En las entrañas de la Hydra

He aquí un lindo plan para una noche de verano o principios del otoño (australes): meterse en la Hydra. No la organización terrorista nazi de Marvel. Tampoco el monstruo que le dio trabajo a Hércules. La Hydra que, según Eratóstenes, está en el cielo junto al Cuervo (Corvus) y la Copa (Crater) por una razón mitológica.

Resulta que Apolo mandó a un cuervo a traerle agua de una fuente (esas cosas que hacen los dioses, para molestar más que nada). Junto a la fuente había una higuera con higos todavía verdes. El cuervo se tentó y se quedó esperando a que madurasen. Cuando finalmente se los comió, se dio cuenta de que había metido la pata. Entonces llenó la copa de agua y puso también una hidra (el pequeño pólipo de agua dulce) que encontró en la fuente. Le llevó la copa al dios y le dijo que la demora era culpa de la hidra, que todos los días se bebía el agua que él tenía que llevarle. Apolo, que obviamente sabía lo que había ocurrido, lo castigó poniéndolo en el cielo, con copa e hidra. Así la pobre hidra, sin comerla ni beberla, terminó también en el cielo. Sin beberla, sobre todo, porque le puso la boca muy lejos de la copa para que no se bebiera el agua: la cabeza quedó cerca del Cangrejo (que sí tiene que ver con Hércules y su aventura en Lerna) y la cola muy lejos y al sur, en el Centauro.  

Volviendo a la panza de la Hydra: más o menos por la mitad del largo bicho, cerca de Crater, señalé una estrella notable. Es V Hydrae, que compite con el Rubí de la Cruz el puesto de estrella más roja del cielo. 

En esta foto, que intencionalmente desenfoqué un poquito para destacar el color de las estrellas, y le hice un zoom para que se note mejor, la vemos contrastando fuertemente con el triangulito que ayuda a encontrarla (la más brillante es B3 Hya, que también está marcada en la carta). El color de V Hydrae es un rojo increíble: índice de color +5.43 (ver al final esto del índice de color). Hace que estrellas "rojas" como Betelgeuse o Antares parezcan anaranjadas (ambas con un índice +1.8). 

V Hya es una estrella de carbono, una gigante roja con más carbono que oxígeno en su superficie. Esto, junto a su temperatura muy moderada (menos de 3000 K), hace que se forme un hollín de distintos compuestos de carbono en su atmósfera, que enrojece aún más la luz de la estrella. Las estrellas de carbono son muy escasas, porque son una etapa efímera de la evolución de las estrellas, al final de la fase de gigante roja (la AGB) y justo antes de convertirse en nebulosa planetaria más enana blanca. Pero V Hya es un caso extremo: muy cerca de ella se encuentra otra estrella de carbono, U Hya, más brillante pero cuyo índice de color es un más moderado +2.69. Traten de observar las dos con el mismo instrumento para compararlas. 

Prácticamente la única otra estrella de carbono tan roja como V Hya puede observarse la misma noche (desde nuestras latitudes). Es DY Crucis, la roja compañera de Mimosa (Beta Crucis), en la Cruz del Sur, que ya hemos comentado. Hice una foto de campo ancho para mostrarla junto con el Joyero (NGC 4755):

El contraste, tanto de magnitud como de color, entre Mimosa y su compañera es encantador, al igual que entre DU Crucis y el puñado de estrellas azules de brillo similar en el Joyero. DU Crucis, de todos modos, es bastante menos roja: +2.16. En este caso se trada de una supergigante roja, como Betelgeuse y Antares, condenada a brillar un milloncito de años más y después ¡bang!, supernova.

Volviendo a V Hya, es una estrella variable (como todas las gigantes rojas), que se encuentra generalmente a magnitud 7/8, con una pulsación bastante regular de 530 días, más grandes bajadas hasta magnitud 13. El color depende del brillo, así que puede valer la pena tratar de verla repetidamente.

V Hya es una estrella de evolución tan avanzada que a veces se la considera post-AGB, ya construyendo la nebulosa planetaria final, algo que manifiesta en forma de un disco a su alrededor y (lo más raro) eyecciones de materia muy colimada a alta velocidad, que han sido llamadas “balas de plasma”, que emite cada 8.5 años. Es la única estrella que se conoce haciendo algo semejante, por lo cual se sospecha que es una etapa muy breve, y que está dando importante información acerca del mecanismo de construcción de las nebulosas planetarias.

Si están con el telescopio, aprovechen para observar las Galaxias Antenas, entre el Cuervo y la Copa, que también marqué en la carta. Y en la Hydra está el cúmulo globular M68 (también lo marqué), que ya comenté en otra nota, junto al cual hay otra linda estrella roja (índice de color +3.16), una variable tipo Mira: FI Hya. Llena de estrellas rojas interesantes, está la Hydra. 

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Las fotos son mías, la carta está hecha con Cartes du Ciel, y la curva de luz es de AAVSO.

El índice de color más usual es el B-V: la diferencia entre la magnitud medida con un filtro azul (B) y la que se obtiene con un filtro V (verde-amarillo, "visual"). Como la magnitud disminuye con el brillo, si la estrella es roja la magnitud azul es menor que la visual, y el índice da positivo, como los que citamos arriba.

Scibelli et al., High-velocity bullets from V Hydrae, an AGB star in transition: Ejection history and spatio-kinematic modeling (arXiv:1811.09277v1).

Territorio Tarántula

Estoy verde.
Charly García

Durante unos días en la tórrida Buenos Aires volví a procesar unas viejas fotos de la Nebulosa Tarántula (que figuró anónimamente la semana pasada), y aproveché para sorprenderme una vez más con esta maravilla del cielo austral. 

La Tarántula está a 165 mil años luz, en la vecina galaxia Nube Mayor de Magallanes. A diferencia de lo que digo cada vez que muestro fotos de otra galaxia, en este caso la mayoría de las estrellas que vemos aquí no están en nuestra galaxia. 

Como se ve, se trata de una compleja maraña de nebulosidad y cúmulos estelares. Es una región de intensa formación de nuevas estrellas, la más grande del universo cercano. Tiene de todo: desde el gas a partir del cual nacen las estrellas, pasando por estrellas en todas las etapas de sus vidas, hasta supernovas, sus restos y agujeros negros de masa estelar. A su distancia, mi foto abarca casi 3000 años luz de ancho. Si estuviera a la misma distancia que la bien conocida Gran Nebulosa de Orión, la Tarántula sería tan brillante que haría sombras en el suelo, y ocuparía en el cielo un tamaño mayor que una mano abierta. Es un objeto tan extraordinario que vale la pena repasar algunos detalles. He aquí una versión anotada con los chirimbolos que comentaré a continuación:

Para empezar, ¿por qué es verde? Es una región de formación estelar, y más de una vez hemos dicho que el ultravioleta de las estrellas jóvenes hace fluorescer el hidrógeno de la nebulosa de la cual nacieron con un color rojo característico, correspondiente a una específica transición electrónica (H-alfa) del hidrógeno, su principal componente. En este caso, la radiación es tan intensa que otras transiciones atómicas abruman el rojo: la H-beta, de 486 nm y color celeste, y las transiciones prohibidas del oxígeno doblemente ionizado (llamado OIII en notación espectroscópica): 500 y 496 nm, ambas verdecitas. El color verde de la Tarántula es evidente cuando uno la observa en un buen telescopio.

La región central y más brillante está designada NGC 2070. Las características de esta región son extraordinarias en el universo actual (el que vemos cerca nuestro), y es sólo comparable a regiones de starburst observadas en épocas más jóvenes del universo (a redshift grande, donde "grande" es 1). 

En el corazón de la Tarántula se encuentra el principal responsable de su brillo: el cúmulo R136. Son tantas estrellas, unas 100 mil, tan apretadas, que durante mucho tiempo se las veía como una sola estrella monstruosa miles de veces más pesada que el Sol. Era imposible, por supuesto, y los grandes telescopios modernos finalmente revelaron que era un gran cúmulo de estrellas extremadamente jóvenes (unos 1-2 millones de años), muchas de ellas gigantescas. La Tarántula tiene unas 50 estrellas 1 millón de veces más luminosas que el Sol, mientras que la región más grande de formación estelar de la Vía Láctea tiene... ¡cinco! Para hacerse una idea, es como si entre acá y Alfa Centauri hubiera miles de estrellas, cada una miles de veces más brillante que el Sol. Así lo ven los telescopios del Observatorio Europeo Austral:

Algunas de las estrellas de R136 son increíbles. Hasta no hace mucho se creía que las estrellas no podían ser más pesadas que unas 150 masas solares (basado en el estudio del cúmulo Arches en el centro de la Vía Láctea, y consideraciones teóricas). La razón es que la violencia de la radiación producida por estrellas tan grandes simplemente vence la gravedad y destroza la estrella. En R136, sin embargo, hay numerosas estrellas mucho más pesadas, de hasta 300 masas solares inicialmente. Cómo se las arreglan para disipar la radiación que producen es un campo de activa investigación actual. Parece que mucha convectividad permite disipar la radiación sin frenar el crecimiento. R136a1 es la mayor de todas, actualmente con 265 masas solares, y una masa inicial de 320. Su temperatura superficial es de 40 mil grados, y brilla con la ferocidad de 5 millones de soles. Ella solita irradia la Tarantula con 50 veces más potencia que todo el cúmulo que existe dentro de la Nebulosa de Orión. Es una estrella Wolf-Rayet, de las que comenté bastante el año pasado. Es posible que sea binaria, pero para satisfacer el límite de 150 masas solares cada una, deberían ser casi iguales, lo cual está descartado por otras propiedades (la ausencia de un choque de vientos estelares intensos, por ejemplo). 

Este es un diagrama luminosidad-temperatura hecho con varios surveys de la Tarántula. Observen la cantidad de estrellas de más de 40 masas solares, y hasta más de 200. Muchas de ellas (sobre todo las más pesadas) son todavía jóvenes, sin haberse movido hacia la derecha siguiendo las líneas de evolución marcadas para cada masa.

En el diagrama se ve que también hay estrellas maduras, que sí se han movido a la derecha (siguiendo las líneas de 10 a 25 masas solares). Es que la formación estelar en la Tarántula comenzó hace unos 20-30 millones de años, que es la edad de otro cúmulo grande que vemos cerca de R136, llamado Hodge 301. Aquí ya 40 estrellas han explotado como supernovas, mientras que en R136, ninguna. 

A la izquierda de la cavidad que aloja a R136 marqué otra estrella notable, R145. Es una binaria de Oes, ambas Wolf-Rayet, ambas de más de 50 masas solares (100 iniciales), ambas de más de 2 millones de veces la luminosidad del Sol. Y un poco más arriba encontramos R144, una binaria espectroscopica, también ambas WR, con una luminosidad combinada de 6 millones de veces la del Sol. Sus masas están en el rango 90-170 y 95-205 para la primaria y la secundaria, respectivamente (iniciales 260 y 175). Tiene un movimiento propio que parece indicar que fue eyectada de R136. En estos cúmulos densos ocurren interacciones ("choques") estelares que son inusuales en la inmensa mayoría del espacio galáctico. 

También marqué la estrella VFTS 102 (mucho menos brillante en la foto). Es una estrella O que rota extraordinariamente rápido, tal vez la máz rápida conocida. En su ecuador la velocidad es de 610 km/s (¡son 2 millones de km/h!). Como consecuencia de esto debe estar muy achatada, con un disco de plasma escapando justo en el ecuador. Una cosa así:

Otra estrella que marqué es BI 264 (arriba, en la imagen completa). Está rodeada de una nebulosidad en forma de V que me llamó la atención. Está catalogada como una estrella muy evolucionada, de las que también hemos hablado: una estrella de la rama gigante asintótica. La nebulosidad es seguramente su propia atmósfera eyectada hace algunos miles de años, que pronto se convertirá en una nebulosa planetaria cuando su núcleo quede desnudo, formando una enana blanca. En este recortecito superprocesé un círculo alrededor de la estrella para destacar la nubecita.

Otra estrella interesante es VFTS 243. Así de inocente como parece, es una monstruosa estrella clase O a 36000 K, que a su alrededor tiene un agujero negro de 10 masas solares. Es el único agujero negro "silencioso" que se conoce (que no emite rayos X como Cygnus X1, ponele). En un par de millones de años más la estrella O también producirá un agujero negro, y el par resultante radiará ondas gravitatorias durante unos miles de millones de años hasta fusionarse. Los detectores de ondas gravitacionales ya han observado un centenar de fusiones de este tipo, por lo cual la comprensión de la dinámica por la que se forman es particularmente interesante. Más aún, este sistema tiene evidencia (que los astrónomos llaman no-kick) de que el agujero negro se formó por implosión directa, ¡sin que la progenitora explotara como supernova! Aunque deben ser muy abundantes, estos sistemas son difíciles de detectar, y éste es el único identificado sin lugar a dudas. En un futuro cercano muchos sistemas como éste deberían permitir afinar los modelos evolutivos que producen estos fenómenos. 

También están marcados en mi foto dos cúmulos más periféricos: NGC 2100 y KMHK 1137. Tienen características de cúmulos globulares, a pesar de haber nacido de la Tarántula. R136 también, parece en camino a convertirse en un cúmulo globular. Lo cual es un poco misterioso, porque también se sospecha que muchos globulares son núcleos de galaxias fagocitadas por la galaxia principal. A lo mejor hay dos tipos de cúmulos globulares. No sé.

Para terminar, marqué la posición de la supernova SN 1987A, la única supernova visible a simple vista en tiempos recientes. Yo la vi, brillando como una estrella de tercera magnitud en la periferia de la Nube Mayor, una cosa extraordinaria. Donde explotó la estrella los grandes telescopios han visto evolucionar una nebulosa notable, en forma de "collar de perlas", que se "encendió" algunos meses después de la explosión, cuando el material preexistente fue alcanzado por la radiación. Así lo vio el Telescopio Espacial Hubble:

Este anillo es de color rojo, y es bastante fácil de localizar su posición en relación a estrellas vecinas, gracias a esta foto del Hubble:

También la pude localizar registrando mi imagen en Cartes du Ciel (usando el servicio de astrometría on line):

Hace años, cuando procesé por primera vez estas fotos, no pude localizar la SNR 1987A. Pero ahora no tengo dudas, ahí está. En la posición correcta, y con el colorcito rosado correcto (calibré los colores con Regim, que lo hace muy bien). Mi foto está bastante mal enfocada (algunas estrellas se ven triangulares, pero eso es otra cosa, llamada coma). Así que ahora tengo ganas de rehacerla con más cuidado, para poder registrar bien este resto de supernova que literalmente vi nacer.

Este recorrido por una región tan luminosa del cielo me hizo parecer templada la tórrida Buenos Aires.

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Recomiendo el review: Crowther, Massive stars in the Tarantula Nebula: A Rosetta Stone for Extragalactic Supergiant HII Regions, Galaxies (2019). Disponible en arXiv:1911.02047v2. De allí tomé la foto que hace zoom en R136 (ESO/P. Crowther/C.J. Evans) y el diagrama HR. Material menos técnico está en R136a1 FAQ, y en Stars just got bigger.

El paper sobre el agujero negro es: Shenar et al., An X-ray-quiet black hole born with a negligible kick in a massive binary within the Large Magellanic Cloud, Nature Astronomy 6:1085–1092 (2022) (preprint: arXiv:2207.07675).

La ilustración de la estrella de rotación rápida VFTS 102 es de ESA/Hubble. La de la estrella azul con el agujero negro es de ESO/L. Calçada. Las fotos del anillo alrededor de SN 1987A son también del Hubble: NASA/ESA/STScI.

Las demás imágenes son mías. La foto de la Tarántula es una exposición múltiple de 28 minutos a F/6.3, combinada con una exposición única de 14 s para el cúmulo R136.

Las fotos del Webb

Is this the real life?
Is this just fantasy?
Freddie Mercury, Bohemian Raphsody

El telescopio Webb está diseñado para observar el universo en radiación infrarroja, que nosotros no podemos ver. ¿Qué nos muestran entonces las fotos que aparecen regularmente en la página oficial y en otros medios?

Es algo que siempre me preguntan: ¿son reales esas fotos, esos colores? ¿es lo que veríamos con nuestro ojos si estuviéramos ahí? La respuesta es que, tanto en el caso del Webb como en el de los telescopios que observan en el rango visible, pero también en las fotos que hacés con el celu, las imágenes son reconstrucciones matemáticas de la radiación electromagnética que llega al dispositivo detector.

En el caso del Webb, la reconstrucción matemática es complicadísima. Para empezar, como dijimos, el Webb ve en el infrarrojo. No hay nada misterioso en esto. Vale la pena recordar que hay 7 nombres para la radiación electromagnética (todas ellas familiares en la vida cotidiana): rayos gamma, rayos X, radiación ultravioleta, luz, radiación infrarroja, microondas y radio. Pero, aunque tienen distintos nombres (por razones históricas, o de instrumentación), no son fenómenos distintos. Todas son lo mismo: radiación electromagnética, es decir, vibraciones del campo eléctromagnético que llena el universo. Son luz; luz que no podemos ver con nuestros ojos, pero luz al fin. El Webb puede "ver" desde el color naranja hasta la mitad de la franja que llamamos infrarrojo. Para hacer "fotos", usa varias cámaras que hacen exposiciones a través de filtros que seleccionan una banda más o menos angosta de todo el espectro que llega al instrumento. 

La imagen así adquirida es una colección de números, suficiente para casi cualquier análisis científico. Pero para hacer imágenes que sean visualmente atractivas (para el público, pero también para los astrónomos), hay que procesarlas adicionalmente. Como sabe cualquier astrónomo aficionado que se dedique a la fotografía, las fotos astronómicas son inicialmente muy oscuras. El cielo nocturno es oscuro, después de todo. Así que lo primero que hace la persona que las procesa es seleccionar un rango de tonos y "estirarlo" para que aparezcan los detalles:

En el ejemplo la imagen estirada se ve gris, monocromática, porque corresponde a una única longitud de onda: 90 nm (nanómetros, en realidad, un rango estrecho alrededor de los 90 nm). Para construir una imagen "visible", RGB, se le asigna un color. Como 90 nm es un infrarrojo de onda relativamente corta, apenas más acá del rojo, se le asigna un color visible de onda corta, en este caso el azul. Se llaman "colores representativos". Todo esto se hace usando aplicaciones que procesan matemáticamente los números que representan las imágenes, similares a Photoshop o Gimp.

Después se hace lo mismo con algunas más de las imágenes monocromáticas que se hayan tomado para la exposición. Seguramente, para hacer una imagen visualmente atractiva, no se usen todas las exposiciones que se tomaron para fines científicos. Por ejemplo:

En general se conserva la relación entre las longitudes de onda, como en el ejemplo: a la exposición tomada a través del filtro de 200 nm se le asignó el verde, a la 335 nm el naranja, y a la de 444 nm el rojo. Finalmente se combinan todas ellas en una imagen a todo color:

¿Es lo que veríamos con nuestros ojos si estuviéramos allí? No, porque nuestros ojos no pueden ver el infrarrojo. ¿Es lo que percibiríamos con la palma de la mano, que puede "sentir" el infrarrojo? Claro que no, con la palma de la mano no tenemos la resolución suficiente como para percibir el infrarrojo en forma de imagen. ¿Pero, es real? Claro que sí, es real, tan real como una foto que hacés con el celu.

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La foto del principio, de la Nebulosa Tarántula y el cúmulo estelar RMC 136, es de NASA/ESA/CSA/STScI/JWST. Las imágenes de los filtros las tomé de alguno de los manuales de operación del JWST. Las imágenes del procesmiento son de Jen Christiansen (graphic); NASA, ESA, CSA, STScI and Webb ERO Production Team (image source) (de una nota en Scientific American).

La muerte de una estrella

Sí: las estrellas mueren. Mientras producen reacciones nucleares en su núcleo, las estrellas están "vivas". Pero eventualmente se quedan sin combustible y "mueren", dejan de ser estrellas, se convierten en otra cosa. Las más pesadas (unas 8 veces más que el Sol) se convierten en supergigantes y luego mueren de manera violenta: explotan como supernovas. Pero las estrellas más livianas (el Sol incluído) mueren lentamente. Cuando llegan a la etapa final de sus existencias, como comenté hace poco sobre el futuro del Sol, se convierten en gigantes. En esta etapa las estrellas empiezan a expulsar sus capas exteriores de manera intensa. Nuestro Sol produce un viento solar, pero es muy tenue y se tardaría la edad entera del universo en deshacer una estrella a ese ritmo. Pero al acercarse el final, el viento se hace muchísimo más denso y veloz, y ese tiempo se reduce a unos 10 mil años. Lo que queda es el núcleo de la estrella desnudo, que llamamos enana blanca, enfriándose lentamente. Y, a su alrededor, las capas sucesivas expulsadas viven brevemente como una nebulosa planetaria (nombre confuso, ya que no tienen nada que ver con los planetas). Una de las fotos iniciales del nuevo telescopio espacial Webb es, precisamente, de uno de estos preciosos y efímeros objetos astronómicos:

Esta es la nebulosa planetaria NGC 3132, a 2000 años luz de nosotros, en la constelación de la Vela. A veces se la llama Eight-Burst (traducida un poco libremente como Ocho estallidos), o incluso Southern Ring (Anillo austral). En la imagen de arriba, tomada en "colores" del infrarrojo cercano (cercano al espectro visible), toda la filigrana naranja es la materia de la estrella que fue expulsada como viento denso. La burbuja brillante y azulada es el viento más reciente, menos denso y mucho más rápido, producido por la enana blanca central. La gran resolución del instrumento NIRCam nos muestra esta nebulosa con un nivel de detalle que nunca habíamos visto, siquiera con el Hubble. 

Cerca del borde izquierdo hay un rayito que parece apuntar directo a la enana blanca, como si fuera un rayo escapado a través de algún agujero excavado en la nebulosa. Pero cuando uno lo mira en detalle encuentra esto:

¡No es un rayo de luz, es una galaxia! Una galaxia espiral vista de canto, con su disco cruzado por la característica banda de polvo oscuro. Esta galaxia se encuentra muy por detrás de la nebulosa. Webb no puede dejar de ver las galaxias lejanas. 

La imagen obtenida por MIRI, la cámara de infrarrojo medio, es parecida y distinta a la vez:

Lo más llamativo en esta imagen es que la estrella central no es una, ¡sino dos! La enana blanca es la más tenue y rojita, a la izquierda. La de la derecha es una estrella "viva", todavía fusionando hidrógeno como nuestro Sol. Originalmente era la más liviana de ambas, así que duró más en esta fase. El doble tironeo gravitatorio del sistema estelar sobre el material de la nebulosa es responsable de la peculiar forma, como de dibujo hecho con espirógrafo. Un trabajo reciente argumenta que deben ser al menos cuatro objetos tironeando de la nebulosa, para producir la estructura que revela el Webb.

En un futuo más o menos lejano, la estrella "viva" se convertirá a su vez en gigante, y seguramente empiece a tranferir parte de su material a la enana blanca. Estas son las situaciones que llevan a producir novas clásicas, que son reacciones nucleares descontroladas en la superficie de la enana blanca cuando el material acumulado supera un umbral. A veces esto pasa de manera recurrente, cada tantos años, o décadas, o incluso siglos. O, dependiendo de una cantidad de detalles no del todo claros, el aporte de material puede hacer que el núcleo de la enana vuelva a la vida y se produzca una explosión descontrolada que destroce a la estrella, una supernova de tipo Ia (uno-a), que tan importantes son para medir el tamaño del universo. Así que esta estrella tal vez muera dos veces. ¿Como será la nebulosa planetaria de nuestro Sol, estrella solitaria, dentro de 5000 millones de años?

Esta imagen del Webb es, como ya hemos dicho, apenas el principio de lo que será una revolución en el estudio de cada uno de los objetos que vimos en primera conferencia de prensa, hace apenas 100 días. Nos esperan muchas más estrellas agonizantes, estrellas bebés, galaxias en colisión, atmósferas de exoplanetas y sobrecogedoras vistas del universo temprano. 

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Las imágenes son de NASA/ESA/CSA/JWST.