Feliz Newtonidad

En un día como hoy, 25 de diciembre, hace muchos siglos, llegó al mundo un niño que, treinta y pico años después, transformaría el mundo. Hoy celebramos el nacimiento de Isaac Newton. ¡Feliz Newtonidad!

Newton nació en esta casa, en la aldea de Woolsthorpe-by-Colsterworth, una hora después de la medianoche del 25 de diciembre de 1642. Su madre, Hannah, decía que era tan chiquito que habría cabido en un jarro de un litro. A esta misma casa regresó Newton en 1665, recién graduado en Cambridge, cuando la universidad cerró a causa de la epidemia de peste. Y allí vivió 18 meses de cuarentena, fijate un poco: su "año milagroso" durante el cual inventó el cálculo infinitesimal, revolucionó la Óptica y la Mecánica, y formuló la Ley de Gravitación Universal. En buena medida el mundo de hoy, con los milagros tecnológicos de las comunicaciones, el home office, la salud, la industria, el transporte y el confort en general, nacieron con Isaac Newton el día de Navidad, hace casi exactamente 379 años.

¿Cómo llegó Newton a la gravitación universal? En las memorias de su amigo William Stukeley, Newton le relata cómo fue que la noción vino a su mente:

    “Fue ocasionada por la caída de una manzana, mientras estaba sentado en actitud contemplativa. ¿Por qué la manzana desciende perpendicularmente al suelo? ¿Por qué no va de costado, o hacia arriba, sino constantemente hacia el centro de la Tierra? Seguramente porque la Tierra la atrae. Debe haber un poder de atracción en la materia: y la suma de este poder de atracción debe estar en el centro de la Tierra, no en un costado. […] Si la materia atrae a la materia, debe ser en proporción a su cantidad. Así que la manzana atrae a la Tierra tal como la Tierra atrae a la manzana. Hay una fuerza, que aquí [en la Tierra] llamamos gravedad [es decir: peso], que se extiende por el universo.”

Y en un manuscrito de 1714 el propio Newton refiere que:

    “…comparé la fuerza requerida para mantener la Luna en su órbita con la fuerza de gravedad en la superficie de la Tierra, y encontré un acuerdo bastante bueno. Todo esto fue en los años de la Plaga de 1665 y 1666, ya que en esos días estaba en mis mejores años de inventiva, y se me daba la matemática y la filosofía (*) mejor que nunca.”

(*) La filosofía: la física, tal como se la llamaba en el siglo XVII.

Nunca sabremos el razonamiento exacto de Newton sentado bajo el manzano, pero un texto del matemático y astrónomo escocés David Gregory relata una visita a Newton, y cuenta haber visto un manuscrito “anterior a 1669” con los cálculos. Newton imaginó la Luna, la Tierra y la manzana, como en la figura de aquí al lado. Si no existiera la atracción gravitatoria, en un tiempo infinitesimal (exagerado por claridad en la figura) la Luna se movería en la línea recta azul de A a B, según la ley de inercia de Galileo. Pero debido a la atracción gravitatoria de la Tierra, la Luna “cae” de B a C. Si el fenómeno que produce la órbita de la Luna es el mismo que rige la caída de las manzanas, la ley de caída vertical (también descubierta por Galileo) le permitiría calcular la aceleración de esta “caída”.

La distancia de la Luna al centro de la Tierra es 60 radios terrestres, o sea 60 veces mayor que la distancia de la manzana (que está en la superficie) al centro de la Tierra. El cuadrado de 60 es 3600, así que la aceleración debida a la fuerza gravitatoria, si disminuyera con el cuadrado de la distancia como el brillo de una lámpara, debería ser 3600 veces menor sobre la Luna que sobre la manzana. Newton calculó por métodos geométricos la distancia BC correspondiente a un movimiento de 1 segundo, y encontró la aceleración. Al compararla con la aceleración de la caída libre en la superficie de la Tierra (los famosos 9.8 m/s²) le dio “algo más de 4000” veces menor. La discrepancia entre 3600 y 4000 no satisfizo a Newton, no publicó el resultado y abandonó por varios años sus investigaciones sobre la gravitación.

En 1679, a raíz de un intercambio epistolar con Robert Hooke, Newton retomó sus cálculos sobre la dinámica y demostró que si la fuerza fuera inversamente proporcional al cuadrado de la distancia, entonces valdría la Primera Ley de Kepler: que las órbitas de los planetas y los satélites son elípticas, con el centro de fuerza en uno de los focos. Finalmente, en 1684, a pedido de Edmund Halley, Newton rehizo estos cálculos, los complementó y los publicó como De motu corporum in gyrum (El movimiento de los cuerpos en órbita). Allí repite “la prueba de la Luna”, obteniendo esta vez “muy exactamente” una dependencia cuadrática con la distancia.

Pero no se detuvo allí. Al componer De motu Newton descubrió el poder de sus novedosos métodos matemáticos, que le permitían describir muchísimas situaciones que nadie sabía cómo tratar: el movimiento de varios cuerpos, las sustancias viscosas, las órbitas de los cometas, el movimiento anómalo de la Luna, la precesión de los equinoccios y los perihelios, las mareas, la forma aplanada del globo terrestre y mucho más. Urgido por Halley, Newton trabajó sin pausa durante un año y medio. El resultado: los tres volúmenes de los Principia Mathematica Philosophiae Naturalis, publicados en 1687, la obra más influyente de la Revolución Científica del siglo XVII y una de las más extraordinarias de la historia de la ciencia. Todo salido de la reflexión de un hombre que un día vio caer una manzana, y se preguntó si la fuerza que la hacía caer no sería la misma que mantenía a la Luna en su órbita.

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Muchas de estas cosas están contadas en Newton's Principia for the common reader, de S. Chandrasekhar (el astrofísico que descubrió buena parte de los secretos de la evolución estelar), y en The background to Newton's Principia, de John Herivel (de relevante actuación en el desciframiento del Código Enigma hasta que las máquinas diseñadas por Alan Turing comenzaron a funcionar).

La foto de las manzanas con la Luna detrás es de nuesto Manzano de Newton en el Instituto Balseiro. La foto de la casa natal de Newton es del UK National Trust, con el manzano decorado por mí. La ventana con la guirnalda es la habitación de Isaac.

La supernova más reciente

Ha habido unas cuantas supernovas en nuestra galaxia durante la historia humana. En el año 185 astrónomos chinos vieron una estrella nueva en el cielo, que brilló durente 8 meses en la región de Alpha Centauri. En 393 otra estrella nueva apareció en el cielo de Escorpio. En 1006 apareció una en Lupus, extremadamente brillante (16 veces más que Venus), ampliamente observada en todo el mundo. En 1054 apareció otra muy brillante, en Tauro, que formó la famosa Nebulosa del Cangrejo. En 1181 hubo una más, en Casiopea, mucho menos conspicua. También en Casiopea apareció, en 1572, la supernova de Tycho Brahe, quien la presentó como estrella nova, de donde viene la designación actual. Ya en plena revolución científica, Johannes Kepler observó en 1604 una en Ofiuco. Luego de Kepler, durante los 400 años de astronomía moderna, con instrumentos cada vez más sofisticados, nada. ¿Dónde están las supernovas de la Vía Láctea?

Por supuesto, hoy se observan todos los días supernovas en otras galaxias. Son tan brillantes que las vemos explotar por todo el universo. Y en 1987 una de ellas fue tan cercana que algunos pudimos verla a simple vista, en la Nube Mayor de Magallanes. Pero una galaxia como la Vía Láctea debería producir una o dos supernovas por siglo, ¿realmente no hubo ninguna en 400 años?

Resulta que hubo al menos una, pero no la vimos, y sólo recientemente lo hemos sabido. Si miramos hacia la constelación de Sagitario, donde la Vía Láctea es más gruesa y densa, podemos ver (a simple vista o con binoculares) vastas nubes de estrellas cruzadas por filamentos oscuros.

Estas nubes oscuras son polvo frío, que nos oculta la gran mayoría de las estrellas de la Vía Láctea. El centro de nuestra galaxia se encuentra en esa dirección, así que casi toda la galaxia está ahí detrás. Aquí marqué, en la foto, la posición del centro galáctico con una estrella rosa. Es fácil de encontrarlo usando el pico de la Tetera de Sagitario como guía. 

Cerca de la estrella rosa, la estrellita roja marca la posición de la nebulosa G1.9+0.3. Es muy lejana, casi a la misma distancia que el centro galáctico, a 27 mil años luz de nosotros. Y resulta que es un resto de supernova observable en radio y rayos X (que penetran el polvo opaco) descubierto recién en 1985.  

Desde el principio se notó que era inusualmente pequeña, lo que indicaba su juventud. En pocos años se la vio expandirse, lo cual permitió calcular que la explosión ocurrió en 1900. Y nadie la vio. Guau. 

Hasta que aparezca una nueva, G1.9+0.3 es un objeto muy interesante para los especialistas en supernovas, y hay mucho trabajo sobre ella porque su forma asimétrica, su expansión peculiar, la distribución de su composición química, servirán para mejorar los modelos físicos de cómo explotan las estrellas. 

Quiero terminar con un comentario relativista. Vista desde la Tierra, la estrella explotó en 1900. Pero la explosión ocurrió a 27 mil años luz de distancia, así que su luz viajó 27 mil años antes de llegar. ¡Desde que explotó G1.9+0.3 deben haber explotado cientos de supernovas en la Vía Láctea! ¿Por qué decir que es la más reciente? ¿Acaso no es 20 mil años más vieja que la que explotó en 1054, pero que está a sólo 6500 años luz? Sí y no. No y sí.

¿Cuál es la supernova más reciente? ¿La más reciente que observamos, o la más reciente que ocurrió? En un marco de referencia absoluto, en el que pudiéramos ver toda la galaxia a la vez, no habría problema: la más reciente sería la última que ocurrió en la galaxia. Pero hay un problema con esto: la galaxia es enorme, mide 100 mil años luz de diámetro. No hay manera de "verla toda a la vez", como en esta ilustración. La luz misma que necesitamos para "verla" tarda decenas de miles de años en recorrerla. Desde nuestro rinconcito de la galaxia la vemos tal como era hace muchos miles de años, salvo las regiones más cercanas. 

Pero esto no es todo. Ese marco de referencia absoluto no sólo es impracticable, sino que fundamentalmente no existe. La Teoría de la Relatividad nos dice que no puede existir, que todos los sistemas de referencias son relativos unos con otros. En particular, la simultaneidad de los eventos es relativa. Imaginen otra supernova, que explota "simultáneamente" con G1.9+0.3 pero 121 años luz más lejos en la misma dirección. Su luz debería llegar este año, poque estuvo viajando 121 años más. Nnnnnnno: dos explosiones que son simultáneas para un observador, vistas por otro observador una ocurre antes y la otra después. Matemáticamente no es muy complicado de entenderlo, aunque en palabras parezca un trabalenguas. Los que estén interesados, vayan a estudiar un poco de relatividad especial, no es complicado, pero se escapa del alcance de este blog. 

En definitiva: sólo podemos apreciar los eventos en un marco relativo, no absoluto. ¿Relativo a qué? Relativo a nuestra propia posición (obvio, lo descubrieron los artistas del Renacimiento) y a nuestro propio movimiento (menos obvio, descubierto por Einstein en 1905). Y ese es el marco de referencia que usamos (salvo los cosmólogos, que usan uno llamado comoving). El orden cronológico está determinado por la llegada de la luz de los eventos a la Tierra. En ese sentido, G1.9+0.3 es la supernova más reciente de la Vía Láctea.

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Papers súper interesantes:

Reynolds et al., The youngest galactic supernova remnant: G1.9+0.3, Astrophys J. 680:L41-L44 (2008)

Carlton et al., Expansion of the youngest galactic supernova remnant G1.9+0.3, Astrophys. J. Lett. 737:L22 (2011).

Borkowski et al., Nonuniform expansion of the youngest galactic supernova remnant G1.9+0.3, Astrophys. J. Lett.  790:L18 (2014).

Chakraborti et al., Young remnants of type Ia supernovae and their progenitors: A study of SNR G1.9+0.3, arXiv:1510.08851v1 (2021).

La foto de la Vía Láctea es mía, así como la ilustración de la luz de las supernovas viajando por la galaxia. Las imágenes de G1.9+0.3 son de NASA/Chandra observatory.

¿Le pido un telescopio a Papá Noel?

En esta época del año empiezo a recibir consultas sobre este asunto: ¿qué telescopio le encargamos a Papá Noel? No hay una respuesta fácil y definitiva. Voy a dejar aquí algunas recomendaciones generales, y el enlace a unas notas de hace años donde ya escribí sobre el tema, con más detalles. 

Imaginá cómo lo vas a usar. ¡El mejor telescopio no es el más grande, es el que se usa más seguido! Pensá dónde lo vas a usar, dónde lo vas a guardar, el esfuerzo de montarlo y desmontarlo (o si vas a construir un observatorio permanente...). 

El aumento no importa. Ignorá la publicidad sobre el aumento del telescopio. Cualquier telescopio se puede hacer funcionar a cualquier aumento en un enorme rango (cambiando las lentes oculares), y el aumento útil es generalmente muy inferior al límite teórico. Cerrá los ojos y repetí conmigo: El-au-men-to-noim-por-ta...

El "alcance" no importa. Algunas publicidades mencionan hasta dónde se podrá observar. Ignoralas, no significan absolutamente nada. A simple vista se puede ver a millones de años luz de distancia.

La apertura sí importa. El parámetro más importante de un telescopio es su apertura: el lugar por donde entra la luz. El principal propósito de un telescopio es capturar los poquísimos fotones que nos llegan de los objetos astronómicos y encaminarlos hacia nuestros ojos. Esto se consigue con grandes aperturas. Un telescopio razonable de aficionado puede tener una apertura de entre 15 y 25 cm de diámetro. Hay modelos de 11 o 13 cm muy interesantes, por precio y tamaño, pero preparate porque te dejarán con ganas de más. La apertura aumenta con el cuadrado del diámetro, de manera que un telescopio de 20 cm recibe el cuádruple de luz que uno de 10 cm, no el doble. Yo tengo telescopios de 80, 114 y 200 mm.

La montura también importa. Para ser usable, un telescopio necesita estar sólidamente montado en una estructura firme. Puede ser un trípode o una especie de cureña de cañón. Tiene que permitir movimientos suaves del telescopio hacia distintas partes del cielo, pero a la vez tiene que ser resistente a las vibraciones mínimas que se producirán al usarlo. Muchos telescopios "de juguete" tienen ópticas razonables pero pésimas monturas, que los vuelven inusables. Con destreza manual, por supuesto, se puede mejorar una mala montura o construir una propia. Si el presupuesto lo permite, existen monturas llamadas GOTO, computarizadas, que permiten controlar el telescopio desde una consolita o el celu, haciéndolo apuntar hacia miles de objetos astronómicos que uno elija por su nombre propio o de catálogo, sin necesidad de aprender las tediosas técnicas de navegar por el cielo de estrella en estrella.

Qué se puede ver. Hay que ignorar todas las fotografías que aparezcan en la publicidad y en las cajas. No tienen ninguna relación con lo que se ve. Con un telescopio pequeño (10-13 cm), desde una ciudad como Buenos Aires, se pueden ver la Luna (fascinante y siempre cambiante, además), estrellas dobles, múltiples y cúmulos de estrellas (más coloridas que a simple vista) y las nebulosas más brillantes (jamás con los colores rojos y azules que salen en las fotos). A lo largo del año se podrán ver los planetas, en particular Júpiter, con sus nubes y sus cuatro grandes lunas, Saturno y sus anillos, y Venus que tiene fases como la Luna (Marte también, pero es muy chiquito y decepcionante). Desde un sitio oscuro el mismo telescopio mostrará muchas más nebulosas y algunas de las galaxias más brillantes (difíciles de encontrar, al principio). Lo mejor para saber cómo se ve a través de un telescopio es ir a una observación pública. Posiblemente tengan instrumentos mucho mejores que el que uno esté pensando en comprar, pero sirve para hacerse una idea, y además uno les puede preguntar dónde comprar, etc. 

Buenos Aires: en el Planetario  y en Parque Centenario; Bariloche: están en Facebook; también en Bariloche: Astropatagonia y Under the Stars Patagonia; Mercedes: Observatorio Municipal; Las Grutas: Denis Martínez; El Bolsón y Bariloche: Grupo Osiris; San Miguel: Bella Vista al Cosmos; Villa Mercedes: Club de Astronomía. (Dejá un comentario si conocés algún otro.)

Binoculares. Usar un telescopio astronómico no es fácil. Tampoco es difícil, pero es algo técnico que hay que aprender. Hay que aprender a armarlo, a mantenerlo, a posicionarlo para poder seguir el movimiento del cielo (incluso los computarizados), a encontrar las cosas en el cielo, a observar, etc. Es algo que requiere cierta dedicación, y no conozco ningún modelo de telescopio que alguien que no tiene ni idea, ni ningún interés por aprender y sólo quiere mirar una vez cada tanto, pueda sacar al patio y mirar. Capaz que existe, pero lo dudo. En cambio, es muy fácil usar binoculares. Todos los aficionados a la astronomía usamos binoculares además de telescopios. Tienen muchísimas ventajas: son más baratos, son más chiquitos y livianos (para llevar de viaje, por ejemplo, ¡a un lugar más oscuro que donde uno vive!), son más resistentes a la mugre y al uso, y son fáciles de usar. Los sacás, y mirás. Punto.

Los binoculares más usados para la astronomía son del tipo 7x50 o 10x50. Esto quiere decir 50 mm de apertura, y 7 o 10 aumentos. 10 aumentos es el límite que permite sostener los binoculares en las manos sin que vibren demasiado. Cualquier binocular bueno tendrá una rosca entre los dos tubos, que permite atornillarlo a un trípode de fotografía mediante un adaptador que puede hacer cualquier herrero, o cualquiera que se dé maña, para observar con comodidad. Si no, se puede apoyar el binocular o los codos. Los de 7 aumentos se pueden sostener en las manos. Yo uso de 10x.

Aparte de esto, conviene elegir binoculares que digan BaK-4 (es el tipo de vidrio del prisma, BaK-4 es realmente mejor que BK-7, mal llamado BaK-7 en algunas publicidades), con diseño porro (sí, se llama porro, qué quieren que le haga) antes que roof , y fully multi coated (son los filtros antirreflejo de las lentes, en general dice FMC o MCF en la caja). Eviten los binoculares con zoom. Hay buenos binoculares alrededor de ARS 6000, que es mucho más barato que un telescopio. Además, si uno se cansa de la astronomía, los puede usar para ver aves, deportes, etc. Los telescopios astronómicos sólo sirven para la astronomía (por ejemplo, ¡se ve al revés!). 

Algunos detalles técnicos más. En las notas del blog: ¿Me compro un telescopio? (lean también los comentarios, muchos de principiantes desorientados), Razón focal y ¿Cuál es el mejor telescopio?

Negocios. No voy a recomendar ningún proveedor. Sólo diré que en Argentina se consiguen buenos telescopios y accesorios de las marcas Celestron, Meade, Explore Scientific y Sky-Watcher. El resto, son de juguete, si bien algunos modelos de Galileo, Bresser, Shilba, son aceptables. Pero si conocés alguna marca recomendable (tal vez en otro país, porque nos leen en todos lados), dejala en los comentarios. 

Recomiendo también la lectura de la nota Primer telescopio, de Enzo De Bernardini, y la del Planetario de Buenos Aires: Guía para empezar. Lean ambas de punta a punta.

 

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La imagen de Papá Noel es de Dreamstime.com, versión de muestra.

Venus de día

Las estrellas del cielo nocturno brillan igual de radiantes de día; sólo que el cielo las abruma de luz y nos impide verlas. ¿Y si una estrella fuera muy muy muy brillante, no podríamos verla de día? El Sol, obvio. ¿Pero una que parezca una estrella, un puntito de luz, como las nocturnas?

¡El planeta Venus! No es una estrella, pero a simple vista es un puntito de luz, se ve como estrella. El brillo de Venus cambia mucho a lo largo de su órbita. De hecho tiene fases, como la Luna, ya que como su órbita está entre la de la Tierra y el Sol, a veces vemos su lado diurno, a veces su lado nocturno, y otras veces las fases intermedias. La combinación de estas fases con su cambiante distancia a la Tierra producen una peculiar variación de brillo. Este año el máximo es extraordinario: está en el top 60 desde el año 1500 hasta el 2500, y no volverá a ser tan brillante hasta 2161. Alcanzará casi magnitud -5, cuando Venus está 20% iluminado y a menos de 0.4 unidades astronómicas de nosotros:

En estos días se puede ver Venus de día. Es una experiencia rarísima: una estrella de día, en medio del cielo celeste. Es difícil encontrarlo, por supuesto. Hay que saber muy bien dónde está en el cielo. Lo mejor es elegir un día que la Luna le pase muy cerca, para orientarse. Pero con paciencia y atención también se lo puede encontrar sin ayuda, lo cual es una experiencia única. No lo ves, no lo ves, no lo ves, ¡y de pronto está ahí, cómo no lo viste antes! El día 24 de noviembre lo fotografié desde el balcón de casa:

¿Lo ven, ahí en medio? Esta foto está tomada con el zoom a 100 mm, y es el ancho entero del cuadro (12 grados). Hice también una en 270 mm (5 grados de ancho):

Ahora sí, seguro lo ven. Si les parece que salió movido, no: es la fase. En un recorte al 100% podemos verlo clarísimo. El disco medía 35.5" y estaba iluminado al 33%:

Esta semana, el día lunes 6, la Luna pasará a sólo 4 grados de Venus en el cielo, y es una buena oportunidad para encontrarlo más fácilmente. A media tarde estarán en su punto más alto del cielo. Desde nuestra latitud se verán así, mirando hacia el norte pero bien bien alto:

Hace unos años fotografíé una conjunción parecida, y este año trataré de hacerlo de nuevo. Así fue, en 2011:

Según Wikipedia, existen varias anécdotas curiosas de observaciones diurnas de Venus. El primero en reportarlas parece que fue Tycho Brahe, entre el 21 y el 24 de febrero de 1587. En 1716 los londinenses se alarmaron por la aparición de Venus en el cielo diurno, y Edmund Halley lo explicó calculando el momento de brillo máximo, que no es el Venus lleno, ojo. Napoleón lo vio durante una fiesta en Luxemburgo. Y también se lo vio masivamente el día de la segund asunción presidencial de Lincoln en Washington, en 1865. 

Cuando explote una supernova en nuestra galaxia podremos verla brillar durante el día, tal como relataron los testigos de supernovas históricas. Venus, a magnitud -5, corresponde a cómo se vería una supernova de tipo Ia (uno-a) a unos 20 mil años luz de distancia, bastante lejos. Las supernovas de tipo II, de colapso del núcleo de una estrella masiva, son un poco menos brillantes. La magnitud -5 corresponde a una explosión de tipo II a unos 8 mil años luz, que es más o menos la distancia a la estrella súper masiva Eta Carinae. Cuando mires Venus de día esta semana, imaginate que es la explosión de nuestra estrella favorita. (Por supuesto, es posible que Eta Carinae explote como hipernova, y entonces agarrate.)

Pasado el máximo la magnitud baja rápidamente a medida que se acerca el "Venus nuevo" (fase iluminada 0%). Curiosamente, antes de alcanzar el mínimo hay una pequeña subidita, que vuelve a ocurrir pasado el mínimo. Cuando preparé el gráfico usé primero las efemérides de Stellarium, y me pareció que era un error. Lo repetí en Cartes du Ciel y tenía lo mismo. Así que fui al excelente sistema Horizons, del JPL, que es el que usan para los viajes interplanetarios. Me dio la magnitud con tres decimales, y el mismo efecto. Así que me convencí de que era real. ¿Por qué sería? Encontré una nota en Sky & Telescope que lo explica: el exceso de luz cuando Venus se convierte en una delgada menguante o creciente se debe a una dispersión enfocada (un forward scattering) en gotitas de ácido sulfúrico de su atmósfera superior. ¿Alguien se anima a fotografiarlo?

 

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La nota de S&T es de mayo de 2020, y menciona que USNO había adoptado un sistema mejorado de cálculo de magnitud aparente planetaria. Las News de Horizons reportan su adopción en junio de 2020.

La explicación del exceso de luminosidad de Venus a muy baja fase está en: Mallama et al., Venus phase function and forward scattering from H₂SO₄, Icarus 182:10-22 (2006).

La foto de las fases de Venus es © Statis Kalyvas - VT-2004 programme, de Wikipedia.

¿El eclipse más largo?

El eclipse lunar más largo del siglo no fue el de la semana pasada. Pero aguanten un poquito, primero comparto las fotos. A las 5:23 el eclipse cubría la mitad de la luna llena. El cielo estaba razonablemente oscuro y logré capturar el precioso cúmulo de las Pléyades junto a la Luna:

Se ve bien lindo en esta foto el color rojo de la luna eclipsada, con la tenue luz de todos los amaneceres y los atardeceres de nuestro planeta, como hemos contado otras veces. La tenue franja oscura que cruza el cielo creo que es humo de algún incendio. Con un campo más angosto las vemos así (foto girada, que me gusta más cómo queda).

A medida que el eclipse fue avanzando la Luna se acercaba al horizonte y el cielo se aclaraba por la proximidad del amanecer. Estos eclipses me encantan para capturar tanto la Luna como el paisaje. Hay uno en el banner del blog, después de todo. Vean qué lindo se veía el centro de Bariloche, con la torre de la Catedral, el lago Nahuel Huapi y al fondo la cordillera de los Andes. Esto es a las 5:42, cuando faltaban 15 minutos para el máximo eclipse:

Cada vez se hacía más difícil ver la Luna eclipsada. Así que acerqué el cuadro para los últimos minutos, mientras la Luna bajaba sobre el cerro Millaqueo:

Finalmente, una luna fantasmagórica se ocultó tras los cerros todavía nevados de la primavera, escapándose del cinturón de Venus que la corría desde arriba:

Muy lindo eclipse. Hagan planes para ver el próximo, el 16 de mayo de 2022. Será un eclipse total en medio de la noche para nuestra longitud, con la Luna súper alta junto a Escorpio en nuestra latitud. Una preciosura va a ser. Mientras tanto, quédense con la foto que más les haya gustado.

Ahora quiero decir algo sobre la duración del eclipse. Pero dejemos esto en claro desde el principio: la cuestión es completamente irrelevante para disfrutar del fenómeno. Se lo anunció de manera sensacionalista como "El eclipse lunar más largo del siglo", o incluso "de los últimos 1000 años". Quisiera saber cuántos de los que escribieron esos titulares vieron aunque sea 5 minutos del eclipse. En muchos de esos anuncios (no en todos) se omitió un detalle clave: eclipse parcial. Por supuesto, los eclipses totales son generalmente más largos que los eclipses parciales, porque la trayectoria de la Luna por la sombra de la Tierra es más larga. Así (en rojo la sombra de la Tierra, en blanco la Luna llena):

El eclipse del 19 de noviembre fue casi total, así que fue casi tan largo como puede ser un eclipse lunar sin ser total. Desde el primer contacto con la umbra, hasta el último, duró 208.4 minutos. Es el décimosexto en duración entre todos los eclipses parciales que aparecen en el Canon de 5 milenios de eclipse lunares, compilados por el legendario Fred Espenak para el período -1999 hasta el año 3000. Me dio curiosidad revisar la duración de los 4207 eclipses parciales catalogados. Este es el resultado:

Cada barrita gris muestra la cantidad de eclipses parciales de cada duración, minuto por minuto. Hay poquitos muy cortos, de menos de una hora. La mayor parte están alrededor de las 3 horas. Nuestro eclipse de la semana pasada está señalado con una línea vertical roja. Se ve que casi todos los eclipses son más cortos, y que hay muy poquitos más largos. El más reciente más largo (24 segundos más largo) fue el del 18 de febrero de 1440, hace 581 años, que marqué con una línea azul casi pegada a la roja. Ése es el eclipse al que hacían referencia los titulares sensacionalistas. El próximo eclipse parcial más largo que el que acabamos de ver es el más largo de todo el Canon (210 minutos), y ocurrirá el 8 de febrero de 2669. Falta mucho, así que me interesé por el extremo opuesto: ¿Cuál será el eclipse parcial más corto? Estos eclipses pasan apenas raspando la umbra, y deben ser casi imperceptibles salvo que uno esté prestando atención. ¿Podremos ver un eclipse súper corto, ponele de 10 minutos? El más corto de todo el Canon es un eclipsito de morondanga que duró 2 minutos y medio en 1553. No hay nada por el estilo hasta el siglo que viene, pero sí tenemos uno cortito razonablemente pronto: el 28 de septiembre de 2034 (línea verde en el gráfico) habrá un eclipse parcial de 26.7 minutos. Será visible en su totalidad (¿en su parcialidad?) desde casi toda América, Europa y África, como muestra el mapa.

Eso en cuanto a los eclipses parciales. ¿Los totales, entonces, son más largos? No siempre. Dicho de otro modo: ¡hay eclipses totales que son más cortos que algunos parciales! Esto ocurre porque la Luna no tiene siempre el mismo tamaño en el cielo: las lunas en perigeo son más grandes, y tardan menos en atravesar la umbra. La umbra misma, en menor medida, también cambia de tamaño a la distancia de la Luna. La luna llena del eclipse pasado fue una miniluna, una luna en apogeo (la posición más distante en su órbita alrededor de la Tierra). Eso contribuyó a que el eclipse, además de ser casi total, fuese particularmente largo. Ya que estaba hice el mismo gráfico pero poniendo solamente los eclipses totales, para ver cómo quedaba nuestro eclipse parcial:

De inmediato vemos que los eclipses totales son ciertamente más largos en general: no hay ninguno siquiera de 3 horas de duración, que es donde estaba la duración media de los parciales. Nuestro eclipse parcial está nuevamente marcado con rojo, y está medio por la mitad. Duró unos minutos menos que la mayor parte de los eclipses totales, que están por los 210 minutos. Pero vemos también muchos eclipses totales más cortos. De hecho, el eclipse lunar total de mayo pasado (precioso) fue de este tipo: un eclipse total de apenas 187 minutos, porque ocurrió durante una superluna. Marqué con una línea verde otro ejemplo reciente: el eclipse del 21 de febrero de 2008 duró tres minutos menos. Lo vi entero, en la madrugada de mi cumpleaños. El eclipse total más largo presente en el Canon de cinco milenios fue el del 16 de julio del 2000, unos interminables 236 minutos. ¡No tengo registro de haberlo observado! ¿Alguien lo recuerda?

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El Five Millenium Canon of Lunar Eclipses: -1999 to +3000 y su complemento Five Millenium Catalog of Lunar Eclipses: -1999 to +3000, de Fred Espenak, son accesibles en la web.

Para hacer los histogramas usé la duración entre los contactos U1 y U4, tanto para los eclipses parciales como para los totales. El eclipse es total entre U2 y U3, pero esta duración no nos sirve para comparar con los eclipses parciales.

Pulgar para abajo

Que al mundo nada le importa,
Yira... yira...
Enrique Santos Discépolo

Todo gira. La Tierra, la Luna, los planetas rotan sobre sí mismos, y también se mueven en órbitas alrededor del Sol. El propio Sol gira sobre sí mismo una vez por mes. Nadie se salva: cometas, asteroides, partículas de polvo, anillos... todo gira, todo rota. Es evidente que cualquier rotación tiene un eje, y que se puede rotar de dos maneras: para un lado o para el otro, alrededor de ese eje. Los físicos tenemos una regla para identificarlas: la regla de la mano derecha. Si ponemos la mano derecha como en la figura, con los dedos en la dirección de la rotación, el pulgar apunta hacia lo que llamamos el norte. (Para los curiosos, es la dirección en la que apunta el vector velocidad angular, que es la magnitud física que caracteriza la rotación.)

La figura muestra como ejemplos las rotaciones del Sol, de la Tierra y de la Luna sobre sí mismos, y de la Tierra alrededor del Sol y la Luna alrededor de la Tierra. Como se ve, todas las rotaciones son parecidas: todos los ejes son parecidos, y los nortes apuntan en la misma dirección. Esto tiene que ver con la historia de la formación del sistema solar, de la que nos ocuparemos otro día. Hay excepciones: el eje de Urano está "acostado": el norte de Urano apunta casi en plano de su propia órbita, pero igual obedece a la mano derecha. En todos los casos, el norte es la dirección del pulgar de la mano derecha enroscada en la dirección del giro.

¡Salvo! Salvo la Vía Láctea. Chan.

Las estrellas de la Vía Láctea, entre ellas el Sol y todo el sistema solar incluido, giran alrededor del centro galáctico, casi todas ellas también en un plano muy finito, como los planetas, formando un disco. El eje de rotación de nuestras órbitas planetarias no está alineado con el de la rotación del disco, simplemente porque la galaxia y el sistema solar no se formaron a la vez. Vamos viajando por la galaxia medio inclinados. Pero lo más curioso es que el norte galáctico no está en la dirección que indica la regla de la mano derecha. ¡El pulgar de la mano derecha, enroscando los dedos en la dirección de la Vía Láctea, apunta al sur galáctico! Así:

Esto a mí me resulta extremadamente confuso cuando estoy mirando el cielo hacia la Vía Láctea y trato de imaginarme la rotación. ¿Por qué es así? No estoy completamente seguro, y es algo de lo cual rara vez se habla. Yo creo que la razón es histórica: el primero en hablar de los polos galácticos fue William Herschel, en el siglo XVIII. Herschel, contando estrellas en todas las direcciones del cielo, se dio cuenta de que formaban un sistema achatado, y conjeturó que esa era la forma de la Vía Láctea: un disco. Uno de los polos (el que él veía desde Inglaterra) apuntaba en la dirección de la constelación Coma Berenices, y como estaba en el hemisferio norte del cielo lo llamó polo norte galáctico. A lo largo de los siglos la determinación del polo norte galáctico fue cambiando, usando distintas técnicas:

Todo esto se fue haciendo incluso antes de que se observara y se midiera directamente de qué manera y en qué dirección estaba rotando el disco de la Vía Láctea. Y cuando finalmente se observó la rotación, el pulgar derecho apuntaba hacia el sur, qué vachaché. Finalmente, en 1958 la Unión Astronómica Internacional decidió fijar los polos y el ecuador galácticos, definiendo un sistema de coordenadas galáctico (como la latitud y la longitud de la Tierra), usando mediciones de hidrógeno neutro interestelar, que define mejor el disco y se podía detectar más lejos que las estrellas. Y quedó como dictaba la tradición, el norte galáctico en el lado norte del cielo, y el sur en el lado sur del cielo, muy cerquita de la famosa galaxia Moneda de Plata en la constelación del Escultor.

¿Cómo podemos visualizar esta rotación? La Vía Láctea no rota como un cuerpo rígido, por supuesto, porque está formada por millones de estrellas cada una en su propia órbita. Los aficionados a la materia oscura recordarán que en buena parte de la galaxia las estrellas se mueven a la misma velocidad, sin importar su distancia al centro galáctico. Pero las que están más cerca del centro tienen órbitas más cortas, así que giran más rápido, mientras que las que están más afuera giran más lento. Desde nuestro punto de vista, las que tenemos mirando hacia el centro galáctico, más o menos desde Carina/Crux hasta el Cisne, están hacia adentro y se nos van adelantando. Así que (con el sur hacia arriba, mirando desde el hemisferio sur) desde el lado de Crux, Centauro y Escorpio se mueven hacia nosotros, y del lado del Águila se alejan. Las de afuera (pasando por Cassiopea, Perseo, Auriga, Orión/Géminis, Monoceros, Can Mayor, Puppis hasta Vela), al revés. Usando el telescopio espacial Gaia los astrónomos han medido estos movimientos, que aparecen aquí representados en colores: azul hacia nosotros y rojo alejándose. Los puse en un panorama de la Vía Láctea que hice hace poco en Villa Tacul:

 Si prefieren, he aquí una versión animada:

Ya que estamos, les dejo también la foto del cielo solo porque está buena. Es un panorama en el que acomodé el punto de fuga hacia el centro galáctico (en lugar del horizonte, como es habitual) para que la galaxia aparezca con su forma chata como es en realidad.

Ésta es la mejor época para visualizar estas cosas bajo las verdaderas estrellas, y marearse un poco imaginando la vertiginosa rotación de la galaxia. Cuando lo vean, imaginen las dos direcciones: hacia el centro y hacia el sur galácticos, pongan el pulgar de la mano derecha apuntando hacia el polo sur galáctico (la "ventana" de la galaxia), y enroscando los dedos tendrán la dirección en la que las estrellas se están moviendo en sus órbitas. 

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Las fotos e ilustraciones son todas mías. Las podés usar si batís de dónde las rascaste. El mapa de los polos a lo largo del tiempo (entre 1851 y 1930) es de: Walkey, The true galactic pole, The Observatory 64:264-273 (1942).

La definición del sistema de coordenadas galácticas está pubicada en: Blaauw et al., The New I.A.U. System of Galactic Coordinates (1958 Revision), Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 121:123–131 (1960).

El mapa azulgrana de la rotación galáctica es de ESA/Gaia DR2.

Las ventanas de la Vía Láctea

La Vía Láctea es una galaxia espiral. La inmensa mayoría de sus estrellas, el Sol incluído, se encuentran en un disco muy chato. Chato como un CD. Cuando miramos hacia el centro galáctico tenemos ante nosotros casi toda la Vía Láctea, donde su franja es más gruesa y densa en el cielo. Todo alrededor, mirando en la dirección del disco, la galaxia nos oculta buena parte del universo más allá. Pero si miramos en la dirección perpendicular al disco, ya sea hacia el norte o hacia el sur, ¡ah, es como mirar por una ventana y asomarnos al universo lejano! 

El centro galáctico está en la constelación de Sagitario, como hemos contado muchas veces, y desde nuestra latitud lo vemos mejor en invierno, sobre nuestras cabezas. Las noches de verano nos traen la vista hacia afuera, hacia Auriga y Tauro, donde la franja de la Vía Láctea es más finita y rala en el cielo. Desde nuestras latitudes, el polo norte galáctico está siempre más bien bajito, en la constelación de Coma Berenices, visible en otoño. En la primavera austral podemos ver al mismo tiempo hacia el centro galáctico y hacia el polo sur galáctico, en la dirección de Sculptor. La diferencia es sobrecogedora:

Las dos fotos fueron tomadas el mismo día, con exactamente el mismo equipo. Ambas son exposiciones de 25 minutos, calibradas y procesadas exactamente de la misma manera. Abarcan 5 grados de ancho (10 lunas), y las dejé sin recortar los bordes, donde la aberración cromática es más fuerte, para la comparación. 

La primera foto muestra muchísimas estrellas (un cálculo aproximado me da 15 millones), tantas que hasta se confunden en un resplandor indefinido. Se destacan, además, las dos famosas nebulosas brillantes M8 (de la Laguna) y M20 (Trífida), junto con sus cúmulos estelares. Hay además una multitud de cumulitos pequeños, tanto abiertos como globulares, y la filigrana de polvo oscuro que caracteriza a las galaxias espirales como la nuestra. El centro galáctico está un poco fuera del campo, hacia la izquierda.

La otra foto tiene muchísimas menos estrellas. No es una ilusión: estamos viendo a través de apenas 500 años luz del disco delgado de la Vía Láctea, mientras hacia el centro está casi toda la galaxia, miles y miles y miles de años luz de estrellas, gas y polvo. El polo sur galáctico está cerca del ángulo superior derecho de la foto, marcado con una crucecita en la versión anotada de abajo. Se destaca la galaxia espiral NGC 253, la Moneda de Plata (que ya mostramos una vez en visión telescópica), y un pequeño cúmulo globular de nuestra propia galaxia cerca del borde derecho. Otro día comentaré más sobre esta foto, especialmente si logro rehacerla con estos dos objetos, tan contrastantes, más en el medio del campo.

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Las fotos son mías, y la ilustración también. Avisá si las vas a usar.

Materia oscura helada

Existe abundante evidencia, incluso proveniente de líneas observacionales que no tienen relación entre sí, de que en el universo existe, además de la materia ordinaria de la que estamos hechos, una substancia fantasmal que llamamos materia oscura. La primera sospecha de su existencia fue la manera en que rotan las galaxias y los cúmulos de galaxias. La materia visible que contienen no es suficiente para mantenerlos íntegros, es como que rotan demasiado rápido y deberían desarmarse. Salvo que tengan más materia, y por lo tanto más masa gravitatoria, que la que vemos brillar por todos lados. Ergo, materia oscura. A lo largo de las décadas se sumaron a estas rotaciones otras observaciones que también apuntaban a su existencia: lentes gravitacionales, cúmulos galácticos en colisión, propiedades de la radiación cósmica de microondas, y otras. Una tras otra fueron cayendo casi todas las hipótesis de su naturaleza: que eran los neutrinos, que era gas neutro y frío, que eran trillones de exoplanetas u otros cuerpos no brillantes, etc.

El exitoso modelo cosmológico moderno se llama ΛCDM (Lambda Cold Dark Matter: constante cosmológica y materia oscura fría). De acuerdo a él la materia oscura existe, es fría (lenta), es transparente (no interactúa con la luz; tal vez un nombre más adecuado sería materia transparente, pero oscura suena mejor), está formada por partículas que no son ni protones, ni electrones, ni neutrones, ni ninguna de las que aprendimos en la escuela, e interactúa con ellas de manera muy débil, tal vez sólo por gravedad. ¡Y es el 85% de toda la materia del universo!

Para diseminar lo que sabemos y lo que ignoramos sobre la materia oscura, y los intentos que los físicos estamos haciendo para detectarla en el laboratorio, se celebra desde hace unos años el Día de la Materia Oscura el 31 de octubre (apropiadamente, en Halloween). En Bariloche, donde el Laboratorio de Detección de Partículas y Radiación tiene un programa con varios proyectos para detectar materia oscura, hubo un evento buenísimo. Se asociaron con la heladería Rudolf para hacer ¡helado de materia oscura! Y el día 31 compartieron con quienes se acercaron a la heladería una charla sobre la materia oscura. Estuvo muy bueno, con muchos niños interesados y preguntones.

¿Qué es entonces? ¿De qué esta hecha? La materia oscura cósmica, digo, no el helado. No lo sabemos. Se conjeturan varias posibles partículas subatómicas, cuyas propiedades teóricas pueden anticiparse, ninguna de las cuales se ha detectado todavía. Es incluso posible que exista más de un tipo de partícula oscura, que haya todo un "lado oscuro" del universo (sector oscuro, lo llaman los especialistas, pero lado oscuro es mucho mejor, ¿no?), así como tenemos todas las partículas del modelo estándar que forman la materia ordinaria. Finalmente, hay que decirlo, es incluso posible que no sean partículas de materia, sino que sea una manifestación de que la gravedad no funciona como creemos que funciona (la Relatividad General), sino que haya que modificarla radicalmente y que eso resolvería el misterio. De todas estas cosas, insisto, hay abundante trabajo teórico y muchos experimentos en curso para zanjar las controversias que van quedando. Tal vez estemos a la vuelta de la esquina de su sensacional descubrimiento. A mí me encantaría que tengan éxito nuestros colegas de Bariloche y que su líder Xavier Bertou se gane el premio Nobel.

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La curva de rotación que aparece al lado de mi foto de la galaxia NGC 253 es de:

J. Hlavacek-Larrondo et al., Deep Ha observations of NGC 253: a very extended and possibly declining rotation curve?, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 411:71-84 (2011).

RS Ophiuchi: la estrella zombie

Aprovechando que mañana es Halloween vamos a hablar de una estrella zombie que regresa una y otra vez del más allá estelar. 

Se trata de RS Ophiuchi, un sistema formado por dos estrellas cerca de la región más gruesa de la Vía Láctea (pero en una de las franjas oscuras que la cruzan). Una de las estrellas es una gigante roja (como Arturo, o como Gamma Crucis), y la otra es una enana blanca, es decir una estrella muerta. Estrictamente, una enana blanca no es una estrella, ya que no produce fusión; brilla sólo porque está muy caliente. Están tan cerca una de la otra que parte de la atmósfera de la gigante se extiende hacia la enana y cae sobre ella. Este flujo le aporta hidrógeno, que se acumula en la superficie. Cuando la densidad y la temperatura son suficientes se desata una reacción termonuclear que llamamos nova. Esto le pasó a RS Oph en agosto pasado.

RS Oph está bastante lejos. El valor canónico es 4500 años luz de nosotros, pero en Gaia EDR3 ¡aparece como a 7800! Su luz viene viajando desde el final del Neolítico, algo antes de la Edad de Bronce... La nova alcanzó una magnitud entre 4 y 5, suficiente para verla a simple vista desde un lugar oscuro. Yo no alcancé a identificarla desde Bariloche (sí con binoculares), pero mi visión ya no es la de antes. El evento fue detectado de manera muy temprana por uno de los observadores de la AAVSO, como vemos en esta curva de luz:

La explosión es tremenda, con una subida casi vertical del brillo en el transcurso de pocas horas. Una vez consumido el hidrógeno, la estrella vuelve a enfriarse de manera exponencial. Hoy ya está casi de nuevo en la magnitud 11 de base. 

Lo curioso es que no es la primera vez que RS Oph hace esto. Es una nova recurrente, de las cuales se conocen sólo diez en toda la Vía Láctea. La erupción anterior de RS Oph fue en 2006, y reincide de manera irregular cada 20 años más o menos. Los astrónomos creen que casi todas las novas deben ser recurrentes, mientras dure el aporte de material de la estrella compañera. Sólo que en algunos casos la recurrencia es relativamente rápida, de algunos años, mientras que en otros podría ser de cientos o miles de años, y las hemos visto explotar sólo una vez. El tiempo de recurrencia parece estar relacionado con la masa de la enana blanca. Las más rápidas, como RS Oph, son las más pesadas. De hecho, la enana blanca de RS Oph es muy pesada, casi tan pesada como puede llegar a ser uno de estos rescoldos estelares. Como ya contamos, están compuestas casi enteramente de carbono y oxígeno muy densos, cuyo peso está sostenido por un fenómeno cuántico llamado degeneración electrónica. A falta de una fuente central de radiación que la sostenga, si la masa supera lo que esta fuerza cuántica puede soportar, la enana colapsa, se recalienta, los electrones se meten en los núcleos, y todo vuela por el aire en forma de supernova de tipo Ia. Todo parece indicar que esto le pasará a RS Oph: es una precursora de supernova Ia, y explotará de una buena vez y para siempre dentro de... entre 10 mil y 10 millones de años. 

La explosión de 2006 produjo una correspondiente explosión de papers sobre esta peculiar estrella. Es de esperar que en los próximos años veamos algo similar, y seguramente mejorarán las estimaciones de su masa, de su aumento y de su destino final.

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La primera foto es una animación que compara una imagen mía, obtenida con una lente de 270 mm en el cielo urbano de Bariloche (escala de grises), con una imagen de referencia del survey DSS (banda R). Marqué una de las estrellas cercanas de magnitud similar para referencia.

La curva de luz es de la AAVSO.

La imagen final muestra el caótico disco de acreción de materia alrededor de la enana blanca, en una simulación hidrodinámica: Walder et al., Recurrent Novae: Progenitors of SN Ia? Proceedings of ASTRONUM-2008,  ASP Conference Series, Vol. 406 (2009). Es muuuy distinto de los que muestran las ilustraciones artísticas.

Observaciones de Swift en 2006 muestran una emisión de 3E-5 masas solares a 4000 km/s, lo cual da una energía cinética de 4.8E38 J, equivalente a 3.6 millonésimos de supernova, o 40 veces la energía emitida por el Sol en un milenio. Guau.

Nota para argentinos: se pronuncia jalouín, acentuado en la última sílaba. ¡No en la primera!

150 años del Observatorio de Córdoba

Esta semana cumple 150 años el Observatorio Astronómico de Córdoba, una de las instituciones científicas más antiguas de la Argentina, y que fue durante muchos años uno de los más importantes del hemisferio sur. Su primer director fue el astrónomo norteamericano Benjamin Gould, quien se acercó a Sarmiento cuando éste era embajador en Estados Unidos con su propuesta. Gould era un astrónomo muy bien formado en los mejores observatorios europeos, particularmente interesado en uno de los programas importantes de la astronomía mundial de la segunda mitad del siglo XIX: poner la astronomía del cielo sur al nivel que se encontraba la del boreal, ya que la inmensa mayoría de los observatorios se encontraban en el norte. Cuando Sarmiento llegó a la presidencia, el observatorio astronómico fue una de las muchísimas iniciativas de desarrollo educativo y cultural que llevó a cabo.

Gould y su equipo llegaron a Córdoba cuando la infraestructura del Observatorio todavía estaba en construcción. Como desde siempre en la Argentina, los trabajos tardaron mucho en terminarse, y ni hablar de la instalación de los instrumentos. Pero Gould no iba a quedarse de brazos cruzados: inmediatamente comenzó el trabajo científico usando instrumentos portátiles, muchos de ellos prestados. Su primer resultado fue sensacional: la Uranometría Argentina, que venía a complementar la Uranometria Nova publicada por Argelander en Berlín (ambas herederas de la primera Uranometria, la de Bayer). Se trata de un catálogo y mapas de casi 8000 estrellas hasta magnitud 7, y hasta 100 grados del polo sur celeste. Es en esta obra, en una larga discusión al final sobre la estructura de la Vía Láctea, que Gould describe lo que hoy llamamos el Cinturón de Gould, del que ya hemos hablado. El trabajo fue aclamado por la comunidad astronómica internacional, y recibió una medalla de oro de la Royal Society en 1883 y otros premios académicos en los años que siguieron. Cuando la Unión Astronómica Internacional estableció formalmente los límites de las constelaciones en 1930, se basó en los límites de los mapas de Gould para todo el hemisferio austral. En la Uranometría Argentina, y a regañadientes, Gould liquidó definitivamente la constelación de Argo: "The total abandonment of the venerable constellation Argo has caused me much regret".

En años sucesivos, a medida que se instalaron los nuevos instrumentos (como este exquisito círculo meridiano Repsold de 12 cm), se completaron nuevas obras: el Catálogo de Zonas, el Gran Catálogo Argentino, las Fotografías Cordobesas, el monumental Cordoba Durchmusterung, más la participación en el ambicioso (y nunca terminado) proyecto internacional de la Carte du Ciel.

Gould regresó a Estados Unidos en 1885 y lo sucedieron otros dos norteamericanos: primero John Thome y luego Charles Perrine en 1909. Entre ambos fue director interino Eleodoro Sarmiento, el primer argentino en ocupar el cargo. Y después de Perrine, en 1936, fue designado Félix Aguilar, uno de los máximos impulsores de la astronomía argentina en la primera mitad del siglo XX. Lo sucedió Juan Nissen, y luego nuestros conocidos (en el Balseiro) Enrique Gaviola y Ricardo Platzek, años en los cuales se redireccionó el observatorio hacia la astrofísica. Con el paso de las décadas el observatorio, que estaba en los suburbios de una pequeña ciudad en 1870, quedo casi en el centro de una ciudad grande. Por esta razón se creó el Estación Astrofísica de Bosque Alegre, algunos kilómetros al sur. Allí se formaron Mario Bunge, Ernesto Sábato y José Balseiro, entre otros pioneros de la física argentina. Hoy en día éste también ha quedado en medio del aire húmedo por las represas y brillante por las luces urbanas, pero sigue siendo un instrumento valioso para el trabajo científico. Cuando visiten Bosque Alegre, no dejen de parar en la Despensa Quito, a comerse un sandwich de jamón crudo y queso, con manteca. Un clásico de los (g)astrónomos cordobeses.

Hoy en día, el Observatorio es el centro alrededor del cual se organiza la carrera de astronomía de la Universidad de Córdoba (¡fundada en 1613, cuando Galileo todavía estaba observando el cielo!) y de buena parte de la actividad astronómica de la Argentina. ¡Que cumpla muchos más!

 

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Recomiendo el libro Enrique Gaviola y el Observatorio Astronómico de Córdoba, de Omar Bernaola. Gaviola, como Gould, también estudió en Götingen y en Berlin. Pero curiosamente, mientras Gould prefirió irse de Berlin a Götingen porque le pareció mejor universidad, Gaviola hizo lo contrario. Cuando le pregunté a Oscar Bressan, viejo discípulo y amigo de Gaviola (¡y que imita bien su voz!) por qué Gaviola había hecho esto, me contestó que fue porque en Berlin había más chicas. ¿Será verdad?

El tema de las fronteras de las constelaciones está contado en: Paolantonio et al., Uranometria Argentina and the constellation boundaries, IAU Symposium No. 349 (2019). Paolantonio ha escrito mucho sobre la historia del Observatorio, sus astrónomos y sus trabajos, en su blog Historia de la Astronomía.

Norma Morandini es autora de una linda nota con motivo del 140o aniversario (Declaración S-2438/11 del Senado de la Nación).  

Agradezco a Mario Abadi, astrónomo del Observatorio, quien fue mi anfitrión en mi más reciente visita, y que me mostró muchas cosas que desconocía.