El reto del Trapecio
En la época de invierno, el objeto astronómico más visto por todos probablemente sea la Nebulosa de Orión (M42 en el catálogo de Messier). Esta nube de polvo y gas es la factoría de estrellas más importante cercana a nuestro sistema solar —a unos 1.500 años luz de distancia—. Tiene, en su centro, un sistema múltiple de estrellas jóvenes (en promedio, de tan sólo 300 mil años) masivas (entre 15 a 30 veces más masa que el Sol) y muy energéticas (entre 5 y 10, y hasta 60 millones de grados Kelvin) que llamamos Theta <θ> Orionis, o El Trapecio. El origen de esta última nomenclatura, que nos es tan familiar, se debe a que sus cuatro estrellas más brillantes, fácilmente visibles en cualquier telescopio, forman un trapecio en el centro de la nebulosa. El espacio que cubre este prominente cúmulo es de 1.5 años luz aproximadamente.
Las cuatro estrellas más resplandecientes del trapecio, denominadas A, B, C y D, en orden de ascensión recta, tienen magnitudes de 6.7, 7.9, 5.1 y 6.7, respectivamente. Dos componentes adicionales, E y F, pueden verse con relativa facilidad, pero son mucho más tenues, a 10.3 y 10.2 de magnitud (ciertas fuentes ofrecen 11.3 y 11.2). Otras dos, G y H, son de magnitud 15, por lo que sólo pueden detectarse en los telescopios más grandes y con suma dificultad. Por ser la más brillante, se considera que la estrella C es la primaria, recibiendo la designación de Theta1 <θ1>Orionis.
El Trapecio fue observado con telescopio por primera vez en 1610, por un abogado francés de nombre Nicholas Claude Fabri de Peiresc, aunque mucho antes el conjunto y la nebulosa habían sido reconocidas a simple vista y catalogadas como una estrella. Su descubrimiento también ha sido acreditado a Johann Baptist Cysatus (1611), a Galileo Galilei (1617) y al holandés Christiaan Huygens (1656), después de que este la reconociera años después de que la naturaleza múltiple de este sistema estelar cayera en el olvido.
El dibujo del Trapecio más antiguo que se conserva, que muestra tres de sus componentes (A, B y C), fue hecho por Giovanni Batista Hodierna cerca del año 1654 (SEDS). La cuarta estrella (D) fue vista por primera vez en 1684 por Jean Picard y Huygens. En 1826, Williams Struve descubrió descubrió la quinta (E), y John Herschel, la sexta (F), cuatro años más tarde (1830). Las últimas dos estrellas fueron descubiertas en 1888 por Alvan Clarke (G) y E. E. Barnard (H) usando el mismo telescopio refractor de 36 pulgadas del Observatorio Lick. Poco después, Barnard detectó que la H era en sí misma una estrella doble.
Encontrándose en el núcleo de tan distinguida nebulosa, sería lógico pensar —o eso parecería— que este objeto sea igualmente conocido. Entonces, ¿por qué me ha dado por dedicar este artículo a él, si todos probablemente lo hayan visto? Pues en diciembre de 2004, recibí un mensaje de alguien que, observando con un telescopio newtoniano de 16 pulgadas de apertura —el que ya yo quisiera tener— sólo pudo distinguir las cuatro estrellas principales. “¿¡Qué!?”, fue mi primera reacción. “¿¡Pero está loco este tipo o está mirando con el ojo cerrado!?” (para mí, era familiar detectar seis componentes). Verificando la literatura sobre este asunto, también encontré que el afamado William Herschel, descubridor de miles de objetos astronómicos, tampoco pudo dar con ellas. Sin embargo, en conversaciones con el compañero Armando Caussade, de la Sociedad de Astronomía de Puerto Rico, sobre esta confusa cuestión, supe que él ha podido detectar con certeza una de las estrellas con su refractor de 80 mm. Entonces, dada la incertidumbre respecto a la visibilidad de las componentes E y F del Trapecio, cabría pensar que todavía hay astrónomos aficionados que no han descubierto estos secretos de Theta <θ> Orionis —ya saben, que la H es muda—. Así, pues, inicié una intensa campaña de observación durante las vacaciones de Navidad de 2004-2005 —incluyendo las octavitas— para tratar de descifrar lo que sucedía.
Descifrando el misterio
Con absoluta facilidad —es decir, sin esfuerzo alguno— estoy acostumbrado a poner el ojo en el primer ocular del Schmidt-Cassegrain (SCT) de 9.25 pulgadas —que siempre es un Plössl de 25 mm que me da un aumento de 94x— y ver claramente las seis estrellas (una maravilla, si me preguntan). Pero el martes, 21 de diciembre —día del solsticio de invierno—, con una noche totalmente despejada —aunque con la presencia de la Luna—, decidí poner todos mis telescopios a coger el sereno de la noche para que se aclimataran, mientras Orión ganaba altura. Estos dos son aspectos importantes para llevar a cabo cualquier observación astronómica: primero, que los telescopios logren equilibrio térmico con el medioambiente —tal que la imagen no se vea afectada por fluctuaciones o corrientes de aire de diferente temperatura— y, segundo, que el objeto que se vaya a contemplar se encuentre a más de 45° sobre el horizonte (de ser posible). A esto añádase una atmósfera clara y estable, probablemente el elemento crucial en todo este asunto.
Aprovechando la presencia de la Luna, pasé como hora y media explorando las formaciones montañosas a lo largo del terminator a aumentos extremadamente exagerados y absurdos (por ejemplo 480x en un refractor de 4 pulgadas) con la intención de probar la calidad óptica del telescopio, varios oculares de reciente adquisición y las condiciones atmosféricas. Luego, comencé el primer intento por descifrar el enigma de las estrellas “perdidas”.
El SCT, definitivamente, no tuvo problemas para resolver el Trapecio en sus seis estrellas principales, aún ante la presencia de la Luna, lo cual no es una sorpresa. Frente a los otros, tiene una amplia ventaja de apertura y mayor poder de resolución. El segundo turno fue para el Maksutov de 102 mm, que con su obstrucción central se supone que produzca imágenes con menos definición y contraste que un refractor de igual tamaño. Mientras observaba con este otro, la situación se volvió un tanto difícil, pues comenzaron a formarse concentraciones de nubes ligeras que, aunque relativamente pequeñas y de rápido paso, desestabilizaron un poco las condiciones atmosféricas. Aún así, pude confirmar la presencia de la estrella E, pero no así de la F. El refractor, unos minutos más tarde, no detectó ninguna de esas dos.
En los días que siguieron a esta primera prueba, las condiciones de la atmósfera no mejoraron. Pasado el día de Navidad, y ahora con una Luna completamente llena, el cielo volvió a despejarse. No obstante, dado que las demás circunstancias eran propicias, decidí tratar, una vez más, con los telescopios pequeños.
En esta segunda ronda, el primer turno fue para el refractor, dando tiempo a que el Mak se aclimatara. Tras probar una serie de oculares ortoscópicos y Plössl, pude divisar la estrella E. De ninguna forma, logré confirmar la F, ni siquiera empleando visión periférica o desviada. El Mak, en esta segunda ocasión, no pudo detectar ninguna de esas estrellas. Aparentemente, el tiempo de espera no fue suficiente para que alcanzara estabilidad térmica.
Con el nuevo año (2005), llegó otro breve periodo cielos despejados. Así, pude efectuar un tercer intento, tras el cual confirmé las observaciones anteriores y comprendí el secreto de la sexta integrante. La estrella E es visible directamente en los telescopios de 4 pulgadas a moderado aumento (86x en el refractor y 107x en el Mak). La F, en cambio, es bastante difícil por una razón muy sencilla: tanto E como F están a 4 arcos de segundo de A y C, respectivamente, pero C es mucho más luminosa que A. Por consiguiente, la brillantez de C arropa, literalmente, a F visualmente. Esto se traduce en que, en el refractor de 100 mm, la estrella C exhibe un abultamiento en la dirección en que se supone que se encuentre F. Dicho de otro modo, por más que se quiera enfocar con precisión, C siempre presenta una prominencia en ese sentido. Dicha protuberancia no es otra cosa, sino el astro perdido. Aunque, la mayor parte del tiempo, el telescopio de 4 pulgadas no logra producir un espacio entre C y F, se puede alegar que, ciertamente, muestra las seis estrellas del Trapecio. Con más tiempo de observación, un poco de esfuerzo y mejores condiciones atmosféricas, se logra confirmar la validez de dicha apreciación.
Sea fácil o difícil la tarea de resolver el Trapecio, este cúmulo guarda otros secretos un tanto menos conocidos: dos de sus integrantes más brillantes, A y B son estrellas variables. A es una estrella binaria eclipsante con un período de 65.43233 días. Normalmente brilla a una magnitud promedio de 6.73, pero, al ocurrir el eclipse, que dura 20 horas aproximadamente, disminuye su luz a 7.65, magnitud en la que se mantienen por unas 2 horas y media. Este astro también es conocido como vV1016 Orionis. B también es una binaria eclipsante, cuya designación como estrella variable es BM Orionis. En un período mucho más corto, de tan sólo 6.470525 días, va de un máximo de 7.96 a un mínimo de 8.65.
Arriba: Eclipse de V1016 (estrella A del Trapecio), visto el 15 de febrero de 1993, 0:26 TU. Captado con un telescopio Schmidt-Newtoniano de 6 pulgadas de apertura, f/5, a 305x. El primer dibujo muestra a V1016 en su brillo normal; el segundo, la muestra en su mínimo. Si necesita ayuda para distinguir la estrella eclipsada, utilice el diagrama que aparece más arriba.
Aquí, pues, tienen dos experimentos que verificar en las próximas semanas: resolver las seis estrellas del Trapecio (no se conforme con cuatro solamente) y observar las variaciones de dos de sus integrantes. Buena suerte.
Una versión de este artículo fue publicado en El Observador, volumen 20, número 2, de febrero de 2005. Foto superior: El Trapecio y la Nebulosa de Orión (Crédito: NASA, C.R. O’Dell and S.K. Wong (Rice University).
