gas para formar nuevas estrellas cómo por su elevado número de regiones HII (más de 3000, algunas tan grandes y brillantes que tienen número NGC propio y que han sido estudiadas por el Telescopio Espacial Hubble, mostrando la presencia de super cúmulos estelares al menos en algunas de ellas) y de cúmulos estelares jóvenes (también estudiados con dicho telescopio), lo que apunta a una elevada tasa de formación estelar. Ello junto a la asimetría que muestra en las fotografías (que la ha hecho aparecer en el Atlas de galaxias peculiares de Halton C. Arp cómo Arp 26, y definida cómo Galaxia espiral con un brazo bien definido) hace pensar que -en términos astronómicos- hace relativamente poco otra galaxia estuvo a punto de colisionar con ella, causando ambos fenómenos.

Esta galaxia tiene un bulbo casi inexistente, y de acuerdo a estudios recientes parece carecer de agujero negro supermasivo en su centro, a diferencia de, por ejemplo, nuestra galaxia.

 M101 está acompañada por cinco galaxias satélite prominentes: NGC 5204, NGC 5474, NGC 5477, NGC 5585, y Holmberg IV, que pueden ser las responsables de su estado actual -de hecho, M101 parece haber distorsionado a la galaxia NGC 5474-. Forma parte de el Grupo M101

 El día 24 de agosto de 2011 se descubrió en uno de sus brazos espirales una supernova de Tipo Ia, SN 2011fe: las primeras observaciones desde nuestro país comenzaron en la noche del 25.

 Nota Importante: los comentarios de datos astronómicos de los objetos fotografiados, contenidos en este Blog, están tomados de las siguientes fuentes de información:a) Fuente principal: Wikipedia, la Enciclopedia Libre (versión española). B) Fuentes complementarias: Observar el Cielo (Vol.I y Vol.II, David H.Levy); Fotografiar el Cielo (Vicente Aupi); Guía del Firmamento (Jose Luis Comellas); Guía de Campo de las Estrellas y los Planetas de los Hemisferios Norte y Sur (Jay M.Pasachoff); Manual de Observación y fotografía astronómica (Jean Lacroux y Denis Berthier).C) Fuentes y comentarios propios.

Betelgeuse fotografiada desde Madrid

          Datos técnicos de la fotografía:

§   Tomas fotográficas: 6 lights x 1 min + 1 dark x 1 min
§   Procesamiento imagen: Maxim DL5+ Deepskystacker + Photoshop CS5.
§   Equipamiento:

•   Refractor Fluorita Takahashi FS-78
•   Montura Orion Sirius EQ-G. SkyScan.
•   CCD Luna 6.0 C.
•   Sistema autoguiada con CCD Luna QhY 5 mono.

          Datos astronómicos del objeto fotografiado: 

Betelgeuse, también llamada α Orionis o HIP 27989, es una brillante supergigante roja en la constelación de Orión. Es la novena estrella más brillante en el cielo, y es un objeto intrínsecamente grande y luminoso, por tratarse de una supergigante roja. El color característico de esta estrella proviene de las bajas temperaturas de su superficie (unos 3000 K). El estado evolutivo de la estrella es avanzado: ha pasado ya la etapa más importante de su vida, la secuencia principal, agotado ya el combustible en su núcleo que le proporcionaba energía (por fusión del hidrógeno), después de lo cual aumentó su tamaño hasta las enormes dimensiones actuales. Sus variaciones de luminosidad son propias de su presente como estrella gigante.

Betelgeuse es una estrella supergigante, razón por la cual su brillo es tan elevado a pesar de tener una temperatura superficial relativamente baja. A pesar de ser la estrella α de Orión, no es la más brillante de la constelación en luz visible, sino Rígel (β Orionis), pero en luz roja e infrarroja cercana, Betelgeuse sí es la más brillante.

Betelgeuse fue la primera estrella cuyo diámetro pudo ser medido con exactitud utilizando técnicas interferométricas oscilando entre unos 850 o 905 millones de kilómetros. En su tamaño máximo la estrella se extendería hasta más allá de la órbita de Marte. Su masa es 20 veces la masa del Sol y su tamaño es 40 millones de veces mayor. Los astrofísicos predicen que Betelgeuse explotará como supernova de tipo II al final de su vida. Algunos de ellos afirman, basándose en la variabilidad mostrada por la estrella, que tal explosión podría producirse en un plazo de tiempo muy cercano (en los próximos miles de años). Otros astrofísicos son más conservadores y piensan que podría continuar con su actividad actual durante un período mucho mayor.

Recientes estudios muestran que, durante los últimos quince años, el diámetro de Betelgeuse ha encogido un 15%, desconociéndose las razones de este fenómeno. Otros muestran que tiene una forma algo ovalada.

El disco de Betelgeuse ha podido ser resuelto mediante el uso del telescopio VLT, mostrando la mejor imagen que se tiene de la estrella hasta la fecha. A diferencia de estrellas cómo nuestrol Sol, en la cual la superficie de la estrella está cubierta por multitud de gránulos (células convectivas), en estrellas gigantes y supergigantes rojas cómo Betelgeuse únicamente hay un pequeño número de ellos, siendo éstas estructuras las responsables de las variaciones de brillo que se pueden observar en ésos tipos de astros .

Betelgeuse está rodeada por una nebulosa de aspecto complejo formada por silicatos y polvo expulsados por la estrella en erupciones estelares y convección en su atmósfera, y que se extiende hasta a una distancia de 400 unidades astronómicas.

Betelgeuse, finalmente, es una estrella fugitiva que ha sido expulsada de la asociación estelar Orion OB1.

 

Nota Importante: los comentarios de datos astronómicos de los objetos fotografiados, contenidos en este Blog, están tomados de las siguientes fuentes de información:a) Fuente principal: Wikipedia, la Enciclopedia Libre (versión española). B) Fuentes complementarias: Observar el Cielo (Vol.I y Vol.II, David H.Levy); Fotografiar el Cielo (Vicente Aupi); Guía del Firmamento (Jose Luis Comellas); Guía de Campo de las Estrellas y los Planetas de los Hemisferios Norte y Sur (Jay M.Pasachoff); Manual de Observación y fotografía astronómica (Jean Lacroux y Denis Berthier).C) Fuentes y comentarios propios.

Nebulosa del Cangrejo (M1) fotografiada desde Madrid

Datos técnicos de la fotografía:

§   Tomas fotográficas: 12 lights x 5 min + 2 dark x 5 min
§   Procesamiento imagen: Maxim DL5+ Deepskystacker + Photoshop CS5.
§   Equipamiento:
ü  Refractor Fluorita Aprocromático Takahashi FS-78
ü  Montura Orion Sirius EQ-G+SkyScan
ü  CCD Luna 6.0 C y filtro CLS
ü  Sistema Autoguiado CCD Luna-QHY 5 Mono

Comentarios a la imagen tomada y su l procesamiento fotográfico:

Tengo que decir, que para mi fue una tremenda sorpresa, cuando reconocí, a través del ordenador, en pleno Madrid, la estructura de la Nebulosa del Cangrejo. Me pareció "un milagro". Siempre me había parecido un objeto "mágico", difuso (al prismático astronómico, u observando con telescopio) , distante, del que había leído maravillado, que fue descubierto entorno al año 1.054 por los Chinos y los Arabes. Me parecía "ciencia ficción". Cuando comencé a procesar todas las imágenes, con sus darks, sumar, depurar y eliminar el ruido, y destacar el color de la Nebulosa, sinceramente, me quedé "pasmado". Ese color rojo-verde tan bonito, esos filamentos "enredados".... No me encantó porque la fotografía sea maravillosa, sino porque estaba viendo, perfectamente, la Nebulosa del Cangrejo desde Madrid, un objeto que desde niño me había fascinado.

 Datos astronómicos del objeto fotografiado: 

La Nebulosa del Cangrejo (también conocida como M1, NGC 1952, Taurus A y Taurus X-1) es un resto de supernova de tipo plerión resultante de la explosión de una supernova, vista por primera vez en el año 1054 , por astrónomos chinos y árabes. La nebulosa fue observada en el año 1731 por John Bevis. Es el resto de una supernova que fue observada y documentada, como una estrella visible a la luz del día, por astrónomos chinos y árabes el 5 de julio del año 1054. La explosión se mantuvo visible durante 22 meses. Con este objeto, Charles Messier comenzó su catálogo de objetos no cometarios. Situado a una distancia de aproximadamente 6.300 años luz (1.930 pc2 ) de la Tierra, en la constelación de Tauro, la nebulosa tiene un diámetro de 6 años luz (1,84 pc) y su velocidad de expansión es de 1.500 km/s.

El centro de la nebulosa contiene un púlsar, denominado PSR0531+121, que gira sobre sí mismo a 30 revoluciones por segundo, emitiendo también pulsos de radiación que van desde los rayos gamma a las ondas de radio. El descubrimiento de la nebulosa produjo la primera evidencia que concluye que las explosiones de supernova producen pulsares.

La nebulosa sirve como una fuente de radiación útil para estudiar cuerpos celestes que la ocultan. En las décadas de 1950 y 1960, la corona solar fue cartografiada gracias a la observación de las ondas de radio producidas por la Nebulosa del Cangrejo que pasaban a través del Sol. Más recientemente, el espesor de la atmósfera de Titán, satélite de Saturno, fue medido conforme bloqueaba los rayos X producidos por la nebulosa.

Al inicio del siglo XX, el análisis de las primeras fotografías de la nebulosa tomadas durante el transcurso de varios años revelaron que la nebulosa se expandía. Determinando el origen de la expansión se dedujo que la nebulosa se debía haber formado unos 900 años atrás. Existen documentos históricos que revelan que una nueva estrella suficientemente brillante como para ser visible a la luz del día fue observada en la misma región del cielo por astrónomos chinos y árabes en 1054. Es posible que la "nueva estrella" brillante fuera observada por los anasazi y registrada en petroglifos. Dada su gran distancia y su carácter efímero, esta "nueva estrella" observada por chinos y árabes sólo pudo haber sido una supernova, una enorme estrella en plena explosión, que una vez ha agotado su fuente de energía por medio de fusión nuclear, se colapsa sobre sí misma.

Análisis recientes de estos documentos históricos han encontrado que la supernova que creó la Nebulosa del Cangrejo probablemente ocurrió en abril o principios de mayo de 1054, alcanzando su máximo brillo con una magnitud aparente entre −7 y −4,5 en julio, siendo más brillante que cualquier otro objeto celeste en la noche exceptuando la Luna. La supernova fue visible a simple vista aproximadamente durante dos años después de su primera observación. Gracias a las observaciones escritas de los astrónomos del Extremo Oriente y Oriente Medio en 1054, la Nebulosa del Cangrejo se convirtió en el primer objeto astronómico donde se pudo reconocer una relación con una explosión de supernova.

En luz visible, la Nebulosa del Cangrejo consiste de una amplia masa de filamentos de forma ovalada, de aproximadamente 6 arcominutos de longitud y una anchura de 4 arcominutos, rodeando una región central de azul difuso (en comparación, la Luna llena cubre 30 arcominutos). Los filamentos son los restos de la atmósfera de la estrella progenitora, y están constituidos principalmente de helio e hidrógeno ionizado, junto con carbón, oxígeno, nitrógeno, hierro, neón y azufre. La temperatura de los filamentos está comprendida entre los 11.000 y los 18.000 K, y su densidad está en torno a las 1.300 partículas por cm³.

En 1953, Iósif Shklovsky propuso la idea según la cual la región azul difusa está principalmente producida por radiación sincrotón, que es la radiación electromagnética generada por los electrones que viajan en trayectorias curvilíneas a velocidades que alcanzan la mitad de la velocidad de la luz. Tres años más tarde, la hipótesis fue confirmada por medio de observaciones. En la década de 1960 se descubrió que la causa de las trayectorias curvilíneas de los electrones es el fuerte campo magnético producido por una estrella de neutrones ubicada en el centro de la nebulosa.

La Nebulosa del Cangrejo es un ejemplo típico de resto de supernova de tipo pleriónico. Un plerión se caracteriza porque su energía procede de la rotación del púlsar y no del material arrojado al medio interestelar durante la explosión de la supernova.

La Nebulosa del Cangrejo se expande a una velocidad de 1.500 km/s, medida por el efecto Doppler del espectro de la nebulosa. Por otro lado, las imágenes tomadas con varios años de diferencia muestran la lenta expansión angular aparente en el cielo. Comparando esta expansión angular con la velocidad de expansión determinada por espectroscopia (corrimiento al rojo) se pudo estimar la distancia de la nebulosa respecto el Sol, obteniendo una distancia de aproximadamente 6.300 años luz, y un tamaño de alrededor de 11 años luz para la nebulosa.

Rastreando el origen de la expansión consistentemente, y utilizando su velocidad como se observa hoy en día, es posible determinar la fecha de la formación de la nebulosa, es decir, la fecha de la explosión de la supernova. Haciendo este cálculo se obtiene una fecha que corresponde a varias décadas después del año 1054. Una explicación plausible de este desfase sería que la velocidad de expansión no ha sido uniforme, sino que se ha acelerado después de la explosión de la supernova. Esta aceleración sería debida a la energía del púlsar que alimentaría el campo magnético de la nebulosa, la cual se expande y empuja a los filamentos de la nebulosa hacia el exterior.

Los cálculos de la masa total de la nebulosa permiten estimar la masa de la estrella progenitora de la supernova. Las estimaciones de la cantidad de materia contenida en los filamentos de la Nebulosa del Cangrejo varían entre una y cinco masas solares; aunque otras estimaciones basadas en investigaciones del Púlsar del Cangrejo ofrecen valores diferentes.

En el centro de la Nebulosa del Cangrejo se encuentran en apariencia dos estrellas poco brillantes, una de las cuales es la estrella responsable de la existencia de la nebulosa. Ésta se identificó en 1942, cuando Rudolf Minkowski descubrió que su espectro óptico era extremadamente inusual y no se parecía al de una estrella normal.En 1949 se descubrió que la región alrededor de la estrella era una gran fuente de ondas de radio, en 1963 se descubrió que también lo era de rayos X, y en 1967 fue identificado como uno de los objetos celestes más brillantes en rayos gamma. Luego, en 1968, se descubrió que la estrella emitía su radiación en pulsos rápidos, convirtiéndose en uno de los primeros púlsares en ser identificado, y el primero en estar asociado a un resto de supernova.

Los púlsares son fuentes de potentes radiaciones electromagnéticas emitidas en breves y constantes pulsos muchas veces por segundo. Fueron un gran misterio cuando se descubrieron en 1967, y el equipo que identificó el primero consideró la posibilidad de que podía ser una señal de una civilización avanzada. No obstante, el descubrimiento de una fuente de radio pulsante en el centro de la Nebulosa del Cangrejo fue una fuerte evidencia de que los púlsares no eran señales de extraterrestres sino que se formaban a partir de explosiones de supernovas. Hoy en día se sabe que son estrellas de neutrones de rápida rotación cuyos potentes campos magnéticos concentran sus emisiones de radiación en rayos estrechos. El eje del campo magnético no está alineado con el de su rotación, la dirección del haz barre el cielo siguiendo un círculo. Cuando, por azar la dirección de un haz cruza la de la Tierra, el pulso es observado. Así, la frecuencia de los pulsos es una medida de velocidad de rotación de la estrella de neutrones.

El púlsar del Cangrejo tiene un diámetro estimado comprendido entre 28 y 30 kilómetros; emite pulsos de radiación cada 33 milisegundos. Los pulsos son emitidos en longitudes de onda dentro del espectro electromagnético, desde ondas de radio hasta rayos X. Como todos los púlsares aislados, la frecuencia de los pulsos disminuye de forma regular muy ligeramente, indicando que el púlsar se desacelera gradualmente. Sin embargo, ocasionalmente, su periodo de rotación muestra cambios drásticos, llamados 'interferencias', que se cree que son causados por repentinos reajustes en la estructura interna de la estrella de neutrones. La energía liberada a medida que el púlsar se desacelera es enorme, y provoca la emisión de radiación sincrotrón de la Nebulosa del Cangrejo, la cual tiene una luminosidad total 75.000 veces mayor que la del Sol.

La enorme energía emitida por el púlsar crea una región particularmente dinámica en el centro de la Nebulosa del Cangrejo. Si bien la mayoría de los objetos astronómicos evolucionan tan lentamente que los cambios son visibles únicamente en escalas de tiempo de muchos años, las partes centrales de la Nebulosa del Cangrejo muestran cambios en escalas de tiempo de apenas unos pocos días. La parte más dinámica en la zona central de la nebulosa es el punto donde el viento ecuatorial del púlsar choca contra la materia circundante de la nebulosa, formando una onda de choque. La forma y la posición de esta zona cambia rápidamente, con el viento ecuatorial que se comporta como una serie de remolinos que se acentúan, brillan y después se atenúan a medida que se alejan del púlsar muy lejos dentro el cuerpo principal de la nebulosa.

La estrella que se convirtió en supernova y dio origen a la Nebulosa del Cangrejo mediante su explosión es la llamada estrella progenitora.

Los modelos teóricos de explosiones de supernovas sugieren que la estrella progenitora que creo la Nebulosa del Cangrejo debió haber tenido una masa de entre ocho y doce masas solares. Las estrellas con una masa inferior a ocho masas solares son consideradas demasiado ligeras como para producir explosiones de supernova, y finalizan su vida produciendo una nebulosa planetaria, mientras que aquellas mayores de doce masas solares producen una nebulosa con una composición química distinta a la observada en el seno de la Nebulosa del Cangrejo.

Uno de los principales problemas provocados por el estudio de la Nebulosa del Cangrejo es que la masa combinada de la nebulosa y el púlsar suman considerablemente menos que la masa estimada de la estrella progenitora, siendo una incógnita por resolver la diferencia entre estas dos masas. Para estimar la masa de la nebulosa se mide la cantidad total de luz emitida, dada la temperatura y la densidad de la nebulosa, y se deduce la masa requerida para emitir la luz observada. Las estimaciones oscilan entre 1 y 5 masas solares, siendo el valor generalmente aceptado de 2 ó 3 masas solares. Se estima que la masa de la estrella de neutrones estaría comprendida entre 1,4 y 2 masas solares.

La teoría predominante que trata de explicar la masa faltante de la nebulosa considera que una proporción considerable de la masa de la estrella progenitora fue eyectada por un rápido viento estelar antes de la explosión de supernova, como es el caso de numerosas estrellas masivas como las estrellas de Wolf-Rayet. Sin embargo, un viento así habría creado un cascarón alrededor de la nebulosa. Aunque se han llevado a cabo varios intentos para observar el supuesto cascarón usando diferentes longitudes de onda, nadie ha logrado encontrarlo.

Tauro se alza pronto en las noches del invierno boreal, con sus largas astas apuntando hacie el nordeste. La nebulosa del Cangrejo, se halla poco más de 1 grado al noroeste de Zeta Tauri, la estrella que marca la punta del cuerno sudoriental.

Se trata de uno de los escasos remanentes de supernova que pueden detectarse con prismáticos, a condición de que el cielo esté lo bastante oscuro. Con unas dimensiones angulares de tan sólo 6x4 minutos de arco, al observarla con prismáticos de 7x50 aparece como una estrella algodonosa. Con más aumentos (prismáticos 20x50) aparece como algo más que eso, pero sin detalles, como poco más que una estrella engordada. Con telescopios de 100 mm a 200 mm y aumentos medios se muestra como un óvalo difuso sin textura interna. Por desgracia, al incrementar los aumentos no mejoran los detalles. Sin embargo, con instrumentos mayores se percibe el carácter dentado del borde y aparecen filamentos en las regiones externas de la nebulosa. Las fotografías de larga exposición y las imágenes digitales (CCD), muestran un objeto bello y atormentado, entrecruzado por bucles del gas arrastrado por las ondas de choque generadas en la explosión de la supernova.

La estrella central, con magnitud 16, sólo puede observarse con telescopios grandes.

Nota Importante: los comentarios de datos astronómicos de los objetos fotografiados, contenidos en este Blog, están tomados de las siguientes fuentes de información:a) Fuente principal: Wikipedia, la Enciclopedia Libre (versión española). B) Fuentes complementarias: Observar el Cielo (Vol.I y Vol.II, David H.Levy); Fotografiar el Cielo (Vicente Aupi); Guía del Firmamento (Jose Luis Comellas); Guía de Campo de las Estrellas y los Planetas de los Hemisferios Norte y Sur (Jay M.Pasachoff); Manual de Observación y fotografía astronómica (Jean Lacroux y Denis Berthier).C) Fuentes y comentarios propios.

Galaxias M81 y M82 fotografiadas desde Madrid

Datos técnicos de la fotografía:

§   Tomas fotográficas: 10 lights x 5 min + 6 dark x 5 min
§   Procesamiento imagen: Maxim DL5+ Deepskystacker + Photoshop CS5.
§   Equipamiento:
ü  Refractor Fluorita Takahashi FS-78
ü  Montura Orion Sirius EQ-G. SkyScan.
ü  CCD Luna 6.0 C.
ü  Sistema autoguiada con CCD Luna QhY 5 mono y filtro CLS

Comentarios al procesamiento de las tomas fotográficas:

Las Galaxias de la Osa Mayor son un objeto fácil de fotografiar, pero difícil de "resolver", sonsacar sus detalles, cuando se fotografía desde un cielo urbano. Esto me ha llevado a prescindir de color de la fotografía, con objeto de resaltar, un poco más,  los contornos de las galaxias.

 Datos astronómicos del objeto fotografiado: 

La Galaxia de Bode (también conocida como Galaxia Espiral M81o NGC 3031) es una galaxia espiral ubicada a 12 millones de años luz en la constelación de la Ursa Major (Osa Mayor). Fue nombrada en honor a Johann Elert Bode, quien la descubrió en 1774. En 1993, una supernova (SN 1993J) fue observada en la Galaxia de Bode. Se presume que la Galaxia de Bode contiene aproximadamente 250 mil millones de estrellas, siendo ligeramente más pequeña que la Vía Láctea. La galaxia es uno de los mejores ejemplos del diseño espiral en una galaxia, con brazos casi perfectos dispuestos en espiral hacia su centro. La Galaxia de Bode y su satélite (o galaxia binaria), la Galaxia del Cigarro, o M82, son de los miembros más prominentes del Grupo M81. Ambas son visibles en el mismo campo de visión para la mayoría de los telescopios.

La Galaxia del Cigarro (también conocida como Galaxia Irregular M82 o NGC 3034) es una galaxia irregular alargada y estrecha en la constelación de la Osa Mayor. Es el prototipo de galaxia con brote estelar, estando caracterizada por una elevada tasa de formación estelar en su centro, causada según parece por una interacción gravitatoria hace entre doscientos y quinientos millones de años con la primaria galaxia de Bode. Ése brote estelar duró 50 millones de años, con una tasa de formación estelar de 10 masas solares por año, y fue seguido por otros dos, el último de ellos ocurrido hace entre 4 y 6 millones de años y que parece haber formado los cúmulos del núcleo. Estudios realizados con el telescopio espacial Hubble muestran la presencia de 197 cúmulos estelares allí, con una masa media de 2 ∙ 105 masas solares. La región dónde se concentra la formación estelar tiene un tamaño de 500 pársecs, y son visibles en ella cuatro regiones brillantes conocidas cómo A, B, C y D, las cuales son interpretadas cómo supercúmulos estelares que sufren relativamente poca extinción debido al polvo interestelar. La frecuencia de supernovas allí es de una cada 10 años. Las producidas en las regiones A y C parecen ser las responsables de los chorros de materia expulsados al espacio intergaláctico visibles en la fotografía. El Observatorio de rayos X Chandra detectó emisiones de rayos X fluctuando en la zona, aproximadamente a 600 años luz del centro del objeto. Los astrónomos postularon que podría contener el primer agujero negro de masa mediana conocido, en torno a 500 masas solares. Asimismo, es posible que exista un agujero negro en su centro con 30 millones de veces la masa del Sol.Estudios llevados a cabo en 2005 por un grupo de astrónomos mexicanos muestran que podría tratarse de una galaxia espiral barrada de tipo tardío y baja masa vista casi de canto, siendo que las distorsiones gravitacionales y las regiones de polvo hacen que presente una morfología irregular.Desde entonces, se ha continuado la investigación analizando en detalle el resto de la galaxia, ya no sólo su brote estelar central. Llegándose a la conclusión de que una gran parte de las estrellas de su disco nacieron en un gran brote estelar hace 500 millones de años, habiéndose deteniendo la formación estelar allí hace 100 millones de años y dejando cómo prueba de tal brote un gran número de super cúmulos estelares. En la actualidad, el único lugar de la galaxia dónde siguen naciendo estrellas es en su centro y quizás en su halo galáctico, aunque a una escala muy lenta. Todo ello sugiere un escenario según el cual la galaxia del Cigarro era una galaxia de bajo brillo superficial que sufrió el potente brote estelar mencionado que formó gran parte de las estrellas de su disco.

Nota Importante: los comentarios de datos astronómicos de los objetos fotografiados, contenidos en este Blog, están tomados de las siguientes fuentes de información:a) Fuente principal: Wikipedia, la Enciclopedia Libre (versión española). B) Fuentes complementarias: Observar el Cielo (Vol.I y Vol.II, David H.Levy); Fotografiar el Cielo (Vicente Aupi); Guía del Firmamento (Jose Luis Comellas); Guía de Campo de las Estrellas y los Planetas de los Hemisferios Norte y Sur (Jay M.Pasachoff); Manual de Observación y fotografía astronómica (Jean Lacroux y Denis Berthier).C) Fuentes y comentarios propios.

Galaxias de Leo :M65, M66, NGC 3628 ("el triplete de Leo") fotografiadas desde Madrid

Datos técnicos de la fotografía:

§   Tomas fotográficas: 3 lights x 5 min + 1 dark x 5 min
§   Procesamiento imagen: Maxim DL5+ Deepskystacker + Photoshop CS5.
§   Equipamiento:
ü  Refractor Fluorita Takahashi FS-78
ü  Montura Orion Sirius EQ-G.Skyscan
ü  CCD Luna 6.0 C.
ü  Sistema autoguiado con CCD Luna QhY 5 mono y filtro CLS

Comentarios al procesamiento de las tomas fotográficas:

Esta fotografía fue tomada en pleno centro de Madrid. Agrupa a las Galaxias M65,M66 y NGC 3628, situadas en la constelación de Leo. Corresponde a la suma de tres imágenes de 5 minutos cada una, procesadas con Maxim y Photoshop. Podemos hacernos una idea de los "veladas" que están las imágenes, si nos fijamos en una cualquiera de las tomas:

Esto demuestra, una vez más, que es posible fotografiar objetos muy difusos desde las capitales, siempre que se se tenga paciencia, y se aplique un buen procesamiento a las imágenes realizadas.

 Datos astronómicos del objeto fotografiado: 

El Triplete de Leo,  es un pequeño grupo de galaxias a unos 35 millones de años luz en la constelación de Leo. Está formado por las galaxias espirales M65, M66 y NGC 3628.

Messier 65 (también conocido como NGC 3623) es una galaxia espiral intermedia a unos 35 millones años luz desde la constelación Leo.La galaxia tiene poco polvo y gas, y hay poca formación estelar en ella; ha habido alguna relativamente recientemente en los brazos. El ratio de estrellas viejas a nuevas estrellas es  bastante alto.

Messier 66 (también conocido como NGC 3627) es una galaxia espiral intermedia a unos 36 millones de años luz desde la constelación Leo. Fue descubierta por Charles Messier en 1780.

NGC 3628 es una galaxia espiral que se encuentra a 35 millones de años luz de distancia en dirección a la constelación de Leo. Vista de costado desde nuestra perspectiva, su magnitud aparente es 11,1 y su brillo superficial es 13,5 mag/arcsec. Lo más destacable de NGC 3628 es una espectacular cola que se expande hacia arriba a unos 300 000 años luz de la galaxia propiamente dicha. Conocida como cola de marea, la estructura forma ese dibujo por las mareas galácticas causadas por interacciones pasadas con sus grandes vecinos. Esta cola está compuesta de cúmulos de estrellas jóvenes y azuladas, así como por regiones de formación estelar. Esas interacciones también han producido un brote estelar en su centro.Fue descubierta por William Herschel en 1784.

Nota Importante: los comentarios de datos astronómicos de los objetos fotografiados, contenidos en este Blog, están tomados de las siguientes fuentes de información:a) Fuente principal: Wikipedia, la Enciclopedia Libre (versión española). B) Fuentes complementarias: Observar el Cielo (Vol.I y Vol.II, David H.Levy); Fotografiar el Cielo (Vicente Aupi); Guía del Firmamento (Jose Luis Comellas); Guía de Campo de las Estrellas y los Planetas de los Hemisferios Norte y Sur (Jay M.Pasachoff); Manual de Observación y fotografía astronómica (Jean Lacroux y Denis Berthier).C) Fuentes y comentarios propios.