El tamaño de Júpiter

Este debe ser el único caso en que, como resultado de la observación de la esposa, el marido resulta ser más delgado. 

Se trata de Júpiter, que es holgadamente el planeta más grande del sistema solar. Específicamente, de su tamaño: ¿cuánto mide de polo a polo, cuánto mide en el ecuador? No es una pregunta fácil de contestar. Es más difícil de medir que su masa, que se conoce con enome precisión debido a su acción gravitatoria sobre sus lunas y los robots que lo han visitado. El tamaño es más difícil, en primer lugar porque está muy lejos de la Tierra, y en segundo lugar porque su superficie visible no es sólida: vemos solamente su atmósfera exterior, completamente ocupada por nubes. Con el Sol rasante, en el limbo del planeta, este tipo de superficie es difícil de ver.

La mejor manera de determinar el tamaño de un objeto astronómico es observar cómo oculta una fuente puntual de luz (típicamente una estrella). Si el objeto no tiene atmósfera, esto es relativamente fácil de hacer. Si tiene atmósfera es más complicado, porque la atmósfera afecta la desaparición. Lo que puede hacerse es medir precisamente cómo se distorsiona la luz ocultada (por absorción y refracción en la atmósfera), y calcular dónde se encuentra la superfice en la cual la presión atmosférica es 1 bar (que es la presión atmosférica normal en la superficie terrestre). Esa superficie es la que define, convencionalmente, el "tamaño" del objeto.

Esto suena razonable, pero también es difícil. ¡En particular, cuando la atmósfera es opaca, como la de Júpiter! Hay una salida: la atmósfera es opaca en luz visible, pero es bastante transparente en radio. Durante los sobrevuelos de las sondas Pioneer y Voyager (en la década de 1970) se usaron las ocultaciones de las naves detrás del planeta para medir cuidadosamente sus transmisiones de radio. El resultado fueron 6 puntos, a distintas latitudes, que permitieron calcular el radio de Júpiter con gran precisión:

radio polar: 66 854 ± 4 km

radio ecuatorial: 71 492 ± 4 km

Un error de 4 km en 70 mil está bastante bien, es un 0.005%, pero debería poder hacerse mejor. Años más tarde, el robot Galileo estuvo en órbita de Júpiter durante 8 años, pero no se usó su transmisor para medir el planeta. No sé por qué, tal vez porque su antena principal falló y no confiaron en hacer una buena calibración con las antenas secundarias. Pero desde hace ya 10 años está en órbita la nave Juno, bautizada con el nombre de la esposa del dios grecorromano, con la misión precisa de espiar bajo el velo de nubes. Un trabajo publicado este año ha usado las ocultaciones de Juno para medir el tamaño de su marido en un montón de latitudes. 

Han usado incluso un modelo mejorado, que tiene en cuenta los fuertes vientos medidos por Juno, y redujeron el error de medición a apenas 400 metros:

radio polar: 66 842 ± 0.4 km

radio ecuatorial: 71 488 ± 0.4 km

Así que el radio ecuatorial es 4 km menor que el valor de 50 años atrás, y el radio polar 12 km menor. El aplastamiento polar (debido a la rápida rotación de Júpiter, que completa un día en 10 horas) también cambió: el actual es 6.5%, algo mayor que en la medición anterior, de 6.49%. Aquí están comparados en una figura:

Cuatro kilómetros parecen poco, pero los autores han evaluado el impacto que tiene esto en los modelos físicos de Júpiter. Al ser más chico, para la misma masa, es más denso. El ligero aumento de densidad resulta significativo en la composición elemental, afectando hasta en un factor 2 la presencia de elementos pesados cerca de la superficie (pero no tanto en la profundidad). Van a usar más ocultaciones de Juno, por lo que dure la misión, así como del robot europeo JUICE que está en camino y que llegará a Júpiter en 2031, para refinar todavía más el modelo del planeta gigante. Ahora conocemos miles de planetas gigantes, alrededor de otras estrellas, y hay que tener buenos modelos para entenderlos.

  

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El paper es: Eli Galanti et al. The size and shape of Jupiter, Nature Astronomy (2026). En el mismo número tienen un sumario: The shape of Jupiter is redefined by radio-occultation data from the Juno spacecraft. Nature Astronomy guarda sus artículos tras una estricta barrera paga, pero los encontré para descargar en la web del autor senior, Yohai Kaspi. De ellos son casi todas las figuras que usé. Salvo la de Júpiter visto por el telescopio Hubble.

En uno de los gráficos que puse, es curioso notar que el hemisferio sur parece más "gordito" que el norte. Veremos si esto se sostiene en futuras mediciones. 

También está en camino a Júpiter el Europa Clipper, de la NASA, pero los autores no lo mencionan. 

Las ocultaciones de Galileo sí se usaron para caracterizar la ionósfera de Júpiter (acá).

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 derecha 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.