Magnitud e intensidad luminosa

Magnitud aparente

Sistemas de magnitudes y fórmula de Pogson

Magnitud absoluta

Distancias estelares

Espectroscopía

Clasificación espectral

La constelación de Orión: como se observa a simple vista

Una recorrida por Orión con el telescopio

Estrellas Variables en Orión

Origen y muerte de las estrellas

Nacimiento de estrellas y planetas en Orión

 

 

Orión: una visión cosmológica


Aspectos generales

Este paper se dedica al estudio descriptivo de esta maravillosa constelación como así también el aporte de observaciones e investigaciones realizadas por el autor del presente. Para un observador común le llamara inmediatamente la atención de tres objetos celestes:  Las Pleyades, Sirio y la Constelación de Orión. Las Pléyades son una caprichosa agrupación de seis o siete estrellas azuladas en un ámbito de menos dos grados, son un verdadero espectáculo en el paisaje celeste; Sirio se destaca por su propia fuerza, es la estrella más brillante en el firmamento.

Orión se destaca por varias cosas a la vez: el brillo de sus estrellas, sus perfecta estructura, su enorme riqueza, y las aglomeraciones y nebulosas de la zona del tahalí (daga), en su conjunto, nadie le discute a Orión el privilegio de ser la constelación más hermosa del cielo. El objeto de este paper es mostrar una visión completa dando a conocer el concepto de magnitud e intensidad luminosa, cálculo de distancia estelares, espectroscopia; para que el estudio de Orión se haga más comprensible y así poder entrar a conceptos más profundos. Antes de continuar con la descripción de la zona de Orión vamos a dar una serie de conceptos fundamentales.

Magnitud e intensidad luminosa

En las noches estrelladas cuando dirigimos la mirada hacia el cielo vemos las estrellas con distintos brillos.
Los brillos de las estrellas dependen entre otros factores de la sensibilidad del ojo (siendo este preferentemente sensible a la luz amarilla y ciego a la luz ultravioleta e infrarroja). Estos brillos se denominan visuales en oposición a los denominados brillos fotográficos (sensibles preferentemente a la luz ultravioleta y azul).
El brillo de las estrellas depende, además, de otros dos factores:
a) El brillo intrínseco del objeto.
b) La distancia de la estrella
Por lo tanto vemos que el brillo es un concepto esencialmente subjetivo y haciendo abstracción de la sensibilidad del receptor la llamamos brillo aparente.

Magnitud aparente

En la segunda centuria antes de Cristo, Hiparco (130 a.C.) compila un catálogo de cerca de mil estrellas. Hiparco clasifica esas estrellas en seis categorías de brillo, las cuales son llamadas "magnitudes". Las estrellas más brillantes fueron puestas por el en la "magnitud primera", las estrellas más débiles, casi imperceptibles a simple vista fueron clasificadas como de "sexta magnitud".

Sistemas de magnitudes y fórmula de Pogson

La ley fisiológica de Fechner que relacione las sensaciones con los estímulos permite concretar el concepto de magnitud y establecerla escala de magnitudes: "Cuando los estímulos crecen en progresión geométrica, las sensaciones crecen en progresión aritmética", es fácil darse cuenta que las sensaciones son las magnitudes m, mientras que los estímulos son las intensidades I. Generalizando todo lo dicho, podemos expresarlo mediante la fórmula de Pogson:

m-m’= -2.5 log (I/I’)

donde: m y m’ son magnitudes; I e I’ son las intensidades respectivas.

Magnitud absoluta

La magnitud absoluta de una estrella "M", es la magnitud aparente que tendría esa estrella si estuviera situada a 10 parsec de distancia (1 parsec: 3.26 A.L.).

Mediante esta abstracción matemática podemos ahora comparar el brillo intrínseco de todas las estrellas puesto que están situadas todas a la misma distancia (siempre y cuando midamos la magnitud con un receptor de igual sensibilidad para todas).

Distancias estelares

Definiremos la cantidad m-M que será la llamada "Modulo de distancia", como se observa es la diferencia entre la magnitud aparente y absoluta de un astro. Como veremos que conociendo esta cantidad (si no hay absorción) se conoce la distancia de manera que muchas veces los Astrónomos en su lenguaje corriente en vez de decir que la distancia de tal objeto es de tantos años luz, se expresa diciendo que su módulo es tal. Por ejemplo: el cumulo de Virgo está situado a unos 10 Mpc, se suele decir que su módulo es 30. Aplicando la ley de Pogson a distancias estelares queda:


m - M = -5+5 log r


donde r es la distancia en parsec.
Despejando r nos queda:

r= 10 [(m-M+5)/5]

Espectroscopía

a) Espectro de emisión continuo:
Este se produce por el paso de la luz de una fuente incandescente a través de un prisma y se observa un continuo de colores desde el violeta hasta el rojo.

b) Espectro de emisión de líneas brillantes
Cuando la luz de una fuente incandescente ilumina una nube de gas "frío" y a baja presión, se ve en el espectro una serie de líneas brillantes de los diferentes colores.

c) Espectro de absorción
Cuando la luz de una fuente incandescente pasa a través de una nube de gas "frío" y a baja presión, se observa sobre el fondo del espectro un conjunto de líneas oscuras, debido a que absorbe radiación de aquellas longitudes de onda que emitiría si estuviera incandescente.

La clasificación espectral

Da respuesta a las preguntas:
¿Son las estrellas objetos similares entre si?
¿Son gaseosas las capas más externas de las estrellas?
El Astrónomo Italiano, padre Secchi en 1863 clasifico los espectros de las estrellas en cuatro grupos de acuerdo con el arreglo de sus líneas oscuras en el espectro de absorción.
En 1885 E. C. Pickering en el observatorio de Harvard comienza el enorme trabajo de clasificar las estrellas espectroscópicamente. Este científico no vio terminado su trabajo, pero Miss Cannon lo termino publicando en 1924 el llamado catalogo Henry Draper el cual da la clasificación espectral de 255000 estrellas.
La clasificación es la siguiente: O-B-A-F-G-K-M

Cuadro del Color y Temperatura 

Clase                 Color                            Temperatura Superficial ( K )

O                        Azul                              Mas de 25000

B                        Azul-Blanco                 11000 - 25000

A                        Blanco                           7500 - 11000

F                        Amarillo-Blanco              6000 - 7500

G                       Amarillo                          5000 - 6000

K                       Naranja                          3500 - 5000

M                       Rojo                            menos de 3500

La sucesión espectral de Harvard se puede interpretar como una secuencia de temperatura decreciente (de O a M) a composición Química constante.
Al observar las estrellas en todas las direcciones del cosmos vemos que los elementos químicos característicos son los mismos que en la Tierra y al estudiar el Sol vemos los mismos fenómenos que en las otras estrellas.

La constelación de Orión: como se observa a simple vista

Orión "El Rey" es la constelación más fácil de reconocer. El gran asterismo de cuatro estrellas que forma el "Cuerpo" del cazador y su "Cinturón" de tres estrellas (Las Tres Marías) dominan el cielo nocturno de Enero. Orión atraviesa el Ecuador Celeste de modo que la parte superior de su "cuerpo" se encuentra en el Hemisferio Norte Celeste, y la inferior en el Hemisferio Sur. La estrella Delta (δ) de Orión se encuentra casi en el Ecuador. Esta es una constelación que su nombre se ajusta bien a su forma, sus estrellas realmente parecen formar la figura de un cazador. En una mano sostiene un escudo para protegerse, mientras que en la otra alza su poderosa espada, dispuesto a defenderse de su "enemigo", el Toro (Taurus), contiene siete estrellas con brillos de magnitudes menores e iguales a 2 (dos), que se destacan hasta en los cielos con mayor contaminación luminosa. En cualquier noche despejada se puede ver una tenue luz difusa cerca de la punta de la espada de Orión, hoy sabemos bien que es la Gran Nebulosa de Orión, extrañamente ni siquiera Galileo se interesó por ella. En el 1611 el descubrimiento de la Nebulosa de Orión se la atribuyó a un astrónomo poco conocido, Nicholas Peiresc. Luego por 45 años nadie se ocupo de ella. En 1656 el Astrónomo y Físico Christian Huygens la observó con su telescopio y publico un dibujo de ella. Messier la incluyo en su lista con el nro. 42, después de haberla observado en marzo de 1769.

Una recorrida por Orión con el telescopio

Es interesante realizar un barrido de la región de Orión con un telescopio de baja potencia o con prismáticos. La región es una de las regiones más hermosas y fascinantes, pues contiene las estrellas más jóvenes conocidas y muchas nebulosas bellas e importantes.
El cinturón de Orión, tres estrellas en líneas, es uno de los asterismos más fáciles de localizar.

En los hombros de Orión se distingue la estrella Betelgeuse (α Ori), una súpergigante roja, muy visible a simple vista. Es la décima estrella más brillante del firmamento este brillo varia en 1 magnitud en un periodo de 5.7 (estrella variable). Luego vemos a Rigel la estrella de color blanco azulada brillante (β Ori), esta es una estrella doble, es la séptima estrella más brillante del cielo. Debido a que la estrella principal es muy brillante, resulta difícil encontrar su compañera.


A partir del cinturón de Orión se extiende la espada M42 (NGC 1976), la Gran Nebulosa de Orión, es una magnifica nube luminosa que rodea a theta1 Ori ( θ1 Ori ), estrella de la espada . Con un Telescopio pequeño se resuelve fácilmente a theta1 en cuatro componentes, que constituyen lo que llamamos el Trapecio. La cuatro estrellas (magnitudes 5.1 , 6.7 , 6.7 y 7.9), son estrella muy calientes y aportan energía para iluminar la nebulosa. Con instrumentos mayores se puede observar dos compañeras adicionales de magnitud 11, constituyendo de esta manera seis estrellas.


Realizando tomas fotográficas con 35 mm o 50 mm se muestra una estructura rojiza, mostrando las principales estrellas, con instrumentos con montura ecuatorial revelan distintas estructuras dependiendo del tiempo de exposición.
La Nebulosa de Orión se halla a una distancia de 1500 años luz del Sol. Lo que observamos es una ampolla de la Gran Nube Molecular de Orión. El polvo de la Nube Molecular impide que las moléculas sean escindidas por la luz ultravioleta provenientes de las estrellas calientes; esta zona es estudiada con radiotelescopios y es una zona de estrellas en formación y es estudiada en el infrarrojo.


Otros Objetos Estelares importantes en Orión son:
· NGC 1973 - 1975 - 1977, se encuentra en el extremo septentrional de la espada de Orión.
· NGC 1981 es un cumulo abierto situado más al norte de NGC 1973, con doce miembros bien separados.
· NGC 1980 es una nebulosa pálida situada alrededor de Iota Ori (ι Ori ), al sur de la Nebulosa de Orión.
· IC 434 ( cumulo abierto disperso), se extiende hacia abajo desde la estrella situada en el extremo izquierdo del cinturón de Orión, Zeta Ori (ζ Ori ), y contiene la famosa Nebulosa Cabeza de Caballo). Está formada por gas y polvo oscuro y absorbente que bloquea la visión de una nebulosa de emisión situada más allá.


· Otras: NGC 2023, M 78 (NGC 2068) una bella nube espigada, al norte del cinturón de Orión (se observa con baja potencia ), El Bucle de Barnard, que rodea el lado nordeste del complejo de Orión, IC 2118, la Nebulosa de la Cabeza de Bruja, está situada 1 ½º al Oeste de Rigel. En unos de los hombros de Orión Gamma Ori (γ Ori ), Bellatrix, posee una nebulosidad pálida alrededor de ella.

Estrellas Variables en Orión

Antes de hablar de las estrellas variables en Orión, daremos una breve descripción de estrellas variables.


Si bien la gran mayoría de las estrellas muestra un brillo constante, se encuentran algunas (muchas cuando se las busca con cuidado, aunque porcentualmente el número no es grande) que evidencian variaciones en su luminosidad: son las llamadas Estrellas Variables.


Estas variaciones luminosas pueden ser, según los casos, de tan solo una pequeña fracción de magnitud, o de muchas magnitudes, pueden tener carácter periódico, o resultar completamente irregulares; pueden por último, tener su origen en variaciones intrínsecas de la estrella (es decir que ésta modifica su temperatura, o su tamaño, por ejemplo), o bien, obedecer, a causas geométricas (la interposición de una compañera satélite de la estrella entre ella y nosotros, para mencionar tan solo un caso).


Las estrellas variables revisten un enorme interés ya sea en sí mismas como también para el estudio de la distribución de los diferentes objetos (cúmulos, galaxias, etc.) que conforman el escenario cósmico.
Las estrellas variables se clasifican en dos grandes grupos:
a) Variables extrínsecas
b) Variable intrínsecas
 
a) Variables extrínsecas: Los cambios de brillo son provocados por fenómenos externos, por ejemplo las estrellas eclipsantes. Entre las variables extrínsecas podemos incluir a las estrellas situadas en el interior de una nebulosa oscura. Este interesante grupo puede representar a estrellas en proceso de formación o sufriendo alteraciones como consecuencia de la agregación de materia interestelar.
b) Variables intrínsecas: Son estrellas cuyo brillo varía a causa de cambios físicos que se operan en una sola estrella. Estos cambios pueden ser modificaciones de temperatura y/o tamaño, o bien a otras causas que afectan su estructura física.
Se las divide en:
 
b1) Periódicas o regulares.
b2) Irregulares.
 
b1) Variables periódicas:
Variables de largo periodo: Son estrellas rojas con periodos que van desde 50 días hasta varios centenares de días. Sus amplitudes varían de 4 a 5 magnitudes, la gran mayoría son de clase espectral M.
Cefeidas y RR Lyrae: Estos dos grupos son muy importantes dentro de las variables periódicas. Los periodos de las RR Lyrae son de tan solo una fracción de día, en tanto que las Cefeidas van desde 1 día hasta 50 días aproximadamente. Las variaciones luminosas suelen ser de 1 magnitud y se repiten con regularidad.
A medida que la estrella va modificando su brillo, también modifica su espectro, así una Cefeida típica con un periodo de 30 a 35 días tendrá un espectro G al máximo de luz y K al mínimo.

Algunas variables en Orión:

Estrella       Rango de mag.     Periodo (días)      Tipo

W Ori          8.6 - 11.1              212                      Srb

η  Ori          3.1 - 3.4                7.989                    EB

S  Ori          7.5 - 13.5              419.2                    M

δ  Ori          1.9 - 2.2                5.732                    EA

V V Ori        5.1 - 5.5                1.485                    EB

KX Ori         6.9 - 8.1                ------                     In

θ1A Ori        6.7 - 7.7                66                        EA (trapecio)

NU Ori         6.5 - 7.8                ------                     In

V359 Ori     6.9 - 8.1                ?                           RW (Ia)

α Ori           0.4 - 1.3                2070                     Src (Betelgeuse)

U Ori           5.3 - 12.6              372.5                    M

BQ Ori         6.9 - 8.9                110                       Sra

BL  Ori         8.5 - 9.7                ------                     I                                   

Origen y muerte de las estrellas

Etapas en el desarrollo de una estrella:


· Existencia de una Nebulosa Gaseosa.
· Nuevas estrellas nacen continuamente a partir de nubes de gas y polvo.
· Partes de la nube se colapsan bajo la gravedad y se hacen más densas en el centro donde queda atrapado el calor, para formar una protoestrella.
· Cuando la protoestrella esta lo bastante caliente, se inician reacciones de fusión nuclear, y se libera energía. Se llama entonces estrella tipo T Tauri. El reto de la nube se aleja.
· La gravedad atrae los átomos de hidrogeno de la estrella hacia el centro, donde se desintegran y fusionan para formar helio y energía. La presión del centro mantiene la estrella en expansión. Es un periodo estable en la vida de la estrella, conocida como estrella de "Secuencia Principal" . · Una estrella como el Sol pasa 10.000 millones de años como una estrella de secuencia principal. El Sol se halla ahora en la mitad de su vida de "Secuencia Principal". · La luminosidad de la estrella (cantidad de luz que emite) aumenta a medida que su núcleo se hace más denso y caliente.
· El hidrogeno se agota. El centro esta tan caliente que la estrella se expande. La superficie se enfría y se vuelve roja. Una estrella así se llama gigante roja.
· El helio que se queda empieza a fusionarse consigo mismo para formar carbono. La estrella se llama ahora Cefeida y se encoge y expande continuamente, perdiendo sus capas exteriores de material.
· Si la estrella es de "Gran Masa" pasa a la etapa de Supernova luego a estrella de Neutrones y finalmente a Agujero Negro. Si la estrella de "Masa Solar", pasa a Nebulosa, luego a Enana Blanca y finalmente a Enana Negra.

Nacimiento de estrellas y planetas en Orión

Las estrellas se han formado de las nubes de gas interestelar que han colapsado en los últimos millones de años, las nubes con mayor masa que se encuentran en el centro de la nebulosa de Orión han formado las estrellas más brillantes y estas son muy calientes y son las que iluminan el gas interestelar y que se observan como nubes de reflexión, también encontramos numerosas estrellas que están en etapas de formación, pero que ya comienzan a brillar con luz propia.


El cúmulo estelar de Orión tiene menos de un millón de años de edad y por lo tanto los planetas todavía no han llegado a formarse, pero si encontramos Próplidos (palabra que proviene de Proplyd - Proto-Planetary Disk - e inventada por el Astrofísico norteamericano C. Robert O’Dell de Rice University) palabra que es una invención del Astrofísico Norteamericano William E. Kunkel del Observatorio "Las Campanas" de Chile, son Discos protoplanetarios, que están alrededor de estrellas jóvenes, de gas y polvo y que son observados en luz visible por el Hubble. El Disco podría ser un embriónico sistema planetario en construcción. Nuestro Sistema Solar probablemente se formó a partir de un disco similar hace 4.500 millones de años. En Orión se encontró un disco con 17 veces el diámetro de nuestro Sistema Solar, este es el mayor descubierto en el sistema de Orión

Última actualización: 28 de febrero de 2011.

 
Última actualización: 5 de marzo de 2011.

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