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| National Geographic |
Cruzar la mirada por la franja blanquecina de la Vía Láctea durante las noches despejadas de verano y principios de otoño es hacer un viaje directo al corazón de nuestra galaxia.
Aunque las regiones de Sagitario y Escorpio suelen llevarse todo el protagonismo por albergar el centro galáctico, justo por encima de ellas se extiende un territorio astronómico de una riqueza visual y científica extraordinaria: el sector que cruza las constelaciones de Aquila (el Águila) y Scutum (el Escudo).
Esta zona del firmamento actúa como un auténtico mirador hacia los brazos internos de la Vía Láctea, un lugar donde las densas nubes de estrellas se entrelazan con abismos de polvo interestelar y cúmulos estelares en plena juventud.
EL ÁGUILA Y LA GRAN GRIETA GALÁCTICA
La constelación del Águila es fácilmente identificable gracias a su estrella más brillante, Altair, que forma el famoso triángulo de verano junto a Vega y Deneb. Sin embargo, para los observadores de la Vía Láctea, el cuerpo del ave mitológica esconde un fenómeno visual impresionante: la Gran Grieta (o Fisura) del Águila.
A simple vista y en cielos muy oscuros, parece que la Vía Láctea se divide en dos corrientes paralelas separadas por una larga banda negra. Lejos de ser un espacio vacío, esta grieta es en realidad una colosal muralla de nubes moleculares frías y polvo cósmico opaco. Situada a unos 600 años luz de nosotros, esta densa masa oscura absorbe y bloquea la luz de los miles de millones de estrellas que se encuentran detrás, creando una silueta oscura que añade un contraste dramático a la columna vertebral de la galaxia.
EL ESCUDO Y LA VENTANA AL INTERIOR GALÁCTICO
Al ser la constelación del Escudo fronteriza con el bulbo central de la Vía Láctea, mirar hacia el Escudo es mirar hacia el Brazo de Escudo-Centauro, una de las estructuras espirales mayores de la galaxia.
Debido a una brecha afortunada en el polvo interestelar, en esta zona resplandece la Nube Estelar del Escudo. Es una de las secciones más brillantes y compactas de la Vía Láctea visible desde la Tierra. Mediante prismáticos o telescopios, esta nube se descompone en un enjambre inabarcable de soles maduros y distantes.
Este tramo galáctico alberga algunos de los objetos de cielo profundo más espectaculares del catálogo astronómico:
• El Cúmulo del Pato Salvaje (Messier 11): Ubicado en el Escudo, es uno de los cúmulos abiertos más ricos y densos que se conocen, con casi 3.000 estrellas. Su nombre proviene de la disposición geométrica de sus estrellas más brillantes, que asemejan una bandada de patos volando en forma de V.
• Messier 26: Otro cúmulo abierto en el Escudo, algo más sutil que su vecino M11, pero rodeado de zonas oscuras que desafían el ojo del observador.
• Nebulosas oscuras de Barnard: En el Águila se encuentran filamentos de polvo catalogados por Edward Emerson Barnard, como Barnard 142 y 143 (la Nebulosa de la E o del Toro), dos siluetas negras perfectamente recortadas contra el denso fondo estelar.
UN LABORATORIO ESTELAR MUY ACTIVO
Para la astrofísica moderna, la región del Águila y el Escudo no es solo un espectáculo visual, sino una zona de intensa actividad estelar debido a la alta densidad de gas molecular, este sector es una fábrica activa de estrellas y ha sido históricamente el escenario de numerosas novas (explosiones estelares) y el hogar de estrellas masivas extremas, como Stephenson 2-18 del Escudo, considerada la estrella más grande conocida.
EL CÚMULO DEL PATO SALVAJE
(MESSIER 11)
Partiendo desde Lambda Aquilae y en dirección al Escudo encontramos M-11, el cúmulo abierto del Pato Salvaje.
El cúmulo del Pato Salvaje (también conocido como Messier 11 o NGC 6705) En inglés es Wild Duck Cluster, es un cúmulo abierto de estrellas en la constelación de Scutum (el Escudo). Fue descubierto por Gottfried Kirch en 1681. Charles Messier lo incluyó en su catálogo de objetos difusos en 1764. Su nombre popular deriva de las estrellas más brillantes que forman un triángulo que podría asemejarse a una bandada de patos volando (o, desde otros ángulos, a un pato nadando).
Es uno de los cúmulos abiertos conocidos más ricos y compactos. Es uno de los cúmulos abiertos más masivos conocidos y ha sido estudiado extensamente. Su edad se ha estimado en unos 316 millones de años. El radio del núcleo es de 1,23 pc (4,0 años luz). Las estimaciones para la masa del cúmulo se estima, en función del método escogido para su cálculo entre 3.700 y 11.000 M☉. El miembro más brillante del cúmulo tiene una magnitud visual de +8, y tiene 870 miembros que llegan hasta la magnitud +16,5.
El cúmulo es rico en metales con una abundancia de hierro de [Fe/H] =0,17 ± 0,04 . A pesar de su juventud, muestra un enriquecimiento de elementos del proceso alfa . Posiblemente esto se deba a un enriquecimiento de su nube molecular de nacimiento por una explosión de supernova de tipo II cercana. Se han identificado al menos nueve miembros de estrellas variables con alta probabilidad, más 29 miembros de menor probabilidad. Los primeros incluyen dos sistemas estelares binarios eclipsantes . El cúmulo está ubicado a 6,8 kpc (22.000 años-luz) del Centro Galáctico y cerca de su plano galáctico, no quedando lejos de su lugar de nacimiento.
MESSIER 26
Messier 26 también conocido como NGC 6694 , es un cúmulo abierto de estrellas en la constelación austral de Scutum . Fue descubierto por Charles Messier en 1764.
Este cúmulo de magnitud +8 es difícil de encontrar mediante binocular, se requiere telescopio (refractor) de al menos 80 mm de apertura y de buenas condiciones de visibilidad.
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Se encuentra al sur-suroeste del cúmulo abierto Messier 11 y es 14 ′ de ancho. Aproximadamente 25 estrellas son visibles en un telescopio reflector de gran apertura de 150–200 mm.
M26 abarca un tamaño lineal de 22 años luz de diámetro y se encuentra a una distancia de 5.160 años-luz de la Tierra. La estrella más brillante tiene una magnitud +11 y la edad de este cúmulo se ha calculado en 85 millones de años. En dicho cómulo ha sido descubierto un sistema binario espectroscópico.
Una característica interesante de M26 es una región de baja densidad estelar cerca del núcleo. Una hipótesis planteaba que se debía a una nube de materia interestelar que nos ocultaba el cúmulo, pero un artículo de James Cuffey sugirió que esto no es posible y que en realidad se trata de una "capa de baja densidad estelar". En 2015, Michael Merrifield, de la Universidad de Nottingham, afirmó que aún no existe una explicación clara para este fenómeno.
CÚMULOS DEL ÁGUILA: NGC 6709
• NGC 6709: Un cúmulo abierto muy llamativo y fácil de observar con telescopios pequeños. Está compuesto por unas 40 estrellas dispuestas en una bonita forma que recuerda a un diamante o a una mariposa suelta en el espacio.
Está situado a unos 5° al suroeste de la estrella Zeta Aquilae y está en dirección al centro de la galaxia a una distancia de 3.510 años luz de nosotros.
Este cúmulo tiene una clase Trumpler de IV 2 m y se considera moderadamente rico con 305 estrellas miembros. Tiene alrededor de 141 millones de años; aproximadamente lo mismo que las Pléyades. El radio del núcleo de NGC 6709 es de 2,2 años luz (0,68 pc). Contiene dos estrellas Be y una de ellas es una estrella de envoltura. Hay un miembro candidato a gigante roja.
En la noche del 13 de noviembre de 1.984, David H. Levy descubrió su primer cometa a menos de un grado de este cúmulo.
NGC 6755
• NGC 6755 es un cúmulo abierto denso y visualmente complejo que se encuentra inmerso en una de las zonas más ricas de la Vía Láctea, ideal para telescopios de apertura media que logren separar sus decenas de componentes débiles.
Situado a unos 3° al E Delta Aquilae (Guqi) fue descubierto por el astrónomo anglo-alemán William Herschel el 30 de julio de 1.785 y se encuentra a una distancia de 8.000 años luz del Sol.
NGC 6755 tiene una clase Trumpler II2r con una magnitud visual de 7,5 y abarca un tamaño angular. 15′. Tiene una edad estimada de 250 millones de años, basada en el punto de inflexión de la secuencia principal. Se han detectado un total de 71 estrellas variables en el campo de este cúmulo, de las cuales 31 son binarias eclipsantes , siete son variables pulsantes y 28 son probablemente gigantes rojas variables irregulares.
NGC 6756
Este cúmulo (NGC 6756) contiene entre 50 y 100 estrellas con una magnitud visual conjunta de +10,6, el cúmulo se puede observar con un telescopio reflector con una apertura de al menos 150 mm.
El tamaño aparente del cúmulo es de 4 minutos de arco , lo que, asumiendo una distancia de 3065 ± 82 pc y mediante un cálculo simple , es equivalente a un tamaño real de 11,6 ± 0,7 años luz.
LA NEBULOSA DE LA E DE BARNARD
B 142 y B 143
Es un área oscura bien definida sobre un fondo de la Vía Láctea que consta de innumerables estrellas de todas las magnitudes. Su tamaño angular es aproximadamente el de la luna llena alrededor de 0,5 grados y su distancia de la Tierra se estima en 2000 años luz.
B 143 es la parte norte y es la más oscura, también la más grande, y oculta por completo la luz de las estrellas que se encuentran detrás, hasta el punto de que parece intensamente negra.
B 142, por otro lado, es menos densa, lo que permite que pase parte de la luz de algunas de las estrellas del fondo.
Ambas pueden observarse claramente con un telescopio de aficionado de tamaño mediano con el uso de los filtros adecuados.
NEBULOSAS PLANETARIAS DEL ÁGUILA (REMANENTES DE EXPLOSIONES DE ESTRELLAS NOVAE)
NGC 6781
• NGC 6781: La nebulosa planetaria más famosa y espectacular de la constelación. Tiene un gran parecido visual con la célebre Nebulosa del Anillo (M57) y con la Nebulosa del Búho en la Osa Mayor. Muestra una delicada estructura de burbuja translúcida con bordes brillantes y un centro más oscuro donde reside su enana blanca de magnitud +16.88.
Se encuentra en un campo estelar denso de la Vía Láctea ; con un telescopio de 150 mm aparece como un disco muy compacto, sin detalles significativos, salvo una tenue mancha oscura que se extiende desde el centro hacia el norte del objeto.
Los aficionados norteamericanos la conocen como Snowglobe Nebula (Nebulosa del Copo de Nieve) y está aproximadamente a 2,5° al ENE de la estrella de quinta magnitud 19 Aquilae.
Fue descubierta el 30 de julio de 1.788 por el astrónomo William Herschel y se encuentra a una distancia de 1.500 años luz con una magnitud visual de +11,4, abarca un tamaño angular de 1,9 × 1,8 minutos de arco.
Se cree que la envoltura de polvo bipolar de esta nebulosa tiene forma de barril y se observa desde casi el polo. Tiene un radio angular exterior de 61 ″ ; equivalente a un radio físico de 0,44 años-luz. La masa total de gas eyectado cuando la estrella central pasó por su último evento de pulso térmico de la rama gigante asintótica (AGB) es 0,41 M☉, mientras que la masa de polvo estimada es 1,53 M☉.
La estrella central de magnitud +16,88 de la nebulosa planetaria es una enana blanca con un tipo espectral DAO. Tiene una compañera de tipo M en movimiento a una separación proyectada de menos de 5.000 UA. La estrella progenitora enana blanca tenía una masa inicial estimada de ~2,5 M ☉ y abandonó la AGB (Área de gigantes rojas) para comenzar a enfriarse hace unos 9.400 años.
NGC 6751
• NGC 6751 (La Nebulosa del Ojo de Diente de León): Una nebulosa planetaria con una estructura interna increíblemente compleja en forma de filamentos radiales. En su centro brilla con fuerza una estrella extremadamente caliente que está expulsando sus capas exteriores.
NGC 6751 es conocida en inglés como Glowing Eye Nebula (Nebulosa del Ojo Brillante) y se estima que se encuentra a unos 6.500 años luz de distancia.
Fue descubierta por el astrónomo Albert Marth el 20 de julio de 1.863. John Louis Emil Dreyer , compilador del Nuevo Catálogo General (NGC) , describió el objeto como "bastante brillante pero pequeño". Al objeto se le asignó una designación duplicada, NGC 6748 por un lado y NGC 6751 por otro, finalmente, se corrigió hacia la designación actual.
Esta nebulosa fue el tema de la fotografía ganadora del concurso de astronomía escolar Gemini de 2009, en el que estudiantes australianos de secundaria compitieron para seleccionar un objetivo astronómico que sería fotografiado por Gemini.
NGC 6751 es un objetivo telescópico fácil para los observadores de cielo profundo porque su ubicación está inmediatamente al sureste de la estrella de carbono fría de color extremadamente rojo V Aquilae.
NGC 6751, como todas las nebulosas planetarias , se formó cuando una estrella moribunda expulsó sus capas exteriores de gas hace varios miles de años. Se estima que tiene un diámetro de alrededor de 0,8 años-luz. Cuenta con una estructura bipolar compleja. Hay una burbuja interior brillante (mostrada en la foto), así como dos halos más tenues. (El halo exterior, con un radio de 50″ es extremadamente tenue y está roto, mientras que el halo interior, con un radio de 27″, es aproximadamente esférico. Tanto en el lado oeste como en el este de la capa interior, se pueden ver nudos rodeados de tenues lóbulos. Estos lóbulos son en realidad un anillo, y el lado este está más cerca que el lado oeste.
En conjunto, el sistema se acerca al Sistema Solar con una velocidad radial heliocéntrica de −31,7 km/s.
La estrella central de la nebulosa tiene un espectro similar al de una estrella Wolf-Rayet (tipo espectral [WC4]), y tiene una temperatura efectiva de aproximadamente 140.000 K y un radio de aproximadamente 0,13 R☉ . Está perdiendo masa a una tasa de una millonésima de masa solar por año, y su composición superficial es principalmente helio y carbono.
La imagen ganadora del concurso de astronomía Gemini 2009 muestra una nebulosa en la parte superior izquierda de NGC 6751.
Esta nebulosa de 80 x 40 segundos de arco fue descubierta en 1.990 por Hua y Louise en el foco Newton del telescopio Foucault, de 120 cm de diámetro, en el Observatorio de Haute Provence (OHP) Saint Michel l'Observatoire.
NGC 6804
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| Michael Deger (Sky and Telescope) |
NGC 6778
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| Instituto de Astrofísica de Canarias |
NGC 6778 es una nebulosa planetaria situada a unos 10.300 años-luz. Se encuentra a 5° al SSO de la prominente estrella Delta Aquilae (Guqi).
Esta nebulosa fue descubierta por el astrónomo alemán Albert Marth entre 1863 y 1865. El astrónomo inglés John Herschel pudo haberla catalogado erróneamente como NGC 6785, ya que actualmente no se encuentra nada en las coordenadas que él asignó. En el Nuevo Catálogo General se la describió como un «disco pequeño, alargado y mal definido».
Esta nebulosa planetaria muestra una morfología alterada, con una característica aproximadamente en forma de S que se proyecta desde una envoltura irregular, junto con formas lineales similares a chorros . La parte interior contiene un anillo elíptico altamente distorsionado orientado en dirección este-oeste. La nebulosa y el anillo tienen un tamaño angular de 8,5″.
En el centro de la nebulosa se encuentra un sistema estelar binario con un período orbital de tan solo 3,68 horas, uno de los más cortos conocidos entre las estrellas centrales binarias que forman las nebulosas planetarias.
La proximidad entre ambas estrellas proporciona una fuerte evidencia de que pasaron por una fase de envoltura común anteriormente en su evolución. El par ahora puede consistir en una estrella primaria con 0,6 M☉ y una compañera secundaria enana roja que tiene 0,3 M☉, la órbita tiene un semieje mayor de solo 0,005 UA (1,1 R ☉).
La nebulosa circundante está inclinada unos 85° con respecto a la línea de visión desde la Tierra. El toro de esta nebulosa es notable por su alta velocidad de expansión, medida en hasta 60–70 km/s. Muestra flujos de salida colimados, posiblemente como resultado del comportamiento de las estrellas centrales o bien un disco de acreción de corta duración.
El par de chorros se encuentran a lo largo de un ángulo de posición de 15° mostrando un flujo de salida rápido con velocidades radiales de alrededor de 100 km/s.
La nebulosa es notable por la gran cantidad de «estructuras de baja ionización» filamentosas que se asemejan a las estructuras tenues de las explosiones de novas. Estas también pueden ser el resultado de la interacción del sistema doble central.
Además de una abundancia de helio superior a la normal , la nebulosa presenta líneas de recombinación óptica inusualmente intensas de elementos más pesados; una de las más altas conocidas entre las nebulosas planetarias. Estas podrían ser el resultado de un pulso térmico muy tardío o destello final, posterior a la eyección inicial de la envoltura estelar que formó la nebulosa. El pulso habría inyectado material químicamente enriquecido en la antigua nebulosa, modificando su composición.
Y aquí finaliza la serie de artículos publicados en este Blog de la Universidad de Dogomka sobre la constelación del Águila y del Escudo, espero haber contribuido a satisfacer tu curiosidad y ganas de conocimiento.
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