Llevamos ya dos años en este inhóspito planeta y seguimos sin recibir noticias de la nave de rescate. Tenemos suministros para otros dos años, así que espero recibir noticias pronto… Hemos dedicado este tiempo al estudio de Morfeo, el apodo que le hemos puesto a este planeta cuya noche dura tres veces más que el día. Curiosamente, este período no varía a grandes rasgos, lo cual nos ha permitido estudiar la Asociación Orión OB1 desde un lugar privilegiado. Durante el día brilla la estrella principal, que según nuestras cartas estelares es σ Orionis B. Su brillo no llega a eclipsar a las dos principales estrellas del sistema, dos llamativas estrellas que parecen tocarse en la distancia y que son las responsables de alargar el día. En estos dos años hemos podido comprobar que giran entre sí, completando una vuelta cada 143 días, y una de ellas, ligeramente más brillante, resplandece con cierta tonalidad azulada. De noche podemos ver la nebulosa de la Cabeza de Caballo, que desde este lugar adopta una forma totalmente distinta, apareciendo como una inmensa nube rojiza que ocupa una buena porción del cielo, con filamentos de luz que se expanden alrededor de la brillante Alnitak. Un débil punto luminoso atravesó el cielo el año pasado en el transcurso de pocos meses, a un ritmo lento pero estable, disminuyendo poco a poco su brillo a medida que se alejaba de Morfeo. No titilaba; probablemente sería un planeta sin estrella, uno de esos que, según se cuenta, pueblan esta zona. No puedo negar que Morfeo sería un bonito lugar para pasar en paz los últimos años de la vida…

σ Orionis (sigma Orionis) es una estrella que ha cautivado a los astrónomos desde hace siglos, siendo conocida también como 48 orionis o Struve 762. Pertenece a la famosa asociación Orion OB1, una enorme región formada por gas y jóvenes estrellas que se sitúa a poco más de 1000 años luz de distancia, y contiene en su interior verdaderas joyas del cielo como M42 y el Cinturón de Orión. σ orionis se formó hace unos 3 millones de años, y en su historia han participado muchos astrónomos a lo largo de los últimos siglos.

Conocida desde la antigüedad, fue Christian Mayer quien, en 1776, la catalogó como una estrella triple, y justo 100 años después se descubrió el cuarto componente de este interesante sistema. Pero las sorpresas continuaron con el descubrimiento de que su estrella principal era en realidad una doble extremadamente cerrada, logro obtenido por Sherburne Wesley Burnham en 1892. De esta manera, σ Orionis quedaba registrada como una estrella quíntuple, al menos hasta que, en 2011, un equipo internacional liderado por los españoles Sergio Simón-Díaz, Jose Antonio Caballero y Javier Lorenzo (puedes leer el interesante artículo en este enlace) descubrió que la estrella central era, a su vez, una binaria espectroscópica, con lo cual quedaron definidas sus 6 componentes. Hasta hoy no ha habido más cambios en cuanto al sistema principal, pero sabemos, además, que está acompañado de muchas otras estrellas, conformando lo que sus descubridores han venido a llamar Cúmulo de σ Orionis. Vamos a estudiar sus componentes con un poco más de detalle.

Enlace del Instituto de Astrofísica de Canarias

El centro del sistema está dominado por la binaria espectroscópica σ Orionis Aa y Ab, ambas tan juntas que completan una órbita en tan sólo 143 días. De magnitudes 4.2 y 5.1, sus tipos espectrales se han caracterizado como O9.5 y B0.5, respectivamente. La mayor tiene una masa similar a 19 veces la del Sol, mientras que σ Orionis Ab cuenta con 15 masas solares, masas que preconizan su destino: terminarán sus días en forma de supernova, y la explosión de la primera, que ocurrirá antes, será el motivo más probable de la disolución del cúmulo. Una estrella algo menor, de 9 masas solares, orbita a este par a una distancia mayor, rondando las 100 unidades astronómicas (el equivalente a 100 veces la distancia entre el Sol y la Tierra). Es el protagonista de la historia que abría esta entrada, y su lenta rotación hace que complete una vuelta alrededor de las dos principales en 157 años. Se denomina σ Orionis B y se encuentra separada de σ Orionis Aa/Ab por tan sólo 0.25 segundos de arco, siendo extremadamente difícil de separar con telescopios de aficionado. Sin embargo, su descubridor usó tan sólo un telescopio de 30 cm de apertura para intuirlo: su pericia y las condiciones atmosféricas debían rozar la perfección. Los rápidos vientos generados por este trío de estrellas son los responsables de haber “esculpido” la nebulosa IC 434, la famosa Cabeza de Caballo que, muy cerca de Alnitak, deslumbra en las fotografías de larga exposición.

El sistema principal lo terminan de conformar otras tres estrellas, más lejanas y débiles. σ Orionis C se sitúa a 3900 UA de las binarias centrales, y es una estrella de tipo espectral A2. σ Orionis D y E son estrellas de tipo espectral B, grandes estrellas con una masa 7 veces mayor que el Sol y una magnitud levemente superior a 6. Se encuentran a distancias mucho mayores, a 4.600 y 15.000 UA del centro, respectivamente, tardando en completar sus órbitas miles de años. σ Orionis E es una estrella rica en helio, una estrella en la que el hidrógeno superficial ha sido retirado, posiblemente debido a fuertes vientos estelares, poniendo de manifiesto su capa más interna rica en helio.

Imagen en falso color. Crédito: Caballero et al. 2007

Alejándonos de este sistema podemos tomar conciencia del cúmulo de estrellas que acompañan a σ Orionis a través del espacio. Se han contado unos 400 cuerpos celestes formando parte de este cúmulo, encontrando una amplia variedad en cuanto a su naturaleza. Hasta un 33% de las estrellas de masa media han mostrado a ojos del Spitzer un disco protoplanetario, es decir, un disco de polvo y material que está en proceso de convertirse en un sistema solar, un paisaje similar al que presentaría nuestro sol hace 5.000 millones de años. También se han encontrado enanas marrones, cuerpos de una masa tan baja que son incapaces de iniciar la combustión de hidrógeno (podrían considerarse como estrellas fallidas). Otra muestra de este “bestiario galáctico de amplio espectro” recibe el nombre de σ Orionis IRS1, detectada inicialmente como una fuente de infrarrojo situada a 3.3 segundos del centro del sistema. Este objeto hace referencia a dos jovencísimas estrellas, una de ellas envuelta aún en la nebulosa que la formó, constituyendo lo que se conoce en inglés como Proplyd, (siglas de “Proto-Planetary Disc). Esa nube de gas se está disipando mediante un proceso conocido como fotoevaporación, en la que la estrella, que cada vez presenta una mayor emisión de energía UV, produce la disolución del disco de gas. Estamos asistiendo, por tanto, a los estadios más primigenios de una estrella, un “parto estelar” en toda regla.

Fuente: estudio de Sigma Orionis IRS1 A y B

Entre tantas estrellas también se han descubierto algunos planetas vagando sin rumbo, sin estar anclados a ninguna estrella. Generalmente tienen tamaños superiores a los de Júpiter y su composición también es primordialmente gaseosa. El núcleo de este cúmulo se dispone en unos 20 minutos de arco (centrado en σ Orionis), aunque algunos de sus miembros se extienden 30 minutos de arco más allá. Esto es algo que nos choca cuando ponemos el ojo en el ocular, ya que el campo parece extremadamente pobre, pero la causa es clara. Muchas de sus estrellas son tan tenues que escapan de nuestras posibilidades, mientras que otras tantas están escondidas tras una densa capa de gas. Si nuestros ojos pudieran captar detalles en el infrarrojo, un paisaje muy distinto aparecería ante nosotros, pero tendremos que conformarnos con disfrutar de sus principales componentes, que no es poco. A bajo aumento o con un telescopio de pequeña apertura son evidentes tres de sus componentes, siendo la estrella más brillante AB (en realidad, como ya sabemos, un trío de estrellas tan unidas que las apreciamos como una sola), y estando D y E a un lado de ella. Con un poco más de detenimiento aparecerá, al otro lado, la pequeña estrella C, de magnitud 8.79, que algunos observadores refieren ver con cierto color azulado. La separación entre sus componentes es muy cómoda, encontrándose C y D a 11 y 12 segundos de arco, respectivamente, mientras que E es la más lejana, a 42 segundos de arco.

Podríamos quedarnos horas contemplando este sistema e imaginando a esos diminutos puntos girar entre sí como si fueran los satélites jovianos, pero antes de irnos aún tenemos otra sorpresa con la que disfrutar: encuadrada en el mismo campo del ocular, otra estrella múltiple añade vistosidad al paisaje. Se trata de Struve 761, otro sistema séxtuple en el que destacan sus tres estrellas principales formando un amplio triángulo. Rondan la octava magnitud y la principal se encuentra separada del resto por más de un minuto de arco de distancia, mientras que la pareja más brillante se encuentra más unida, a unos 6 segundos de arco. Dos de los restantes componentes son demasiado débiles, pero la cuarta estrella del sistema es fácilmente visible, con una magnitud de 12.4, a 35 segundos de arco de la principal. Este sistema pertenece también al cúmulo de σ Orionis, así como también lo harán, probablemente, algunas de las tímidas estrellas que aparecen en el campo del ocular. Resulta asombroso imaginarlas en su lejano periplo junto a la asociación Orión OB1, girando como el engranaje de un enorme reloj cuyos segundos, en principio infinitos, están contados y determinados por la gran estrella central, que marcará el final de esta fructuosa familia.