En nuestro intento por avanzar en el aprendizaje de las técnicas y conocimientos de espectrografía astronómica, no hemos topado con M42, la fascinante Nebulosa de Orión. Contemplar y fotografiar M42 ha sido una dedicación fascinante para cualquier astrónomo aficionado. Pero hoy intentamos adentrarnos un poco más en las entrañas de Orión.
Para comprender el proceso de formación estelar, M42 se nos presenta como un objeto privilegiado para su estudio. En esta nebulosa, situada a unos 1300 a.l. de la Tierra y con una amplitud de hasta 25 años luz, podemos encontrar desde zonas de refracción, pasando por zonas de emisión, hasta zonas oscuras donde se están formando nuevas estrellas. Así mismo, es posible observar (con equipos ya profesionales) discos de formación planetaria alrededor de jóvenes estrellas.
Para nuestro estudio que pretende comprender el desarrollo del Cúmulo Estelar Abierto Mel 20 (CEA GT) desgreñar M42 es una tarea que a buen seguro nos va a proporcionar información insustituible sobre la formación estelar y sus diferentes procesos, a un mismo tiempo que podremos avanzar en la práctica espectroscópica que acometemos.
Cuando apuntamos con un espectrógrafo a M42 no vamos a obtener una bonita imagen ni una posible composición fotográfica posterior. Nuestra cámara nos devolverá con más o menos generosidad unas simples líneas que deberemos de interpretar y estudiar. Pero estas líneas tienen mucho que decirnos de M42. En la imagen superior observamos la gráfica obtenida con una rejilla de 300 l/mm que nos ha permitido obtener una longitud espectral de 3600 a 7850 A (estas primeras tomas han sido realizadas con muy pocos segundos de integración). A las de por sí normales emisiones de Hidrógeno en este tipo de objetos, se suman las emisiones que podemos comprobar de O III y N I, elementos éstos que se encuentran en transición debido a la escasa interacción o densidad que les permiten subsistir (en una estrella no encontramos estos elementos ya que se producen transitoriamente como resultado de distintas reacciones de transformación atómicas). Comprobamos también la presencia de He I. Otra línea espectral nos resulta de difícil identificación ya que en ella podrían coincidir tres elementos distintos Fe I, Si I y Na I.
Utilizando una rejilla de 900 l/mm reducimos la longitud del espectro a estudiar pero ampliamos la definición de las líneas que podemos observar. Así tenemos desde 5800 a 6800 A, en donde encontramos mejor definida la emisión de He I y nos aparece en detalle, junto a H alfa, una línea espectral de Titanio I y N II, éste último elemento también de transición. Así mismo hemos podido obtener tres pequeñas líneas de emisión que nos resultan de difícil identificación. Pensamos pueda tratarse de otra señal de He I, además de Ca I y Fe I. Aun así, una correcta identificación requerirá un mayor estudio.
Arriba podemos observar la toma original obtenida con la rejilla de 300 l/mm. Una correcta interpretación de los espectros, y un detenido estudio de la nebulosa en diferentes zonas de la misma, pueden, a través del análisis espectrográfico, decirnos mucho no solo de lo que realmente está aconteciendo en M42 sino de lo que posiblemente ha acontecido en cada uno de los cúmulos estelares abiertos, y de hecho en cada estrella, que contemplamos.
Nosotros, por el momento, debemos conformarnos con depurar nuestras técnicas de espectrografía astronómica y sistematizar la identificación y análisis de los espectros obtenidos, para con posterioridad poder aplicarlos a estudios dignos de la astronomía amateur. Así podemos comprobar, en la imagen superior, como hemos logrado una calibración aceptable en los espectros tomados con diferentes rejillas.
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