A UNOS MINUTOS DE DISTANCIA

En nuestro marco de referencia, si sentenciamos que algo está a unos minutos de distancia, la respuesta inmediata del subconsciente es que ese algo dista poco de donde nos encontramos. Pero, ¿qué ocurre cuando esos minutos no son temporales sino angulares? La escala cambia radicalmente: en el cielo, una distancia de unos pocos minutos de arco puede subtender enormes distancias. No me queda muy claro mi grado de acierto al hacer esta comparación, pero seguro que no tendrán duda alguna sobre lo que quiero expresar aquellos que, como yo, estén acostumbrados a manejar distancias angulares pequeñas durante la medición de la separación de las estrellas dobles. Os pongo en situación.

Hace un par de noches, imbuido en ese hábito insano (pero delicioso) de robarle horas al sueño, estaba yo reduciendo un paquete de imágenes CCD de estrellas dobles de Stein. Además de la medición con Reduc sobre mis imágenes, hago una consulta para cada par en Aladin. Esta maniobra me sirve para detectar eventuales movimientos relativos entre las componentes y también para extraer los movimientos propios de las mismas mediante la consulta on-line de los catálogos UCAC3 y PPMXL. Como sabéis, las STI son dobles muy poco observadas y a veces es suficiente hacer una composición RGB con imágenes antiguas del DSS -tomadas en las años 50 y en los 90- para detectar de manera visual cambios de posición, los cuales se evidencian al desdoblarse la imagen estelar en dos puntos de colores diferentes más o menos separados dependiendo de la cuantía de los movimientos. Es una forma rápida de evaluar la tendencia cinemática de las componentes de un par y puede ser la clave para asignar en primera instancia indicios de opticidad o binariedad ante la escasez de medidas históricas. De la misma forma, el interface de Aladin incorpora otra herramienta complementaria que permite hacer animaciones de parpadeo (blinks) usando dos o más imágenes, de tal forma que una estrella viajera se manifiesta mostrando un desplazamiento alternativo sobre el fondo estelar fijo.

Para el caso de las estrellas dobles de movimiento propio común (MPC) -esas que viajan juntas por el espacio en la misma dirección, sentido y velocidad- el resultado de usar estas dos facilidades de Aladin, será la visión de dos parejas de puntos de diferente color, en el caso de la composición RGB, o dos estrellas que saltan al unísono si ordenamos hacer un blink. Estas facilidades son muy eficaces para la detección de pares de movimiento propio común desde la comodidad de nuestro hogar a condición de disponer de una conexión a Internet. Sabemos que el movimiento propio común es una condición necesaria -aunque no suficiente- para que exista relación física entre dos estrellas. Por lo tanto, los pares que posean esta cualidad serán firmes candidatos a ser sistemas binarios. Para demostrar la eficacia de estas técnicas con un gasto mínimo de recursos, basta observar los resultados del programa desarrollado  en el Observatorio Astonómico del Garraf, en Barcelona. Desde 2008, un nutrido grupo de observadores, coordinados por Xavier Miret, Tòfol Tobal e Ignacio Novalbos, vienen escudriñando visualmente parcelas de cielo digital con la intención de hallar nuevos pares MPC sin catalogar: es el llamado OAG Common Proper Motion Wide Pairs Survey (OAG CPMWPS). Durante este tiempo han detectado más de 2300 nuevos pares MPC y eso que aún el survey no ha concluido. Lo mejor es que el proyecto es de carácter abierto y cualquiera con interés puede participar trabajando desde casa.

Bien, pues después de lo que pretendía ser una breve introducción a lo que iba a relatar (no lo puedo evitar, soy de pluma fácil), retomaré el hilo con la esperanza de que el sufrido visitante aún no haya tomado las de Villadiego.

Volvamos a ubicarnos: Aladin, estudio de la doble STI 162, imagen RGB y... llega la sorpresa. En el mismo campo, al sur de STI 162, una brillante estrella muestra un desplazamiento muy grande entre dos placas DSS de diferentes épocas. La distancia entre los centros de los dos puntos es aproximadamente de 28,54 segundos de arco. O sea, la estrella en cuestión se ha movido esa misma distancia en ¡¡¡39 años!!! Asombroso. Os dejo las instantáneas.

Campo estelar de STI 162 sobre un placa POSSI-O tomada en 1952. La estrella brillante en el centro de la imagen nos alegrará la noche.

Composición RGB con dos placas: POSSI-O (1952) y POSSII-F (1991).

Cuando se detecta un movimiento tan evidente se pone en marcha inconscientemente lo que yo llamo "el explorador instintivo": uno escruta la placa en las cercanías de la estrella ambulante buscando alguna otra que imite las evoluciones de aquella. Si hay suerte habremos encontrado unos de esos pares de MPC, y con más suerte aún, puede que la pareja no esté catalogada.  A primera vista, en nuestro caso, no había nada semejante en la inmediata cercanía, así que amplié el radio de búsqueda disminuyendo el zoom de la imagen compuesta. No lo podía creer: a la enorme distancia de "unos pocos minutos de arco" (4,9, según medí con la herramienta Dist) había otros dos puntos bastante más débiles  que eran una copia exacta de los primeros: no había duda de que esta estrella era compañera de viaje de la más brillante. Enseguida ordené un blink con las mismas placas y se evidenció que el salto era idéntico tanto en amplitud como en dirección y, por tanto, las trayectorias eran completamente paralelas. La impresión visual de la escena fue impactante, demoledora, excepcional: el movimiento propio común debía ser altísimo y por ende las dos estrellas deberían estar localizadas en la vecindad solar. Os haré partícipes del espectáculo:

Representación de los vectores de movimiento propio para las componentes de acuerdo a los valores de UCAC3.

Siguiente paso: comprobar si el par MPC está catalogado en WDS. Sin salir de Aladin descargué el catálogo y lo superpuse sobre la imagen. Efectivamente, la pareja está registrada como WDS 01026+6221 WNO  51. Ahora, ya podemos hablar de estrella primaria y secundaria, puesto que el sistema tiene nombre y apellidos. Ya puestos, investigué acerca de sus características.

         En contra de lo que pudiera parecer por tratarse de un par tan evidente, el sistema ha sido descubierto recientemente -en concreto en el año 2008- por Makarov et al., quienes publicaron los resultados en The Astrophysical Journal en un artículo titulado Common Proper Motion Companions to Nearby Stars: Ages and Evolution. Estos hechos confirman la idea de que existen muchos más pares de este tipo aún no descubiertos. Según el catálogo WDS, las componentes son dos estrellas de magnitudes visuales 9,56 y 13,78 separadas por nada menos que 293,1" en dirección 76º (medidas de 1999) y cuyos altos movimientos propios en ascensión recta y declinación arrojan cifras de +730 +089 (msa/año) y +732 +080 (msa/año) para la principal y la secundaria respectivamente. La principal es HIP 4872, una enana roja de espectro M1,5V situada a tan solo unos 10 pc de distancia. La secundaria, V388 Cas, es una variable eruptiva de tipo UV Ceti de espectro M3-M7V que igualmente dista 10 pc de nosotros.

Es obvio que los sistemas binarios muy cerrados tienen un enorme interés para los astrofísicos. De ahí que tanto los observadores profesionales como nosotros, los amateurs, nos pertrechemos con instrumentos que procuren altas focales para desdoblar sistemas cada vez más apretados; incluso hacemos uso de técnicas de captación y de procesado de imágenes que expriman al máximo las posibilidades ópticas de nuestros telescopios (lucky imaging, interferometría speckle); el objetivo: rozar el límite de resolución teórico haciendo un guiño a los efectos del seeing atmosférico. De hecho, está muy extendido el síndrome de la aberturitis y de la focalitis, potenciados por la relativa asequibilidad económica que ahora impera en el mercado instrumental. Pero, ¿qué ocurre en el otro extremo? ¿qué relevancia tienen para la astrofísica los sistemas físicos separados y los pares MPC? Veamos. Tanto el origen como el estado evolutivo de las sistemas CPM muy abiertos es todavía un misterio. Como muchos de ellos, probablemente, no estarán enlazados y nunca llegarán a orbitar, o si lo están será de manera muy débil, es esperable que puedan ser destrozados debido a interacciones dinámicas con otras estrellas o por nubes moleculares. También se desconoce si las componentes se han formado juntas y si tienen la misma edad.  Es factible, de igual forma,  que estos pares deberían ser jóvenes y pertenecientes a corrientes, cúmulos o asociaciones estelares, aunque esto aún no está suficientemente demostrado. Por otro lado, está el tema de los planetas extrasolares tan en boga. Se postula que la mitad de todos los sistemas de estrellas binarias separadas pueden albergar planetas ya que la separación es bastante grande como para permitir la formación y la consiguiente estabilidad de las órbitas planetarias resultantes. Así pues, por todas estas razones, el tema está completamente abierto a la investigación y de ahí la importancia de la detección y estudio de nuevos pares CPM muy separados, que al aumentar el censo o la muestra representativa ayudarán a arrojar más luz sobre estas incógnitas.  Estudios recientes apuntan que el 9,5% de las estrellas cercanas al Sol (hasta 100 pc) puedan tener compañeras a separaciones proyectadas por encima de las 1000 ua.

Como curiosidad personal tenía yo la necesidad de saber cuál era el record en el ranking de separaciones extremas. El astrofísico español José Antonio Caballero, perteneciente al Centro de Astrobiología (CSIC-INTA) de Madrid, es un especialista en esta clase de binarias muy abiertas. Al respecto, ha publicado numerosos trabajos y en uno reciente del año pasado aparecido  en Astronomy & Astrophysics, Volumen 514, id.A98 (Reaching the boundary between stellar kinematic groups and very wide binaries. II. alpha Lib + KU Lib: a common proper motion system in Castor separated by 1.0 pc) he encontrado la respuesta a mis desvelos. Sorprendente: el sistema Alpha Lib + KU Lib  tiene una separación angular de 2,6º, lo que corresponde a una separación física proyectada de 1 pc. En realidad es un sistema múltiple y probablemente represente el caso más extremo de jóvenes binarias extremadamente abiertas. No me digan que no es un caso apasionante.

El sistema binario más separado. Crédito: José A. Caballero

 Binary systems: from 0.2 arcsec to 2 deg

Conferencia impartida en el II INTERNATIONAL MEETING OF DOUBLE STAR OBSERVERS (Pro-Am) Octubre 2010, Sabadell, Barcelona, España

Antes de terminar este artículo, decir que es frecuente encontrarse nuevos pares de MPC, unos más evidentes que otros, pero todos interesantes. Casi siempre los hallazgos serán una generosa concesión de Doña Serendipia como premio a la dedicación. Pero, como ocurre con las musas literarias, el escritor que se precie debe esperar paciente a la inspiración... frente a una hoja de papel en blanco, trabajando. Haciendo valer el símil, es conveniente tener siempre a punto  "el explorador instintivo" para investigar en el entorno de unos cuantos minutos de arco (o incluso grados, como hemos visto). Ad Astra.