El baile del chorro

The X-ray is her siren song, my ship cannot resist her long
Nearer to my deadly goal, until the black hole gains control
Spinning, whirling, still descending, like a spiral sea, unending!
Rush, Cygnus X-1 Book I: The voyage (A Farewell to Kings) 

En la década de 1960, coincidente con el descubrimiento de los pulsars, se descubrieron fuentes de rayos X en el cielo. Su ubicación, cercana al plano de la Vía Láctea, sugería que se trataba de objetos en nuestra galaxia. En algunos casos, los rayos X coincidían con una fuente de luz visible que, invariablemente, era un sistema estelar binario. Los astrofísicos sabían que, en un sistema binario, cuando una de las estrellas se convierte en gigante roja, era posible que su superficie llenara el llamado lóbulo de Roche, donde la gravedad de la compañera le gana a la estrella principal, y empieza a transferirse materia de una estrella a la otra a través del punto de Lagrange L1:

Un cálculo sencillo (ver Astrofísica para físicos curiosos, Sección 6.5) permite mostrar que, si la segunda estrella es un objeto compacto (como una estrella de neutrones), la energía gravitatoria que se convierte en energía cinética durante la caída es inmensa, pudiendo alcanzar una fracción significativa de \(mc^2\). El material que cae no lo hace exactamente de manera radial, sino un poquito de costado, y se forma un disco orbital, llamado disco de acreción. El gas en el disco se mueve en órbitas aproximadamante keplerianas, de manera que, como en el sistema solar, las que se encuentran más cerca del centro se mueven más rápido que las de más afuera. Esto produce un arrastre viscoso entre órbitas contiguas, que hace que se pierda energía en forma de radiación. El cálculo predice una luminosidad enorme, mucho mayor que la del Sol, y una temperatura también mayor, de decenas de millones de grados. Todo esto sin reacciones nucleares, simplemente por conversión de energía gravitatoria en radiación. La ley de Planck sugiere que el máximo de energía se emite en la longitud de onda de 1 nm (un nanómetro). Correspondiente, precisamente, a los rayos X.

Como se trata de sistemas binarios, se puede calcular la masa de la estrella y su compañera compacta. Casi todas ellas resultan de alrededor de una masa solar, o un poquito más, lo cual es compatible con las estrellas de neutrones. Pero algunas tienen más de 3 masas solares. La más estudiada de estas es Cygnus X-1, con 15 masas solares. Estos objetos no pueden ser estrellas de neutrones, ya que la presión de degeneración de los neutrones es insuficiente para equilibrar la fuerza gravitatoria. Y no conocemos ninguna otra fuerza capaz de hacerlo, así que estos objetos necesariamente deben ser agujeros negros: una región del espacio-tiempo tan compacta que la gravedad impide el escape de absolutamente todo, materia o radiación. Naturalmente, no se los puede ver directamente. Pero siguen ejerciendo su efecto gravitacional, y en sistemas binarios se convierten en intensas fuentes de radiación, por el mecanismo que acabamos de describir. Se trata de agujeros negros demasiado pequeños como para observar directamente su efecto en la luz que los circunda, como se ha logrado hacer con los agujeros negros supermasivos en el centro de la Vía Láctea y de la galaxia M87.

La dinámica de los discos de acreción es muy complicada: se trata de un fluido magnético muy energético, de manera que su descripción requiere una de las ramas más complicadas de la física, la magnetohidrodinámica relativista. Uno de los fenómenos característicos es la formación de dos chorros (jets) de materia que surgen de la región más interior del disco, y que se llevan parte de la energía. ¿Cuánta? Un diego, pero es difícil de calcular, y también de medir. Recientemente, un equipo de radioastrónomos han logrado medirlo mediante la observación directa del chorro. Como muestra la ilustración que puse arriba, el viento estelar de la estrella normal empuja el doble chorro, curvándolo. A medida que el sistema gira, se debería ver el chorro bailando alrededor de la fuente central. Esto es precisamente lo que lograron ver unos radioastrónomos (principalmente australianos), usando dos grandes sistemas de radiotelescopios que observan de manera coordinada desde miles de kilómetros de distancia, usando 18 años de mediciones:

Es una rotación sutil, pero permite calcular la liberación instantánea de energía, en lugar de promedios  temporales, y mejorar los modelos de cómo funcionan los jets, ya sea estos o los gigantescos de las galaxias activas y los quasars. 

Los jets de los agujeros negros supermasivos jugaron un rol importante en la conformación del universo temprano: en el crecimiento de las galaxias, en la formación de las primeras estrellas, en la reionización del medio intergaláctico, de manera que este tipo de técnicas terminarán conectando la física de estos sistemas binarios con la evolución del universo.

 

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El paper es: Prabu et al., A jet bent by a stellar wind in the black hole X-ray binary Cygnus X-1, Nature Astronomy (2025).

Los dos sistemas de radiotelescopios que usaron son el Very Long Baseline Array (VLBA) y la European Very Long Baseline Interferometry Network (EVN). 

Nacida el 4 de julio

Se me pasó el aniversario exacto, que fue el sábado pasado, pero vale la pena celebrarlo igual: el cumpleaños de Henrietta Leavitt, nacida el 4 de julio de 1868 en un pueblito de menos de dos mil habitantes en el corazón de Massachusetts. Era hija de un pastor calvinista de tradición puritana, y recibió una educación esmerada e inusual para las mujeres de su era. A los 20 años ingresó al Radcliffe College de Boston, una especie de anexo para mujeres de la Universidad de Harvard. Allí cursó una amplia variedad de materias, desde griego, filosofía y artes plásticas hasta análisis matemático, física y astronomía. Al terminar sus estudios, que a un varón le habrían valido un grado de Bachelor ("licenciado"), le dieron apenas un certificado. Pero lo más valioso fue que se despertó su vocación científica, y se quedó en Boston, trabajando como computadora en el Observatorio de la universidad.

Hoy en día, cuando decimos "computadora", pensamos en una máquina electrónica. Pero hasta la década de 1960 una computadora era una chica. Todos los grandes laboratorios y observatorios tenían equipos de estas mujeres, que hacían lo que hoy hacemos con computadoras, pero a mano. Era una salida laboral atractiva para las mujeres a quienes les gustaba la ciencia, y que no tenían en esa época posibilidades de llevar adelante una carrera académica, y en muchos casos ni siquiera de estudiar en la universidad (la mayor parte de ellas ni siquiera tenían estudios avanzados, el caso de Leavitt es una rareza). En el Observatorio de Harvard College, el director Edward Pickering había armado un equipo de computadoras para llevar adelante el ambicioso proyecto Henry Draper, financiado por la viuda de un astrónomo aficionado pionero de la fotografía astronómica. El proyecto fue inmensamente exitoso, y su catálogo de más de 200 mil estrellas se sigue usando hasta el día de hoy. Fue el primer catálogo masivo de espectros estelares capturados fotográficamente, y las Computadoras de Harvard fueron quienes los catalogaron, midieron y estudiaron, y diseñaron un sistema de tipos estelares basados en ellos, que fueron el disparador de la nueva ciencia de la astrofísica.

Pero el nombre de Henrietta Leavitt está asociado a otro descubrimiento fenomenal, que acabaría teniendo repercusiones extraordinarias en pocos años. El proyecto contaba con dos observatorios, uno en Boston y otro en Arequipa, Perú, desde donde se observaba el hemisferio austral. Leavitt se puso a estudiar las placas fotográficas de Arequipa, y en particular las estrellas variables de las Nubes de Magallanes. Se conocían un puñado de estrellas variables a principios del siglo XX, todas en el hemisfero norte, y el nuevo survey abría una posibilidad de expandir lo que se sabía de ellas. Leavitt terminó descubriendo y estudiando miles de estrellas variables. En 1908 publicó un catálogo de casi 2000 variables en las Nubes de Magallanes:

 Allí hace la siguiente observación: entre las estrellas variables de un cierto tipo (variables regulares de período corto, que hoy llamamos cefeidas), las más brillantes tienen períodos más largos.

Al momento no pudo cuantificar esta observación, pero pocos años después tuvo la clave, con estrellas adicionales de la Nube Menor de Magallanes:

 En este trabajo descubre lo que llama "una relación destacable":

A continuación, muestra esta relación en forma gráfica. El gráfico de la izquierda muestra que la magnitud de los máximos y de los mínimos de estas estrellas, en función del período, sigue una relación funcional suave. En el gráfico de la izquierda queda en evidencia que la relación además muy sencilla: el brillo es simplemente proporcional al logaritmo del período.

El aspecto de la Nube Menor admite sospechar algo que hoy sabemos con certeza: que todas sus estrellas se encuentran aproximadamente a la misma distancia de la Tierra. Por lo tanto, la magnitud observada corresponde directamente a la luminosidad intrínseca de las estrellas. Leavitt señala que existen estrellas variables del mismo tipo (que tienen la misma curva de luz), pero mucho más brillantes. Por ejemplo, el prototipo de las cefeidas, la estrella Delta Cephei, tiene un período de 5 días y una magnitud de 3.5, 10 magnitudes más brillante que las de su catálogo para el mismo período (ver el gráfico de arriba). Si las estrellas son similares en luminosidad, eso permite calcular que la Nube de Magallanes está 10000 veces más lejos que Delta Cephei. Se abría así una nueva y poderosa herramienta para explorar el tamaño del universo. Leavitt se lamenta en el paper de que no haya todavía paralajes medidas de este tipo de estrellas (ni espectros, para confirmar que se trataba de estrellas equivalentes), porque la comparación de brillos permitiría calcular distancias de esta manera. 

Poco tiempo después, Harlow Shapley (que sucedió a Pickering como Director del Observatorio) logró estimar distancias a algunas cefeidas, calibrar de manera aproximada la curva de Leavitt, y convertirla en una herramienta para medir distancias estelares. Así descubrió que la posición del sistema solar no era central en la galaxia, sino que estábamos a miles de años luz del centro. En 1923 se inauguró un telescopio gigante, con un espejo de 100 pulgadas, en el Observatorio Mt. Wilson, que le permitió a Edwin Hubble observar cefeidas en la "nebulosa" de Andrómeda, calcular su inmensa distancia, descubrir que era una galaxia en sí misma, como la Vía Láctea, y concluir que el universo era millones de veces más grande que lo que se creía. 

Hubble sostenía que el trabajo de Leavitt merecía un premio Nobel, y el matemático sueco Gustaf Mittag-Leffler intentó nominarla a mediados de los años 1920, pero descubrió que Henrietta había fallecido un par de años antes, a los 53 años de edad. La relación entre el período y la luminosidad de las estrellas variables sigue siendo, más de un siglo después del trabajo de Leavitt, uno de los escalones cruciales para medir el tamaño y la expansión del universo.

 

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¿Por qué las computadoras humanas eran mujeres? La principal razón es que les pagaban menos. Además, como dijimos, las mujeres tenían menos oportunidades de desarrollarse en el mundo académico. Hace algunos años hubo una película muy buena, Hidden Figures, sobre uno de los últimos equipos de computadoras humanas, que trabajó en la NASA en los inicios del programa espacial. Hay que decir que Edward Pickering era un defensor de los derechos de las mujeres, y alentaba a sus computadoras a valorar su trabajo, y a que lo publicaran. Posiblemente cuente algo más sobre otras mujeres notables del equipo, en otro momento. Tal vez vale la pena mencionar también que Leavitt era sorda, al igual que Annie Cannon, otra de las computadoras, autora del sistema de clasificacion espectral de las estrellas. Ambas son un ejemplo de voluntad y dedicación.

En la foto de las computadoras, vemos a Pickering de pie y a Leavitt sentada delante de él. En la pared a su lado hay una curva de luz de una estrella variable. Hay varias fotos parecidas, con la pinta de que están posadas.  

La Galaxia Nueve Anillos

Nine rings for mortal Men.
J. R. R. Tolkien

Sauron les dio nueve Anillos de Poder a otros tantos líderes humanos, que se volvieron poderosos, inmortales y clarividentes. Uno a uno fueron cayendo bajo el poder del Anillo Único, convirtiéndose en los Nazgûl, terribles sirvientes de Sauron, y que eventualmente lo ayudaron a rastrear el anillo perdido.

¿Y esto que tiene que ver con la astronomía? Nada, pero como hace poco mostré una galaxia anillo, me acordé de una foto del Hubble del año pasado: una galaxia con... ¡nueve anillos!

Es la enorme galaxia LEDA 1313424, sobrenombre Ojo de Buey, que exhibe toda esta joyería como resultado de una colisión central con una galaxia satélite. Como comentamos en aquella ocasión, las colisiones por el centro son uno de los mecanismos de formación de anillos, que se expanden "llevándose" en forma de energía potencial, la energía cinética del choque. En este caso, se ha identificado que el proyectil que acertó en el centro de esta diana es la pequeña galaxia azul que vemos a su izquierda. 

La colisión habría ocurrido hace relativamente poco, unos 50 millones de años, de manera que los anillos todavía brillan con la luz azul de una miríada de estrellas jóvenes, que se formaron como resultado del desbarajuste gravitacional que causó el paso de la galaxia chica a través de la grande. Cuando dos galaxias chocan, se atraviesan como si fueran fantasmas: las estrellas son muchísimo más pequeñas comparadas con las distancias entre ellas, de manera que los impactos entre estrellas son prácticamente imposibles. Pero el gas que llena el espacio entre ellas sí choca, se comprime, y se disparan episodios de formación estelar desenfrenados. Es uno de los hechos que más me fascina de la astronomía: la transformación de la energía cinética de las galaxias en nuevas estrellas, con sus planetas, lunas, satélites... ¿gentes? Piénsenlo un poco.

Varios de los anillos están amontonados cerca del centro de la galaxia, mientras que otros se extienden a decenas de miles de años luz. Esta imagen muy procesada los muestra más claramente, y además están señalados con líneas rojas.

Las galaxias anillo son raras, pero ¿nueve anillos? ¿Será común esto? Los astrónomos del trabajo creen que sí, pero que duran muy poco tiempo, así que han tenido (hemos tenido) suerte con Ojo de Buey. La aguda visión del Hubble les ha permitido incluso confirmar la predicción teórica (hecha mucho antes) de cómo deberían expandirse estos anillos. Esta figura muestra el tamaño de los anillos observados vs el tamaño predicho por la teoría.

Ojo de Buey se encuentra a más de 500 millones de años luz, en la constelación de Piscis. Es posible que el ya casi listo telescopio espacial Roman permita descubrir más galaxias de este tipo. 

 

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La foto es de NASA/ESA/STScI/Hubble. 

El paper es: Pasha et al., The Bullseye: HST, Keck/KCWI, and Dragonfly characterization of a giant nine-ringed galaxy, ApJL 980:L3 (2025). De allí son las otras dos imágenes.

La estrella no verde

Antares, la bien conocida estrella roja que marca el Corazón del Escorpión, es un sistema binario: son dos estrellas, que orbitan una alrededor de la otra. La compañera es una estrella mucho más tenue que la primaria. Brilla a magnitud 5.5, unas 100 veces menos que Antares, por lo cual es muy difícil observarla. Pero no es imposible, y desde hace siglos hay testimonios de que es una estrella verde. Por ejemplo, Arthur Cottam (aficionado a la astronomía y la microscopía), publicó en 1866 que había observado la compañera sin dificultad con un telescopio de 10 cm, y que «con certeza se la veía de un color verde». Lo mismo publicó otro aficionado, D. A. Freeman: «The colour of the small star appeared to be green». El gran Robert Burnham, en su enciclopédico Celestial Handbook, dice que en su telescopio de 6 pulgadas «aparece claramente como una pequeña chispa de destellante esmeralda, casi ahogada en el resplandor herrumbrado de la gigante Antares». También cita que Hartung la describe como "verde pálido", mientras que Olcott dice "verde vívido" y Proctor, "tono verdoso"... Otros observadores la han descripto simplemente como "verde", pero también "azul", "muy azul" o incluso "púrpura". 

Credit: Pete Lawrence 

Digámoslo de una vez: no hay estrellas verdes. El color de las estrellas es el resultado de la mezcla de colores que producen debido a su temperatura. Las estrellas más calientes producen más energía en el ultravioleta, de manera que en la región visible del espectro electromagnético domina el azul. Las menos calientes tienen su máximo en el infrarrojo, así que, de los colores visibles, domina el rojo. Las estrellas de temperaturas intermedias mezclan más o menos todos los colores por igual, de manera que las vemos más bien blancas. Incluso las que tienen su máximo en la longitud de onda del verde, ¡como el Sol! En el caso de Antares, debido al color rojo de la estrella primaria, es perfectamente posible que la compañera se vea verde por contraste. Si uno eclipsara a Antares, se podría ver a la compañera brillando solita, ¿no? Bueno, resulta que Antares es una de un puñado de estrellas de primera magnitud que regularmente es eclipsada por la Luna. Cuando las circunstancias fueran adecuadas, sería posible ver a la compañera mientras la primaria todavía está oculta... ¿Y de qué color se ve en estos casos? Pues bien, el gran astrónomo y divulgador científico Camille Flammarion observó una ocultación de Antares por la Luna en 1879, prestando particular atención a sus colores. Describe a Antares como de color "anaranjado intenso", y a la compañera «de tinte verde esmeralda tirando a azul». Por su parte, el Rev. Dawes observó la ocultación de 1856, y señala de manera destacada algo similar: «su color verde azulado era bien conspicuo».  

Las ocultaciones de Antares por la Luna ocurren de a rachas, y nos encontramos en medio de una. El pasado 3 de mayo hubo una favorable para Bariloche, y decidí sacarme la duda. Hice fotos de la hermosa conjunción minutos antes y minutos después de la ocultación. En esta imagen las muestro combinadas:

Por si no alcanzan a ver la estrella (por ejemplo, por leer el blog en el celu, cosa que nunca es recomendable), he aquí un recorte de antes y después:

En el momento de la desaparición, que ocurrió del lado del borde iluminado de la Luna, justo se formó una nubecita y la foto quedó un poco subexpuesta. Así que tuve que forzar un poco la edición para que se vea algo. ¡Está a punto de desaparecer!

De todos modos, me interesaba más la reaparición, porque la compañera (que está casi exactamente al oeste de la primaria) aparecería antes, con Antares todavía oculta. Tuve que tomar una decisión: ¿observar o fotografiar? Para mí, era más importante sacarme la duda del color que registrar el evento. Y ya se sabe que los colores, en fotografía, dependen de una multitud de parámetros y son difíciles de calibrar. Así que decidí observar, para contarlo aquí. 

Al acercarse el momento de la reaparición (calculable al milisegundo, por supuesto), puse el ojo en el ocular y observé sin parpadear un punto frente al Mar de la Fecundidad, entre el conocido cráter Langrenus y el Mar de las Crisis, donde debía aparecer, en primer lugar, la compañera. La fase estaba menguando desde hacía un par de días, así que la reaparición sería en el borde invisible de la Luna, lo cual favorecía la observación. La Luna no tiene atmósfera, así que la aparición sería súbita. Y de golpe... ¡ahí estaba! ¡La compañera de Antares! Azul, de un azul intenso e indiscutible, un azul eléctrico como pocas estrellas lucen. Conté los segundos: uno, dos, ¿a quién se le ocurre que ese color... tres... se puede describir como esmeralda? cuatro... ¿o siquiera verde azulado? cinco... ¿conté cinco? y de golpe ¡zas! una inundación de luz naranja, que abrumó por completo a la estrellita azul. Fue una de las cosas más lindas que vi en mi vida. Respiré. Miré hacia el cielo. La Luna casi llena deslumbraba, y no me dejaba ver la estrella. Fui a buscar la cámara para fotografiar la nueva conjunción. 

Me resultó tan obvio que la estrella era azul, que me dio ganas de haberla filmado. Trataré de hacerlo en la próxima ocultación favorable, en febrero. Mientras tanto, lo que hice es una simulación de lo que vi a través del ocular, en base a la foto que tomé segundos después y tratando de reproducir el color que quedó en mi memoria. 

Conté el tiempo entre la reaparición de la compañera y la de Antares porque así puedo calcular su separación. La reaparición sucesiva (y también la ocultación, por supuesto) se debe a que la Luna se mueve lentamente en el cielo: tiene que completar una vuelta entera en 27.3 días*. Así que si tarda 27.3 días en recorrer 360 grados, en 5 segundos recorre equis. Es un problema que aprendí a resolver en tercero o cuarto grado, no se necesita un doctorado en física. Me da una fracción de grado, que convertida a segundos de arco son 2.7" (esto ya es de primero de la secundaria). ¡Es muy poquito! Por eso es tan difícil de observar en el telescopio, especialmente en lugares con mala visibilidad, como Bariloche. Antares está 550 años luz de distancia (paralaje de Hipparcos), lo cual permite calcular la distancia entre ambas estrellas. La primaria es una supergigante, que puesta en el sistema solar llegaría más allá de la órbita de Marte. De todos modos, la compañera resulta estar bastante lejos, a más de 450 unidades astronómicas, o sea más de 10 veces la distancia del Sol a Plutón.

Si logro fotografiar o filmar la reaparición de febrero del 2027, lo contaré aquí, por supuesto. 

* La Luna tarda 29.5 días en completar su ciclo de fases (lunación), pero un par de días menos en estar en el mismo lugar del cielo con respecto a las estrellas. La diferencia se debe al movimiento de la Tierra en su órbita alrededor del Sol. Medí los 5 segundos más o menos, así que el cálculo es apenas aproximado (compatible con lo que aparece en Wikipedia).

 

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La foto de Antares y su compañera (con colores bastante apagados) es de Pete Lawrence, y la tomé de esta nota en la BBC. 

Antares es una estrella muy evolucionada, de 12 masas solares y 100 mil veces más luminosa que el Sol. Los modelos de evolución estelar delatan su edad en apenas 15 millones de años. En un par de millones más, explotará como supernova. Antares B tiene la misma edad, pero apenas 7 masas solares, y todavía es una estrella de la secuencia principal, aún fusionando hidrógeno. Tiene un espectro de clase B, así que su color azul es el esperado para una estrella a 18500 K. Su masa está justo debajo del límite que requieren los modelos estelares para que explote como supernova, pero andá a saber.