GUÍA DE OBSERVACIÓN DE ESTRELLAS

                                                     Y  OBJETOS EN ORION

Con estos artículos no pretendo hacer una literatura amena sino una consulta de las características de las estrellas y objetos de las constelaciones. Así que si no tenéis intención de observar  estos meses de invierno y queréis evitar un torrente de datos ya podéis pasar al siguiente artículo. La principal fuente de información para confeccionar esta guía la he sacado del "Burnham's celestial handbook. Para poder comprender mejor los datos de los objetos y estrellas vamos a exponer una pequeña introducción y unas tablas.

MEDICION ANGULAR: Es el método en que se expresan los tamaños aparentes y las distancias entre los objetos del cielo. La circunferencia está dividida en 360 grados y el símbolo para los grados es ( º ). Para medir objetos con un campo aparente más pequeño se divide el grado en 60 minutos de arco (  ' ), y éste  a su vez se divide en 60 segundos de arco ( " ). El Sol está 400 veces más alejado que la Luna, pero también es 400 veces más grande que ella, por eso tienen el mismo tamaño angular. El Sol y la Luna tienen un diámetro de cerca de medio grado de arco. Un minuto de arco (1') es el tamaño más pequeño que puede percibir el ojo humano sin ayuda de aparatos ópticos. La órbita de la tierra abarca un ángulo de 1,5" vista a la distancia de la estrella más cercana (4,3 años luz).. Un grado de arco es el campo aparente que tiene cualquier objeto cuya distancia es 57,3 veces su diámetro.    

      Para medir distancias estelares y galaxias, se acompaña la tabla I. Veamos un ejemplo: Una galaxia tiene un diametro aparente de 10'. La distancia que nos separa de ella es de 20 millones de años luz. ¿Cuál es su diámetro real?. Según la tabla se puede deducir una distancia  algo inferior a 60.000 años luz. Otro ejemplo: Una estrella doble tiene una separación de 2". La distancia conocida a que se encuentra es de 75 años luz. Considerando que las dos estrellas están en el mismo plano, ¿cuál es la distancia real que las separa?. En este caso hay que interpolar entre los  valores de la tabla, y nos da un resultado de 46 unidades astronómicas.

                                                                                  TBLA I

SISTEMA DE MAGNITUDES: Este es el método que se utiliza para medir el brillo aparente de los objetos celestes. El primer astrónomo que subdividió las estrellas según su magnitud, creando un sistema de escala de medida apropiada, fue el griego Hiparco de Nicea. En la clasificación de Hiparco, se atribuía a las estrellas más luminosas una magnitud o tamaño 1; a las más débiles a simple vista, magnitud 6. En esta clasificación cada magnitud difiere de la anterior o de la sucesiva en un factor de 2,5.  Así, una estrella de 1ª magnitud es 100 veces más luminosa que una de 6ª magnitud. Se ha extendido, obviamente, a todas las estrellas no visibles a simple vista. Por otra parte Hiparco reagrupó bajo la magnitud 1 estrellas que sin embargo son mucho más luminosas. Por lo tanto se ha pensado crear una magnitud 0 y después las magnitudes negativas -1, -2, -3, etc.

      El sistema de evaluación de una estrella se llama también magnitud aparente, porque está condicionado a nuestra posición. Bastaría que nos situáramos en otra estrella para ver cambiar todas las relaciones recíprocas de luminosidad, ya que variarían las distancias entre nuestro punto de observación y las fuentes observadas. Para conocer la cantidad de energía emitida por una estrella, se utiliza la magnitud absoluta, que puede calcularse conociendo las características físicas de la estrella. La magnitud absoluta es también la que tendría un objeto a la distancia de 10 parsecs (32,5 años luz). Conocida la magnitud aparente y la absoluta, se puede determinar con buena aproximación la distancia de una estrella desde la tierra. La diferencia entre la magnitud aparente y la absoluta se le llama "módulo de distancia" (Tabla III). Para interpretar la tabla III pongamos un ejemplo: La estrella Rigel es de magnitud 0,14 y se encuentra a 900 años luz. Si la situáramos a una distancia de 32,5 años luz, su magnitud sería de -7,1. Otro ejemplo sería si el Sol lo situáramos a la distancia de 32,5 años luz nos aparecería con una magnitud 4,8. Esta sería su magnitud absoluta. La diferencia entre la magnitud absoluta del Sol y de Rígel es de 11,9, si miramos la tabla II vemos que Rígel tiene 57.000 veces

la luminosidad del Sol. La magnitud absoluta de una estrella la podemos convertir en la luminosidad real con respecto al Sol (tabla IV).

                                                                     TABLA II

CLASES ESPECTRALES: El color de la luz está en función de la distancia entre cresta y cresta de una onda de luz. Esta distancia se mide en angstrom. Un angstrom equivale a la diezmillonésima parte del metro y se identifica con el símbolo ( 8 ) que precede a un número. La onda del espectro visible más larga (unos 87600) produce la sensación del rojo y la más corta (unos 83900) produce la sensación del violeta. Todos los demás colores se encuentran comprendidos entre estos dos extremos.

      Hay tres tipos básicos de espectro:

      1- Espectro continuo: es cuando cualquier cuerpo incandescente emite radiaciones electromagnéticas, aumentando la emisión  con el aumento de la temperatura y produciendo la banda completa de colores.

      2- Espectro por emisión:  El espectro de un gas es diferente al de los sólidos o líquidos y en vez de una tira continua con los colores del iris, mirando por el ocular de un espectroscopio, se ve una sucesión de rayas luminosas aisladas de diferente color. Cada una de estas es una imagen de la fisura en una particular longitud de onda; el número, la posición y la intensidad de las rayas son diferentes según la naturaleza química y la temperatura.

      3- Espectro por absorción: Un gas absorbe las mismas radiaciones que es capaz de emitir. Si la luz de un sólido incandescente atraviesa un gas frío, el espectro continuo de la fuente aparece surcado por rayas oscuras que ocupan las mismas posiciones de las rayas que aparecían luminosas si ese mismo gas fuese calentado a suficiente temperatura. Las rayas oscuras no son otra cosa que la luz que falta en esas particulares longitudes de onda.

      El típico espectro de las estrellas es el tercero ya que según la fuerza de estas líneas oscuras que aparecen en cada caso las estrellas quedan divididas en distintas clases espectrales. Las más importantes llevan las iniciales O,B,A,F,G,K y M. Estas clases son a su vez divididas en subclases más finas que van del 0 al 9. Así por ejemplo, una "B5" está a medio camino entre una "B0" y una "A0". Las clases espectrales definen la secuencia de temperaturas o la secuencia de colores:

O:  son de color blanco-azulado, temperaturas de 35.000º K, grandes masas y alta luminosidad. Típicos ejemplos son  Zeta Pupis, Lambda Orionis y 15 Monocerotis.

B: son blaco-azuladas , temperaturas de 20.000ºK, grandes masas y alta luminosidad. Son típicas Rigel, Spica, Régulus, Alfa Eridani.

A: Son de color blanco, temperaturas de 10.000ºK y luminosidades entre 50 y 100 veces el Sol. Ejeplos son Sirio, Vega y Altair

F: Son amarillas, temperaturas de 7000ºK. Son típicas Canopus, Proción y Alfa Persei.

G: Son amarillas (estrellas tipo solar), temperaturas de 6.000ºK. Son típicas el Sol, Capella y Alfa Centauri.

K: Son anaranjadas, temperaturas de 4.000 a 4.700ºK. Ejemplos son Arturo, Pollux y Alfa de la Osa Mayor.

M: Son rojas, temperaturas de 2.500 a 3.000ºK. Son típicas Antares, Betelgeuse y Mira.

 Hay tres clases más (R,N,S) que son parecidas a las de tipo M, pero con ciertas diferencias espectrales.

                                                                    TABLA III

VELOCIDAD RADIAL: Es el desplazamiento que se observa (efecto doppler) en una estrella  con respecto a nuestra línea de visión y que se mide en kilómetros por segundo.

MOVIMIENTO PROPIO: Es el pequeñísimo desplazamiento de una estrella con respecto a las otras, causado por el movimiento de cada una en el espacio. El movimiento propio de las estrellas se mide en segundos de arco por año. El movimiento propio más notable en una estrella es el de la estrella de Bardnard, que alcanza los 10,27 segundos de arco por año. Conociendo la velocidad radial y el movimiento propio se puede averiguar con una simple operación trigonométrica la velocidad espacial.

TEMPERATURAS: En astronomía se suele utilizar la escala absoluta de temperatura "Kelvin". La división se realiza al igual que en la más familiar escala "centígrada", en grados. De esta forma 0º K  equivalen a -273º C y 100º C a 373º K.

DIAGRAMA H-R:

-          Ia: Supergigantes más luminosas

-          Ib: Supergigantes menos luminosas

-          II:  Gigantes brillantes

-          III: Gigantes normales

-          IV: Subgigantes

-          V : Secuencia principal

-          VI: Enanas

      De esta forma Betelgeuse será "M2 Ia" y el Sol "G2 V".

ESTRELLAS DOBLES: La separación aparente entre las estrellas dobles se mide en segundos de arco.            Existen varios tipos de estrellas dobles:

-          Dobles ópticas: Son las que desde el punto de vista espacial  no tienen nada que ver.

-          Dobles físicas:  Son las que efectivamente orbitan una en torno a la otra.

-          Binarias espectroscópicas: Solo pueden ser reconocidas como tales haciendo uso de medios espectroscópicos y por lo tanto no aparecen como estrellas distintas ante los telescopios más potentes.

-          Dobles astrométricas: Aparecen en realidad como estrellas solitarias mostrando un movimiento                              periódico  no del todo regular, que indican la presencia de una compañera invisible.

ANGULO DE POSICION (AP): Se mide tomando como referencia la estrella más brillante. El norte tiene un AP de 0º, el este 90º, etc. Normalmente la separación se mide en segundos de arco, pero en ocasiones se puede convertir en Unidades astronómicas (tabla I).

                                                                      TABLA IV

                                                                       ORION

ALFA  ("): Su nombre es BETELGEUSE, del árabe Ibt al-jauzah "el hombro del gigante". Es una variable con una magnitud que oscila entre 0,4 y 1,3. Su espectro es M2  Ia ( gigante roja). Se encuentre a 520 años luz. Es 14.000 veces más brillante que el Sol en su máximo y 7.600 en su mínimo. El diámetro es unas 700 veces el del Sol. La magnitud absoluta es de -5,6. Tiene una velocidad radial de unos 20 K/s y un movimiento anual de 0,03". Betelgeuse varía en algunas décimas de magnitud de un modo casi irregular. En un caso extremo, alcanzó una luminosidad de 0,2 mag. y entonces fue más brillante que Rígel. Es una de las más famosas gigantes rojas con un diámetro de unos 1.400 millones de kilómetros. La temperatura superficial es la típica de una supergigante tipo M (cerca de 3100º K). Sólo el 13j de laenergía que irradia es emitida en forma de luz visible. Betelgueuse es una de las pocas estrellas  que se ha podido medir su diámetro, siendo éste de 0,05". Este es el diámetro angular que teóricamente puede resolver un telescopio de 200 pulgadas.

BETA ($) : Su nombre es RÍGEL del árabe Rijl Jauzah al Yusra "la pierna izquierda del gigante". Su magnitud es de 0,34. El tipo espectral es B8 Ia (blanca azulada). El movimiento anual es de 0,001" y la velocidad radial es de cerca de 20 K/s en recesión. Rígel  tiene 57.000 veces la luminosidad del Sol y su magnitud visual es de -7,1. Se encuentra a 900 años luz, aunque no es un valor muy seguro. En un principio los astrónomos se llevaron una sorpresa cuando comprobaron que no era posible detectar el movimiento propio de Rígel, ni medir el efecto de paralaje con las estrellas de fondo. Esto significa que la distancia que la separa de nosotros es enorme y, por lo tanto, que Rígel debe ser intrínsecamente muy luminosa. Rígel tiene un par de compañeras que giran una alrededor de otra en 9,86 días, a una distancia de 2.500 UA. Rígel B es una estrella azul cien veces más luminosa que el Sol y con el doble de diámetro, bastante semejante a Rígel C, una vez y media mayor que el Sol y 50 veces más luminosa.

GAMMA ((): Su nombre es BELLATRIX. Magnitud 1,64. Espectro B2 III. La distancia estimada es de 470 años luz y su luminosidad 4.000 veces la del Sol. El movimiento anual es 0,01" y la velocidad radial es de casi 18 K/s. Bellatrix tiene a su alrededor una nebulosa difusa muy débil.

DELTA  (*): su nombre es MINTAKA, que viene del árabe  al Mintakah, "el cinturón". Su  magnitud 2,00 y el  espectro 09 II. Se encuentra a unos 1500 años luz y es 20.000 veces más luminosa que el Sol. Su movimiento anual es de 0,01" y su velocidad radial es de unos 20 K/s. Mintaca es una binaria eclipsante con un período de 5,7325 días. Tiene una pequeña compañera de mag. 6,7 a 52,8" y con un espectro de B2 V. Probablemente se trata de un verdadero par de estrellas con una separación de 27.000 UA.

EPSILON  (,): su nombre es ALNILAM, " el cinturón de perlas". Es la estrella central del cinturón de Orión. Su magnitud es de 1,70 y su espectro B0 Ia. Epsilon de Orión es una supergigante con una luminosidad 40.000 veces la del Sol y una magnitud absoluta de -6,8. Se encuentra a 1.600 años luz. Esta estrella no presenta un movimiento propio, pero su velocidad radial es de casi 30 K/s. en recesión. Alnilam está rodeada por una formación nebular débil (ngc 1990).

ZETA  (.): Su nombre es ALNITAK. Es la estrella que está al este del cinturón de Orión. Su magnitud es 1,79 y su espectro es B0 Ib. Es muy parecida a Alnilam ya que su distancia es de 1.600 años luz, su mag. absoluta es de -6,6 y su luminosidad es 35.000 veces la del Sol. Presenta un movimiento anual de 0,005" y su velocidad radial es de unos 18 K/s. en recesión.

      Esta estrella es una triple muy interesante. Junto a la estrella principal se encuentra  a 2,6" una compañera de magnitud 5,5. La tercera componente es de magnitud 10 y se encuentra a 57,6". Posiblemente no forme parte físicamente del sistema.

      A 15' de Zeta Orión se extiende la nebulosa difusa ngc 2024.

ETA  (0): Su magnitud es 3,23 y su espectro B0 V (azul). La distancia es de 940 años luz y su luminosidad actual es de 4.000 veces la del Sol. Su movimiento anual es de 0,01" y la velocidad radial es de 19 K/s. en recesión.

      Esta estrella es una doble que presenta dificultades para telescopios de aficionados. La compañera es  una estrella azul de mag. 5.0 con una separación de 1,4" (400 UA). Esta tiene una tercera compañera de magnitud 10 a 115" distancia con un AP de 51º.

      Eta A es una binaria espectroscópica que pertenece al tipo de las líridas con un período orbital de 7,98922 días y con un rango de 0,2 magnitudes. Las variaciones  que presenta la velocidad radial en un período de 9,2 años indica la existencia de una cuarta componente en el sistema.

THETA   (h): Es un famoso sistema múltiple llamado "el trapecio" que se encuentra en el interior de la nebulosa de Orión.  La estrella "C" es la más brillante con mag. 4,4 y un espectro de 06. La estrella "D" es la segunda en brillo con una mag. de 6,3 y  B8 de espectro."A" es la tercera con 6,8 de mag. y con un espectro de A7. La estrella más débil de las cuatro es "B" y es una binaria eclipsante con un período de 6,471 días. Otra componente del "trapecio" es "E" con una mag. 11 y separada de "A" en 4". La sexta estrella es "F" que se encuentra a 4" de "C" con una mag. 11 y que fue descubierta en 1830 por William Herschel. La estrella más débil es "G" con una mag. de 16.

IOTA  (4): Lo árabes la llamaban Na'ir al Saif, "la brillante espada"  Su magnitud es de 2,76 y su espectro es 09 III. Se encuentra a 2.000 años luz de distancia. Sus características espectrales la presentan como una gigante con una magnitud absoluta de -6 y una luminosidad que supera la del Sol en 20.000 veces. Su movimiento anual es de 0,01" y la velocidad radial es de 21 k/s. Una débil y amplia nebulosa catalogada como ngc 1890 cubre gran parte del campo.

      Iota es un atractivo y fácil sistema triple para pequeños telescopios. La compañera B es una estrella azulada de espectro B9 que se encuentra a 11" de distancia de la principal con una magnitud de 6,9. A 50" hay una segunda compañera de mag. 11. El par AB tiene una separación de 6.500 UA.

      Iota A es también una binaria espectroscópica con un período de 29,136 días.

KAPPA   (6): Su nombre es SAIPH. La magnitud es de 2,06 y su espectro B0. Su distancia se estima en 2.100 años luz. La magnitud absoluta es -6,9 y tiene 50.000 veces la luminosidad del Sol. Kappa Orion tiene un movimiento anual de 0,006" y su velocidad radial es de 20 k/s. en recesión

LAMBDA  (8): Su magnitud es de 3,4 y su espectro es 08. Esta estrella marca la mano de Orión. Su distancia es de 1.800 años luz y su luminosidad es de 9.000 Soles. Su movimiento anual es de 0,006" y la velocidad radial es de 32 k/s. en recesión.

      Lambda Orion es una elegante doble para pequeños telescopios. Su compañera es de mag. 5,6 y se encuentra a 4,4". Se le estima una separación de 2.400 UA.

SIGMA (F): La magnitud es de 3,73 y el espectro es 09 V. Su distancia es de 1.400 años luz y su luminosidad supera la del Sol en 5.000 veces. El movimiento anual es de 0,004" y la velocidad radial es de 28 k/s. en recesión.

      Sigma Orión es una estrella múltiple que contiene cinco estrellas. El par "A-B" tiene una separación de 0,5", una excentricidad de 0,07 y una inclinación de 165º. A 11,2" y con mag. 10 se encuentra "C", que tiene un AP de 236º y un espectro A2. A 12,9" y con mag. 7,5 se encuentra "D", que tiene un AP de 84º y un espectro B2. La componente "E" es de la 6ª magnitud y está separada 42" con un AP de 61º.

M42: (ngc 1976). Esta es la famosa "Gran Nebulosa de Orión" que se encuentra en la espada del cazador.Es el objeto más bonito de la constelación y se encuentra a 1.600 años luz. Su diámetro abarca unos 30 años luz. Con la cantidad de materia de que está compuesta se podrían formar unos 10.000 soles.

M78: (ngc 2068).Es una nebulosa difusa bastante brillante que se localiza a 2,3º al NE de Zeta Orión. Se encuentra a 1.600 años luz y tiene 2 ó 3 años luz de diámetro. La magnitud total es de 8,4. Se compone de dos estrellas bien visibles a través de telescopio con una separación de 53".

B33: (Barnard 33). Es la famosa "Nebulosa del Caballo". Es invisible a simple vista y se necesitan largas exposiciones fotográficas para apreciar sus detalles espectaculares.  Es una nebulosa oscura que se proyecta dentro de la banda nebular  extendida de norte a sur bajo la estrella Zeta. La distancia que nos separa de ella es de 1.200 años luz

 PRINCIPALES ESTRELLAS DOBLES

                                 PRINCIPALES OBJETOS NO ESTELARES