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 (?) 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 (? 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 (? 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 ( ?1
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 (? 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 (? 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 (? 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
? Ori 3.1 - 3.4
7.989 EB
S Ori 7.5 - 13.5
419.2 M
? 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
?1A Ori 6.7 - 7.7
66 EA (trapecio)
NU Ori 6.5 - 7.8 ------
In
V359 Ori 6.9 - 8.1 ?
RW (Ia)
? 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.
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