EL telescopio Liverpool nos abre la ventana de M53

Hasta ahora, nuestra investigación del cúmulo globular M53 nos ha permitido vislumbrar algunas de las características de este objeto astrofísico tan fascinante, pero ha estado limitada por la resolución y luminosidad del telescopio LCO del Teide, hasta el punto de que no hemos sido capaces de identificar más de 99 estrellas del cúmulo, sobre una muestra de 140 estrellas en el filtro B.

El diagrama color-magnitud obtenido con ese conjunto de fuentes está compuesto fundamentalmente por estrellas gigantes y supergigantes rojas muy luminosas, y algunas RRLyrae, pero carece de estrellas de la secuencia principal.

Con el fin de completar nuestro estudio hemos obtenido una imagen de M53 con el telescopio Liverpool del Roque de Los Muchachos en La Palma. Siendo un telescopio reflector de 2 metros, la exposición de 90 segundos en cada uno de los filtros V y B nos ha proporcionado una muestra significativamente mayor.

Sin embargo, el programa de observación y reducción del Liverpool tan solo proporciona una imagen FITS del objeto, a diferencia del programa del LCO que aporta además un conjunto de tablas con las fuentes detectadas, sus coordenadas y algunos parámetros fotométricos esenciales. Esto ha supuesto un auténtico desafío pues hemos tenido que utilizar software y técnicas astrofísicas avanzadas para detectar las fuentes, identificarlas y realizar la fotometría. Sin embargo el resultado ha merecido la pena, sin lugar a dudas.

Condiciones de observación en el Telescopio Liverpool durante la observación de Messier 53 el 27 de enero 2023 a las 03:55:00 GMT.

Observación de Messier 53 el 27 de Enero 2023 a las 03:55:00 GMT por el Telescopio Liverpool usando la cámara IO:O. La exposición fue de 90.00 segundos por cada filtro V y B.

Para medir la magnitud de una estrella necesitamos primero confirmar que se trata realmente de una estrella y no de una detección aleatoria. El proceso de fotometría consta pues de dos fases básicas: localización de la estrella y cálculo de su magnitud instrumental.

El método utilizado para localizar las estrellas en la imagen es por medio del uso de una función de dispersión de punto (PSF). Esta función se encarga de describir el sistema de respuesta de la CCD para una entrada puntual; por lo tanto, permite diferenciar la entrada de un objeto real de una simple detección aleatoria. Hemos utilizado la tarea DAOFIND de IRAF, la cual localiza los objetos y encuentra las coordenadas de su centro a partir de cinco parámetros:

• Umbral de detección (Threshold): 4


• Mínimo valor bueno de detección: 100


• Máximo valor bueno de detección: 60000


• FWHM promedio las estrellas de la imagen: 4


• Desviación estándar del cielo de la imagen: 13

Para la elección de los valores de FWHM y Desviación se usó la tarea IMEXAMINE de IRAF. La primera se determinó realizando perfiles radiales a varias estrellas aisladas y bien definidas en la imagen y promediando las lecturas, mientras que la determinación de la desviación de cielo se calculó como la media de las lecturas sobre diez regiones aleatorias de cielo.

El umbral de detección se fijó realizando pruebas con varios valores y observando el resultado obtenido sobre la imagen utilizando la tarea TVMARK.

Finalmente, el conjunto de fuentes detectadas se convirtió en una REGIÓN de DS9, para facilitar la manipulación y estudio posterior.

La fotometría se realizó con la tarea PHOT de IRAF y el fichero obtenido con DAOFIND en el paso anterior. Se obtuvieron así dos ficheros , uno por filtro V y B, con las localizaciones de las fuentes, sus magnitudes instrumentales en el filtro correspondiente y los errores en las magnitudes.

Posteriormente ambos ficheros se fusionaron y se eliminaron las entradas de las fuentes que no se habían medido adecuadamente, obteniéndose una muestra de 4387 estrellas candidatas con sus respectivas magnitudes instrumentales en los filtros V y B. Dicha muestra se cruzó con los ficheros de la misión GAIA, reduciéndose a un total de 3964 estrellas candidatas.

Según Dékány (2009), el cúmulo globular M53 se encuentra en una latitud galáctica tan elevada (b=79.76º) que la contaminación y el enrojecimiento interestelar son despreciables. En cuanto a E(B-V) las estimaciones de Shiegel (1998) y Zinn (1985), E(B-V)=0.02 y E(B-V) 0.0 respectivamente, corroboran esta hipótesis.

Quedaba pues por dilucidar si era necesario intentar remover las estrellas de campo que no pertenecen a M53, o ignorar su efecto sobre el diagrama de color por ser mínima su contaminación. Nosotros optamos por intentar eliminar las estrellas de campo, aun cuando esto supuso una reducción drástica de la muestra.

Sin embargo, habida cuenta de que lo esencial de nuestro estudio podía realizarse con esta muestra reducida, en particular la estimación de la edad del cúmulo y la identificación de las diferentes zonas evolutivas, decidimos optar por esta postura más ortodoxa.

Para asociar una estrella a un cúmulo se utilizan varios parámetros estelares como son su distancia, velocidad radial, índice de color etc. Nosotros nos hemos limitado a utilizar la distancia. Para eliminar las estrellas de campo que probablemente no pertenecen a M53 hemos cruzado nuestra muestra original de 3964 fuentes con las bases de datos de GAIA DR2, GAIA EDR3 y SIMBAD. Como criterio de inclusión hemos adoptado el siguiente intervalo de distancias y paralajes:

• Distancias: (11236 pc, 22222pc)


• Paralajes: (0.045, 0.089)

Dichos intervalos se han elegido teniendo en cuenta el valor publicado para el paralaje de M53 en la base SIMBAD, es decir 0.067 (error 0.011), adoptando una horquilla del doble del error publicado. De esta forma hemos definido la muestra final con un total de 572 estrellas.

A continuación se muestra el diagrama Color-Magnitud del cúmulo globular M53 obtenido a partir de la muestra de 572 estrellas identificadas. Se han representado en diferentes colores las estrellas detectadas con el Telescopio Liverpool y que también han sido identificadas en cada una de las misiones GAIA o que pertenecen a la base de datos SIMBAD. Adicionalmente se muestra la isocrona que predicen los modelos teóricos de evolución estelar para una edad de 12 Gyr (12000 millones de años).

Habida cuenta de que la edad de un cúmulo estelar también puede estimarse a partir de la masa de estrellas que se encuentren al final de su vida en la Secuencia Principal, es decir localizadas alrededor del Punto de Giro, hemos calculado la masa de varias de estas estrellas usando la relación “masa-luminosidad” para estrellas en la Secuencia Principal:

(L /Lo)= (M/Mo)3.8

Y aplicado posteriormente la siguiente expresión que proporciona el tiempo de vida como función de la masa:

t ∝ M-2.8