Los caballeros de 21 cm

¿Qué hay en la vastedad oscura que vemos entre las estrellas? Sólo las más grandes y calientes alcanzan a hacer brillar el hidrógeno que llena este abismo con su intensa radiación ultravioleta. Pero donde no vemos nada también debe haber gas, sólo que frío, oscuro e invisible.

En 1945 el astrónomo holandés Jan Oort (el de la nube de cometas) le pidió a su estudiante de doctorado Henk Van de Hulst que revisara si no podría haber alguna señal proviniendo de estos átomos fríos. Van de Hulst calculó que era posible. Esos átomos fríos se encontrarían en su nivel de mínima energía, lo que llamamos su estado fundamental. Pero resulta que hay dos configuraciones posibles, permitidas por la naturaleza cuántica de los átomos, dependiendo de una muy tenue interacción entre el electrón y el núcleo del átomo de hidrógeno. Estas dos configuraciones tienen prácticamente la misma energía, y su diferencia es tan pequeña que una transición (llamada hiperfina) entre ambas se llama además "prohibida". Es un abuso del nombre: en realidad está permitida, pero es inobservable en un laboratorio por dos razones. En primer lugar, el mejor vacío de laboratorio tiene demasiados átomos y las colisiones entre ellos perturbarían la observación de la transición hiperfina. En segundo lugar, aún cuando se pudiera mantener a los átomos imperturbados, la transición es tan improbable que jamás se la observaría. Pero en el espacio... ¡Ah! En el espacio interestelar el gas es mucho menos denso, con átomos helados y tranquilitos... ¡y además es inmenso! Aunque la densidad es bajísima, el espacio es tan vasto que la cantidad de átomos aseguraría que la transición prohibida ocurriría suficientes veces para ser observada. O tal vez no, nadie lo sabía.

Como resultado de la transición hiperfina, calculó Van de Hulst, debería observarse una radiación electromagnética de 21 cm de longitud de onda. Esto corresponde a las ondas de radio en el espectro electromagnético. En 1931 Karl Jansky había descubierto inesperadamente ondas de radio viniendo de la Vía Láctea, así que Oort y Van de Hulst conjeturaron que podría ser posible observar en radio este gas interestelar. Publicaron sus cálculos en una oscura revista holandesa, Nederlands tijdschrift voor natuurkunde, con el rarísimo título Ondas de Radio del Espacio: Origen de las Ondas de Radio. Un físico ruso, Iosif Shklovskii confirmó el cálculo con mayor detalle, y lo publicó... en ruso.

Unos años más tarde, del otro lado del Océano Atlántico, Harold Ewen estaba trabajando full time en la construcción de un nuevo ciclotrón en Harvard, usando más materiales que los que a su juicio hacían falta. El trabajo técnico no terminaba de gustarle y se interesó por la radioastronomía. Lo comentó con un destacado físico, Edward Purcell. La esposa de Purcell sabía ruso, así que le pidieron que tradujera el artículo. También consiguieron una traducción del artículo de los holandeses. Cuando los leyó, Purcell se entusiasmó y alentó a Ewen para que construyera un receptor de radio para tratar de observar el fenómeno. Era una época en que, si querias usar un radiotelescopio, tenías que construirlo...

Purcell consiguió un subsidio de 500 dólares para fabricar un radiómetro. Ewen descubrió que no alcanzaba y se lo comentó a Purcell, quien sacó la billetera y le dio 300 dólares de su bolsillo (son como 3000 dólares de hoy, pero Purcell ganaría el Premio Nobel en 1952, así que no le debe haber hecho falta). Como todavía no alcanzaba Ewen usó partes "tomadas en préstamo" de otros laboratorios. La mayor parte del equipo era "secuestrada" cada viernes a la tarde del ciclotrón usando una carretilla, y devuelta el lunes a la mañana... El receptor estaba conectado a una antena en forma de cuerno de madera terciada recubierta de cobre, montada en una ventana del Departamento de Física. Un día llovió y la antena demostró su eficacia como embudo, inundando todo el laboratorio. Le pusieron esa tapa que se ve en la foto (plegada hacia atrás) para que no volviera a pasar.

Ewen midió, y vio. Usando un método delicado de sintonización en la banda de 21 cm, inventado por él mismo y hoy usado regularmente en los radiotelescopios, logró detectar la radiación de la transición hiperfina del hidrógeno proviniendo del espacio. Aquí vemos su aspecto satisfecho.

Resultó que Van de Hulst estaba en Harvard, como profesor visitante del Observatorio. El radioastrónomo australiano Frank Kerr también estaba de visita. Ewen y Purcell los convocaron, les contaron sus resultados, y los urgieron a confirmarlos en sus propios laboratorios. Van de Hulst les contó que hacía años que lo estaban intentando, pero sin éxito. En un ejemplo de caballerosidad que sería inimaginable hoy en día, Ewen les explicó su método de detección. No sólo eso, sino que Purcell insistió en que demorarían la publicación de sus observaciones hasta que los holandeses y los australianos confirmaran los resultados. Los tres trabajos se publicaron en conjunto en la revista Nature, en septiembre de 1951.

La detección de la línea de 21 cm (1420 MHz) revolucionó la naciente radioastronomía. Las regiones de hidrógeno frío (10 a 100 K, reíte de Frozen) no emiten nada de luz visible, pero están por todos lados en la galaxia. En poco tiempo permitieron, por ejemplo, mapear la estructura de brazos espirales de la Vía Láctea. Un programa que no ha terminado, hay que decir. Véase el gráfico de aquí al lado. Lo tomé de un artículo de enero de este año, y  muestra la posición de unas nuevas nubes de hidrógeno (círculos celestes) que parecen prolongar uno de los brazos de la galaxia mucho más allá de lo conocido (rombos celestes, resultados del 2011). ¿Tal vez la Vía Láctea es una galaxia grand design, sólo que de adentro es difícil verlo?

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Hace poco leí esta historia en Life and death of stars, de Kenneth Lang, y me encantó. La línea del hidrógeno de 21 cm (1420 MHz) alcanzó cierta fama más allá del ámbito académico de la radioastronomía por su potencial para comunicarse con civilizaciones extraterrestres. Las placas conmemorativas a bordo de las Pioneer y las Voyager también usan esta frecuencia como escalas de tiempo y de longitud en sus mensajes.

El gráfico de la Vía Láctea y las nuevas nubes de hidrógeno atómico está tomado de A Possible Extension of the Scutum-Centaurus Arm into the Outer Second Quadrant, Yan Sun et al. (2015) ApJ 798 L27.

50 años no es nada

Unas dos mil estrellas ocupan un volumen de medio millón de años luz cúbicos alrededor de la Tierra. Todas mis modestas contribuciones al campo electromagnético del universo se encuentran estrictamente dentro de esta esfera de 50 años luz de radio. No deben ser muchas: la luz que reflejo, el infrarrojo que irradio, alguna vez que apunté una linterna al cielo, alguna entrevista por la radio... En todo caso ésta es la esfera a través de la cual, durante medio siglo, fue viajando a la velocidad de la luz la noticia de mi nacimiento, ocurrido hace exactamente 50 años.

Ciento treinta y tres de estas estrellas son visibles a simple vista desde la Tierra. Aquí están representadas en el simpático Atlas del Universo (con una estética un poco anacrónica hay que decir). Allí están las Alfas Centauris, que se enteraron cuando yo estaba en la salita de cuatro. Sirio, donde llegó la noticia mientras promediaba la primaria en la Escuela Número Doce Distrito Escolar Once Reconquista. Y muchas más de las conocidas: Vega, Proción, Capella, Arturo... La más lejana, exactamente a 50 años luz, es Mu Arae, donde recién hoy se han enterado del evento.

¿Cómo se verá el Sol desde Mu Arae? En Celestia podemos representarlo: las líneas son las de nuestras constelaciones, casi irreconocibles desde la nueva perspectiva. Pero ahí a la derecha se reconocen las Pléyades: muy juntitas en el espacio, se ven juntitas desde cualquier lado.

Muchas de estas estrellas son bien brillantes, pero no necesariamente las que vemos brillantes desde la Tierra. Habría que dibujar nuevas constelaciones, y nuestro Sol sería parte de una de ellas. Una linda constelación con Capella, Alfa Centauri, Sirio, Aldebarán... Me animo a dibujar una Trucha, nombre apropiado para una falsa constelación ;-)

Así como el Sol se ve tan pequeñito desde Mu Arae, Mu Arae es una estrella muy menor en nuestro cielo. Es un sol parecido al Sol, casi en límite de la observación a ojo desnudo desde un sitio oscuro. Cuatro planetas conocemos, una súper Tierra y tres gigantes, orbitando a su alrededor. ¿Retoza algún bicho en una playa de uno de estos mundos o sus lunas? ¿Mira al cielo, donde hay una estrella muy parecida a la suya? ¿Sabe acaso que a su alrededor hay un planeta? ¿Se imagina ese otro bichito que acaba de nacer ahí, justo en ese momento en que alzó su vista al cielo?

El trapecio y la red

Cualquiera que tenga un telescopio, por modesto que sea, puede observar una de las estrellas más extraordinarias del cielo durante los meses del verano austral: Theta 1 Orionis, el famoso Trapecio.

El Trapecio es una estrella múltiple en la parte más brillante de la Gran Nebulosa de Orión. En 1617 Galileo observó que era una estrella triple, sin notar la nebulosidad. Christiaan Huygens, cuarenta años después, nos dejó sus propias impresiones tanto de la estrella múltiple como de la Gran Nebulosa en esta página ilustrada de su libro sobre el planeta Saturno. El Trapecio era todavía un triángulo para Huygens; la cuarta estrella fue descubierta por Picard en 1673. Noten, en la figura, la nebulosidad cortada por un triángulo de oscuridad apuntando hacia la estrella múltiple, y las tres estrellas alineadas abajo. Así lo verán en el telescopio.

Huygens dice (traduzco un poco libremente el texto de abajo de la figura, que termina en la página siguiente) que se veían una docena de estrellas, y que:

"las tres que eran casi contiguas, así como otras cuatro, brillaban a través de la nube de manera tal que el área alrededor, que aquí se muestra, era mucho más brillante que el resto del cielo, que aparecía particularmente negro, y con una parte cortada como una grieta cuyo contraste aumentaba el efecto visual."

Trescientos sesenta años después uno mira por el telescopio y ve lo que vio Huygens, grieta incluída. Pero es más fácil registrarlo. Una exposición larga para la nebulosidad extensa, una intermedia para la parte brillante, y una corta para el Trapecio capturan bastante bien lo que se ve a simple vista, la delicada filigrana de gas fluorescente que junto a todas las estrellas que alberga es lo que vemos a simple vista como la difusa "estrella" central de la Daga de Orión:

Esta foto es gigante, la pueden descargar para guardarla de recuerdo. Notar que está girada casi 180 grados con respecto al dibujo de Huygens. Los colores no se ven a simple vista: por la manera en que funciona nuestra visión, a lo sumo vemos un color verdoso en la parte más brillante de la nebulosidad.

El Trapecio ocupa el centro de esta parte brillante. Así se lo ve en detalle. Es difícil de fotografiar desde Bariloche, donde el cielo nunca está perfectamente calmo. Este es mi mejor resultado de este año. Es una combinación de una exposición rápida con un par algo más largas para mostrar un poco de nebulosidad detrás:

El Trapecio, en conjunto, tiene la designación Theta 1 Orionis (se pronuncia "zeta", con acento español). Su estrella más brillante es la C. A, B y D completan el trapecio. E y F son ya difíciles de ver, pero en la foto se colaron, si se fijan bien. La estrella E es la única que tiene un color diferente, más anaranjado. Theta 2 A, B y C son las tres estrellas cercanas, alineadas, que también dibujó Huygens.

Una estrella múltiple de 6 componentes parece algo notable. ¡Pero en realidad son muchas más! El Trapecio tiene una estructura jerárquica: cada una de sus estrellas es doble o múltiple, ¡y algunas de esas componentes son también dobles! Hice una animación mostrando esta multitud. Además de A, B, C, D, E y F, hay una G, un par de Haches y una I que salen en fotos de buena calidad, como ésta. La separación entre las estrellas de la base mayor del Trapecio es de unos 20 segundos de arco, es decir un 1% del tamaño aparente de la Luna. Las estrellas A, C, D, E y F son dobles. En el caso de A y C, además, las principales (A1 y C1) son binarias espectroscópicas: dos estrellas tan próximas que no se las puede ver por separado, pero que se manifiestan como dobles a través de sus espectros. La estrella B es cuádruple, y la B1 además es doble espectroscópica.

Y éstas son apenas las estrellas más brillantes. El Trapecio es en realidad un verdadero mini-cúmulo de estrellas de reciente formación a partir del gas de la Nebulosa. Hay cientos de estrellas menores que sólo se ven en imágenes de radiación infrarroja. Una multitud, como dije.

Semejante cantidad de estrellas en un volumen de espacio similar al que nos separa de Alfa Centauri no puede ser muy estable. El Trapecio, con el correr de los eones, está condenado a dispersarse. Ya ha empezado: Mu Columbae, AE Aurigae y la más cercana Iota Orionis fueron expulsadas hace un par de millones de años, tal como contamos recientemente.

Las estrellas brillantes del Trapecio son estrellas extraordinarias en sí mismas. La más notable es la más brillante de la primaria de la componente C: es una estrella de tipo O, muy joven. Apenas una de cada 3 millones de estrellas es de tipo O, y viven muy poco tiempo, explotando como supernovas en pocos millones de años. Así que una estrella O joven es una rareza al cuadrado (como Mu Col, ya mencionada). Theta 1 Orionis C1 es una estrella monstruosa, que brilla con la luz de más de 200 mil soles a 39 mil grados. Ella solita es responsable de más del 85% de la iluminación de toda la Gran Nebulosa de Orión, cuyo hidrógeno, oxígeno y nitrógeno fluorescen irradiados por su feroz luz ultravioleta. Su viento estelar a mil kilómetros por segundo erosiona sin pausa el gas de la nebulosa, y ha producido esa forma peculiar que vemos hoy en día, que es una ampolla o burbuja en el medio interestelar. Las otras estrellas brillantes no le van muy en zaga: todas ellas son gigantes O y B (técnicamente, son enanas, pero bué). Una a una irán explotando como supernovas, golpeando y comprimiendo el gas y disparando la formación de nuevas estrellas. Un reciclado permanente del material de la galaxia, que se enriquece en elementos pesados con cada generación estelar que pasa. Todo a la vista en la Gran Nebulosa de Orión.

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SEDS tiene información y enlaces sobre el Trapecio, en particular al libro de Huygens que está disponible on-line por gentileza de las Bibliotecas Smithsonianas.

Exquisitas imágenes de las estrellas múltiples del Trapecio en Diffraction-limited Visible Light Images of Orion Trapezium Cluster With the Magellan Adaptive Secondary AO System, L. M. Close et al. (2013) The Astrophysical Journal 774:94.

Estrellas en fuga

¿Por qué se escapa una estrella del cúmulo que la vio nacer? ¿Cómo hace una inmensa esfera ardiente que pesa como 20 soles para salir disparada a más de 300 mil kilómetros por hora de donde quedaron sus hermanas?

En esta foto del cometa C/2014 Lovejoy en la constelación de Columba (la Paloma) se coló una de las estrellas más raras del cielo: Mu Columbae. Es ésa, a la izquierda y un poquito abajo del núcleo del cometa. Una estrellita de quinta magnitud que no dice gran cosa a simple vista.

Ahí donde la ves, Mu Columbae es una estrella extraordinaria. No sólo es de tipo O (una de cada 3 millones de estrellas es de tipo O), sino que es de tipo OV (se pronuncia "o cinco"). El numeral romano V la identifica como una estrella "joven". Las estrellas O son enormemente pesadas y brillantes. Arden ferozmente con la luz de decenas de miles de soles, consumen su hidrógeno en un par de millones de años y empiezan a envejecer. Por eso las OV son raras entre las raras. ¡Son rarísimas! Mu Col está a 1300 años luz de nosotros, por eso la vemos tan poquita cosa.

Como si esto fuera poco, Mu Columbae es una runaway star, una estrella fugitiva: se mueve a una velocidad fuera de lo normal para el lugar donde vive. Creo que fue la primera que se descubrió. La extraordinaria precisión de los instrumentos, la teoría y el poder de cálculo modernos han permitido reconstruir su sorprendente historia. Hoy está en la Paloma, que es una constelación austral al sur de Orión, pasando la Liebre. Si revisamos hacia el pasado de dónde viene disparada Mu Col, resulta que viene de la zona de la Gran Nebulosa de Orión, que es una reconocida región de formación estelar. Pero las rarezas no terminan acá. Existe otra estrella, también fugitiva, en la constelación de Auriga, el Cochero, del otro lado de Orión, pasando Tauro. La estrella AE Aurigae vuela a la misma velocidad que Mu Columbae pero para el otro lado. ¡Están escapando una de la otra! AE Aur es una estrella hermosa, de tipo B (ni tan rara ni tan brillante como una O), que vemos en medio de esta notable nebulosidad iluminada por su feroz radiación ultravioleta.

Auriga es una constelación septentrional, bastante difícil de ver desde Bariloche. Pero casualmente, en diciembre, se me coló en varias fotos en las que intenté capturar la lluvia de Gemínidas. Aquí está. Marqué con una flecha su trayectoria durante los últimos 2 millones y medio de años (con eventos destacados por el camino). Flechas más cortitas marcan las trayectorias del centro de la Nebulosa de Orión (donde está el famoso Trapecio), y de la estrella Iota Orionis (la estrella más brillante de la Daga de Orión, que comentamos la semana pasada). Mu Columbae no cabe en esta foto, pero otra flecha marca hacia dónde está. Iota Ori es una binaria formada por dos estrellas de diferente edad: una de la edad de Mu Col, otra de la edad de AE Aur. ¡Ajá! Todas ellas estaban, hace dos millones y medio de años, en la misma región del espacio, el punto de donde salen las cuatro flechas y que marqué con una estrella amarilla. Qué promiscuidad.

La reconstrucción de los hechos es muy detallada, fijensé. Todas estas estrellas nacieron en el Trapecio, que es una estrella múltiple (un verdadero mini-cúmulo) que se merece una nota aparte. Hace dos millones y medio de años, dentro del Trapecio, dos sistemas de estrellas binarias (cuatro estrellas en total) chocaron uno con el otro. Cuando ocurren estas colisiones las estrellas mismas no chocan una contra otra. Lo que pasa es que se acercan mucho, y la gravitación que ellas mismas generan perturba enormemente sus órbitas. Como resultado de la interacción ocurrió un intercambio de parejas y dos expulsiones (ver el gráfico). La compañera de Mu Columbae quedó en órbita de la compañera de AE Aurigae, formando la binaria "híbrida" Iota Orionis, alejándose lentamente del Trapecio. Mu Columbae y AE Aurigae salieron disparadas en direcciones opuestas, cada una a 100 km/s, a vivir en constelaciones distintas millones de años después. ¿De dónde salió la enorme energía para impulsar estos dos mamuts estelares a semejante velocidad? De la energía gravitatoria: al desarmar las binarias quedó disponible una enorme cantidad de energía potencial gravitatoria, que se convirtió en energía cinética de las estrellas fugitivas. La conservación de la energía puede hacer cosas extraordinarias.

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El gráfico del scattering que dio origen a Mu Columbae, AE Aurigae y Iota Orionis está basado en uno de N-body simulations of stars escaping from the Orion nebula, de Gualandris, Portegies Zwart and Eggleton, Mon. Not. R. Astron. Soc. 350, 615–626 (2004). La foto de AE Aurigae y su nebulosa es de Rolf Geissinger, tomada de su APOD del 11 de marzo de 2011. Las otras son mías, pero si me las piden se las presto.