Si me paro pierdo el compás. Orquesta Sono Radio, 1959
Hace unos meses conté que la Vía Láctea está rodeada por un anillo de galaxias gigantes, varias de ellas activas, que nos bombardean con rayos cósmicos de enorme energía. Casi todas ellas son galaxias bien conocidas por los aficionados: Centaurus A, Messier 83, NGC 253, NGC 4945, y en el hemisferio norte las Messier 81, 82 y 94. Pero algunas son menos conocidas, como la que voy a mostrar hoy. Se trata de PGC 50779, la Galaxia del Compás. ¡Nótese que no tiene un número de catálogo NGC ni IC! Es que, a pesar de ser una galaxia enorme, que se puede ver con cualquier telescopio pequeño, está escondida en medio de la banda densa de estrellas de la Vía Láctea:
Hice esta foto el pasado otoño, cuando la constelación de Circinus (el Compás) estuvo bien posicionada desde mi balcón. Esta foto muestra el campo casi entero del S50, con una inmensa cantidad de estrellas de nuestra propia galaxia, mientras PGC 50779 nos espía desde 13 millones de años luz más allá. He aquí un recorte, donde vemos estrellas y más estrellas, y algunos detalles de la galaxia:
La galaxia tiene un núcleo bien brillante, y una densa banda de polvo que lo ciñe por uno de los lados. Para ser una foto desde el centro de Bariloche, con un telescopio de 5 cm de apertura, no está nada mal. Jamás se me había ocurrido fotografiar esta galaxia antes. Hay pocas fotos de ella, pero hay una notable del telescopio Hubble, que aquí pongo junto con la mía para compararlas, y además una de la supernova que se vio en ella en 1996:
La foto del Hubble tiene también un pequeño detalle del núcleo, hecho más recientemente por el telescopio Webb. En las fotos de más resolución podemos ver que la galaxia es una espiral medio inclinada con respecto a nuestra visual, con los brazos bastante apretados, y sin barra central. PGC 50779 es un poco más chica que la Vía Láctea, pero es extremadamente activa, de una categoría llamada Seyfert (similares a los quasars). Es una de las galaxias activas más cercanas, junto a Centaurus A (que es muy distinta de ella) así que es un objeto de estudio muy interesante.
Ahora está bien alta en el cielo (vista desde nuestras latitudes), así que recomiendo aprovecharla. Hay pocas fotos de aficionados, y me gustaría ver alguna de buena resolución y que la muestre perdida en un mar de estrellas. Como dije, está en medio de la parte densa de la Vía Láctea, muy cerca de la Cruz del Sur. Desde Bariloche es circumpolar, así que se la puede ver durante todo el año. Conviene buscarla cuando esté más alta en el cielo (en meses de otoño e invierno culmina en la primera mitad de la noche).
Las fotos que muestran la supernova son del Anglo Australian Telescope. Las otras fotos ensambladas en esa imagen son de NASA/ESA/HST y JWST.
No sé por qué me crucé con una imagen de un viejo capítulo de Star Trek: The Next Generation, la exitosa serie de fines de los ochentas. Me intrigó esta vista desde el puente de mando del Enterprise:
El objeto brillante de la derecha, que podría ser el logo de una hamburgesería cósmica, es una galaxia bien conocida del blog, Centaurus A. Si bien es una galaxia relativamente cercana, se encuentra a algo más de 10 millones de años luz. Para verla de ese tamaño en el cielo, habría que tenerla más cerca que la galaxia de Andrómeda. ¿Era un paisaje preparado para el efecto visual, sin mayor significado, o tenía algo que ver con la historia? Fui fan de la serie hace cuatro décadas, así que me dio ganas de buscar el capítulo. No siempre es una buena idea escarbar en esos recuerdos felices de antaño, y efectivamente la historia me pareció bastante zonza. Resulta que un ingeniero de Starfleet aborda el Enterprise con un extraterrestre, para hacer un experimento con los motores. El extraterrestre los reprograma de alguna manera, y en un santiamén recorren una distancia inmensa, saliendo de la región explorada por la Federación, y quedan estacionados ahí, cerca de Centaurus A. Como justo había hecho una linda foto de Cen A, hice mi propia escena con mi modelito del Enterprise flotando frente a ella:
Encima, cuando tratan de volver, el extraterrestre los lleva todavía más lejos:
Se encuentran en un lugar que parece estar fuera del universo, un lugar donde realmente "nadie ha llegado antes". Un lugar donde la frontera entre el mundo real y el mental se confunden, y la tripulación empieza a experimentar peligrosas alucinaciones, como cuando el Capitán Picard abre la puerta del ascensor y casi se sale de la nave:
El alienígena se debilita cada vez que hace estos esfuerzos de propulsión trans-warp, y se pone medio transparente ante la mirada embobada de los tripulantes. Pero se hace amigo de Wesley Crusher, el insoportable adolescente interpretado por Wil Wheaton (que había saltado a la fama el año anterior por Stand My Me). Wesley lo ayuda a traer al Enterprise de regreso a la Federación, Picard lo designa cadete de Starfleet, y es el comienzo de su exitosa carrera. Así que es un capítulo importante para el canon de Star Trek. En el camino de vuelta, desde el puente de mando, volvemos a ver a Centaurus A como un escollo fugaz cuando parece que la nave la atraviesa:
Pasarle a Centaurus A por el medio no sería una buena idea. El telescopio espacial Webb eligió esta galaxia para celebrar su cuarto cumpleaños, difundiendo unas extraordinarias imágenes de su región central. Como hemos comentado más de una vez, la franja oscura que cruza la galaxia es un caos de polvo y gas fríos, restos de una galaxia espiral que fue devorada por la gran elíptica que forma los "panes" de la "hamburguesa". Al igual que en la Vía Láctea, el polvo oculta el núcleo de la galaxia, que contiene un agujero negro muy activo. Pero la visión infrarroja del Webb permite ver a través del polvo, y en infrarrojo medio se ve así:
Hay una cantidad de estructuras insospechadas allí. Vean arriba a la derecha, parece que el disco azulado se está "desplumando". ¿Y el trapecio central? ¿Y los filamentos rojos? ¿Son impulsados por el viento del agujero negro, que imaginamos dentro del objeto brillante y puntual que se ve en el centro?
Como siempre, hay también una imagen en infrarrojo cercano, que muestra el polvo de manera más fantasmal, y permite ver las estrellas:
Esta imagen es notable. Tuve que reducirla drásticamente para ponerla aquí, pero la original de 11 mil pixels de lado permite ver las estrellas individuales, aunque se encuentran a 10 millones de años luz de distancia. En la nota de prensa del Webb hay también una imagen combinada, que muestra ambos recortes en el contexto de la galaxia entera:
Las imágenes del Capítulo 6, Temporada 1, de Star Trek: The Next Generation, son de Paramount (creo).
La imagen del Enterprise flota frente a una foto mía de Centaurus A. Le pedí a Gemini que eliminara mis dedos, el reflejo en la pantalla y las estrellas (que son todas de nuestra propia galaxia), y lo hizo perfecto:
Noten que la góndola izquierda del motor warp está oculta por mi dedo en esta foto, pero Gemini la agregó correctamente, además de completar la popa de la nave. Mi foto de la galaxia, hecha con el Seestar S50, es ésta:
Las imágenes de la región central de Centaurus A son de NASA/ESA/Webb.
Toda galaxia grande tiene un agujero negro supermasivo (de millones de masas solares) en el centro. Se cree que ambos se formaron más o menos al mismo tiempo en los albores del universo, y que la interacción entre ellos fue crucial en su evolución temprana. El principal mecanismo de esta interacción no es la gravedad, como podría imaginarse ingenuamente, sino los poderosos jets (chorros) que surgen del entorno del agujero negro o, más en general, lo que se llaman vientos. Esta actividad es particularmente intensa en los quasars, que tuvieron su época de gloria hace miles de millones de años, pero podemos verlos incluso en el universo cercano. Sin embargo, a pesar de la relativa proximidad del agujero negro central de nuestra galaxia, Sgr A* (se promuncia "sagitario-a-estrella"), su viento no se ha dejado ver. Es cierto que existen dos grandes burbujas de gas supercaliente, que brillan en radiación gamma, a un lado y a otro del plano de la Vía Láctea, delatando que hace añares nuestro agujero negro fue mucho más activo que ahora:
Pero por fin, el radio observatorio ALMA, que observa el cielo en la longitud de onda milimétrica con mayor resolución que cualquier otro, ha logrado verlo. Específicamente, lo que han visto es una gran región cónica vacía en la inmensa nube interestelar que rodea a Sgr A*, de al menos 1 pársec (unos 3 años luz) de largo:
Este mapa es al menos 100 veces más sensible y con una resolución 80 veces mayor que lo que conocíamos, así que finalmente nos muestra en detalle la región que rodea al agujero negro central, que es una vasta nube de gas molecular caliente (la principal substancia para el estudio es monóxido de carbono, a unos 100 K, o sea 200 grados celsius bajo cero, que es caliente para el espacio entre las estrellas), y moviéndose a gran velocidad de manera muy organizada. El panel de la derecha de la figura de arriba muestra velocidades de acercamiento (en azul) y alejamiento (en rojo) de hasta 200 km/s. La estructura de los colores muestra que esta nube está en rotación y probablemente cayendo hacia el agujero negro, donde alimentará el disco de acreción que permite ver la silueta del agujero negro en las imágenes del Event Horizon Telescope.
En una imagen combinada de ALMA con el telescopio espacial Chandra, se puede ver que el cono vacío de monóxido (naranja en esta imagen) está lleno de gas a millones de grados, emitiendo en rayos X (azul):
Coincidentemente, el mes pasado también se publicó el descubrimiento de un par de jets en otra galaxia cercana, la galaxia elíptica Messier 60, en Virgo. Tiene uno de los agujeros negros más grandes conocidos, mil veces mayor que Sgr A*, pero que también está "dormido".
La región central de la Vía Láctea es extremadamente compleja, y debido a nuestra ubicación en la galaxia, muy difícil de observar. De a pedacitos se va completando su imagen y su dinámica.
El paper es Gorski and Murchikova, The Discovery of an Active Wind from the Milky Way’s Central Black Hole, Astro. J. Let. 1004:L7 (2026).
Este debe ser el único caso en que, como resultado de la observación de la esposa, el marido resulta ser más delgado.
Se trata de Júpiter, que es holgadamente el planeta más grande del sistema solar. Específicamente, de su tamaño: ¿cuánto mide de polo a polo, cuánto mide en el ecuador? No es una pregunta fácil de contestar. Es más difícil de medir que su masa, que se conoce con enome precisión debido a su acción gravitatoria sobre sus lunas y los robots que lo han visitado. El tamaño es más difícil, en primer lugar porque está muy lejos de la Tierra, y en segundo lugar porque su superficie visible no es sólida: vemos solamente su atmósfera exterior, completamente ocupada por nubes. Con el Sol rasante, en el limbo del planeta, este tipo de superficie es difícil de ver.
La mejor manera de determinar el tamaño de un objeto astronómico es observar cómo oculta una fuente puntual de luz (típicamente una estrella). Si el objeto no tiene atmósfera, esto es relativamente fácil de hacer. Si tiene atmósfera es más complicado, porque la atmósfera afecta la desaparición. Lo que puede hacerse es medir precisamente cómo se distorsiona la luz ocultada (por absorción y refracción en la atmósfera), y calcular dónde se encuentra la superfice en la cual la presión atmosférica es 1 bar (que es la presión atmosférica normal en la superficie terrestre). Esa superficie es la que define, convencionalmente, el "tamaño" del objeto.
Esto suena razonable, pero también es difícil. ¡En particular, cuando la atmósfera es opaca, como la de Júpiter! Hay una salida: la atmósfera es opaca en luz visible, pero es bastante transparente en radio. Durante los sobrevuelos de las sondas Pioneer y Voyager (en la década de 1970) se usaron las ocultaciones de las naves detrás del planeta para medir cuidadosamente sus transmisiones de radio. El resultado fueron 6 puntos, a distintas latitudes, que permitieron calcular el radio de Júpiter con gran precisión:
radio polar: 66 854 ± 4 km
radio ecuatorial: 71 492 ± 4 km
Un error de 4 km en 70 mil está bastante bien, es un 0.005%, pero debería poder hacerse mejor. Años más tarde, el robot Galileo estuvo en órbita de Júpiter durante 8 años, pero no se usó su transmisor para medir el planeta. No sé por qué, tal vez porque su antena principal falló y no confiaron en hacer una buena calibración con las antenas secundarias. Pero desde hace ya 10 años está en órbita la nave Juno, bautizada con el nombre de la esposa del dios grecorromano, con la misión precisa de espiar bajo el velo de nubes. Un trabajo publicado este año ha usado las ocultaciones de Juno para medir el tamaño de su marido en un montón de latitudes.
Han usado incluso un modelo mejorado, que tiene en cuenta los fuertes vientos medidos por Juno, y redujeron el error de medición a apenas 400 metros:
radio polar: 66 842 ± 0.4 km
radio ecuatorial: 71 488 ± 0.4 km
Así que el radio ecuatorial es 4 km menor que el valor de 50 años atrás, y el radio polar 12 km menor. El aplastamiento polar (debido a la rápida rotación de Júpiter, que completa un día en 10 horas) también cambió: el actual es 6.5%, algo mayor que en la medición anterior, de 6.49%. Aquí están comparados en una figura:
Cuatro kilómetros parecen poco, pero los autores han evaluado el impacto que tiene esto en los modelos físicos de Júpiter. Al ser más chico, para la misma masa, es más denso. El ligero aumento de densidad resulta significativo en la composición elemental, afectando hasta en un factor 2 la presencia de elementos pesados cerca de la superficie (pero no tanto en la profundidad). Van a usar más ocultaciones de Juno, por lo que dure la misión, así como del robot europeo JUICE que está en camino y que llegará a Júpiter en 2031, para refinar todavía más el modelo del planeta gigante. Ahora conocemos miles de planetas gigantes, alrededor de otras estrellas, y hay que tener buenos modelos para entenderlos.
El paper es: Eli Galanti et al. The size and shape of Jupiter, Nature Astronomy (2026). En el mismo número tienen un sumario: The shape of Jupiter is redefined by radio-occultation data from the Juno spacecraft. Nature Astronomy guarda sus artículos tras una estricta barrera paga, pero los encontré para descargar en la web del autor senior, Yohai Kaspi. De ellos son casi todas las figuras que usé. Salvo la de Júpiter visto por el telescopio Hubble.
En uno de los gráficos que puse, es curioso notar que el hemisferio sur parece más "gordito" que el norte. Veremos si esto se sostiene en futuras mediciones.
También está en camino a Júpiter el Europa Clipper, de la NASA, pero los autores no lo mencionan.
Las ocultaciones de Galileo sí se usaron para caracterizar la ionósfera de Júpiter (acá).
The X-ray is her siren song, my ship cannot resist her long Nearer to my deadly goal, until the black hole gains control Spinning, whirling, still descending, like a spiral sea, unending! Rush, Cygnus X-1 Book I: The voyage (A Farewell to Kings)
En la década de 1960, coincidente con el descubrimiento de los pulsars, se descubrieron fuentes de rayos X en el cielo. Su ubicación, cercana al plano de la Vía Láctea, sugería que se trataba de objetos en nuestra galaxia. En algunos casos, los rayos X coincidían con una fuente de luz visible que, invariablemente, era un sistema estelar binario. Los astrofísicos sabían que, en un sistema binario, cuando una de las estrellas se convierte en gigante roja, era posible que su superficie llenara el llamado lóbulo de Roche, donde la gravedad de la compañera le gana a la estrella principal, y empieza a transferirse materia de una estrella a la otra a través del punto de Lagrange L1:
Un cálculo sencillo (ver Astrofísica para físicos curiosos, Sección 6.5) permite mostrar que, si la segunda estrella es un objeto compacto (como una estrella de neutrones), la energía gravitatoria que se convierte en energía cinética durante la caída es inmensa, pudiendo alcanzar una fracción significativa de \(mc^2\). El material que cae no lo hace exactamente de manera radial, sino un poquito de costado, y se forma un disco orbital, llamado disco de acreción. El gas en el disco se mueve en órbitas aproximadamante keplerianas, de manera que, como en el sistema solar, las que se encuentran más cerca del centro se mueven más rápido que las de más afuera. Esto produce un arrastre viscoso entre órbitas contiguas, que hace que se pierda energía en forma de radiación. El cálculo predice una luminosidad enorme, mucho mayor que la del Sol, y una temperatura también mayor, de decenas de millones de grados. Todo esto sin reacciones nucleares, simplemente por conversión de energía gravitatoria en radiación. La ley de Planck sugiere que el máximo de energía se emite en la longitud de onda de 1 nm (un nanómetro). Correspondiente, precisamente, a los rayos X.
Como se trata de sistemas binarios, se puede calcular la masa de la estrella y su compañera compacta. Casi todas ellas resultan de alrededor de una masa solar, o un poquito más, lo cual es compatible con las estrellas de neutrones. Pero algunas tienen más de 3 masas solares. La más estudiada de estas es Cygnus X-1, con 15 masas solares. Estos objetos no pueden ser estrellas de neutrones, ya que la presión de degeneración de los neutrones es insuficiente para equilibrar la fuerza gravitatoria. Y no conocemos ninguna otra fuerza capaz de hacerlo, así que estos objetos necesariamente deben ser agujeros negros: una región del espacio-tiempo tan compacta que la gravedad impide el escape de absolutamente todo, materia o radiación. Naturalmente, no se los puede ver directamente. Pero siguen ejerciendo su efecto gravitacional, y en sistemas binarios se convierten en intensas fuentes de radiación, por el mecanismo que acabamos de describir. Se trata de agujeros negros demasiado pequeños como para observar directamente su efecto en la luz que los circunda, como se ha logrado hacer con los agujeros negros supermasivos en el centro de la Vía Láctea y de la galaxia M87.
La dinámica de los discos de acreción es muy complicada: se trata de un fluido magnético muy energético, de manera que su descripción requiere una de las ramas más complicadas de la física, la magnetohidrodinámica relativista. Uno de los fenómenos característicos es la formación de dos chorros (jets) de materia que surgen de la región más interior del disco, y que se llevan parte de la energía. ¿Cuánta? Un diego, pero es difícil de calcular, y también de medir. Recientemente, un equipo de radioastrónomos han logrado medirlo mediante la observación directa del chorro. Como muestra la ilustración que puse arriba, el viento estelar de la estrella normal empuja el doble chorro, curvándolo. A medida que el sistema gira, se debería ver el chorro bailando alrededor de la fuente central. Esto es precisamente lo que lograron ver unos radioastrónomos (principalmente australianos), usando dos grandes sistemas de radiotelescopios que observan de manera coordinada desde miles de kilómetros de distancia, usando 18 años de mediciones:
Es una rotación sutil, pero permite calcular la liberación instantánea de energía, en lugar de promedios temporales, y mejorar los modelos de cómo funcionan los jets, ya sea estos o los gigantescos de las galaxias activas y los quasars.
Los jets de los agujeros negros supermasivos jugaron un rol importante en la conformación del universo temprano: en el crecimiento de las galaxias, en la formación de las primeras estrellas, en la reionización del medio intergaláctico, de manera que este tipo de técnicas terminarán conectando la física de estos sistemas binarios con la evolución del universo.
El paper es: Prabu et al., A jet bent by a stellar wind in the black hole X-ray binary Cygnus X-1, Nature Astronomy (2025).
Se me pasó el aniversario exacto, que fue el sábado pasado, pero vale la pena celebrarlo igual: el cumpleaños de Henrietta Leavitt, nacida el 4 de julio de 1868 en un pueblito de menos de dos mil habitantes en el corazón de Massachusetts. Era hija de un pastor calvinista de tradición puritana, y recibió una educación esmerada e inusual para las mujeres de su era. A los 20 años ingresó al Radcliffe College de Boston, una especie de anexo para mujeres de la Universidad de Harvard. Allí cursó una amplia variedad de materias, desde griego, filosofía y artes plásticas hasta análisis matemático, física y astronomía. Al terminar sus estudios, que a un varón le habrían valido un grado de Bachelor ("licenciado"), le dieron apenas un certificado. Pero lo más valioso fue que se despertó su vocación científica, y se quedó en Boston, trabajando como computadora en el Observatorio de la universidad.
Hoy en día, cuando decimos "computadora", pensamos en una máquina electrónica. Pero hasta la década de 1960 una computadora era una chica. Todos los grandes laboratorios y observatorios tenían equipos de estas mujeres, que hacían lo que hoy hacemos con computadoras, pero a mano. Era una salida laboral atractiva para las mujeres a quienes les gustaba la ciencia, y que no tenían en esa época posibilidades de llevar adelante una carrera académica, y en muchos casos ni siquiera de estudiar en la universidad (la mayor parte de ellas ni siquiera tenían estudios avanzados, el caso de Leavitt es una rareza). En el Observatorio de Harvard College, el director Edward Pickering había armado un equipo de computadoras para llevar adelante el ambicioso proyecto Henry Draper, financiado por la viuda de un astrónomo aficionado pionero de la fotografía astronómica. El proyecto fue inmensamente exitoso, y su catálogo de más de 200 mil estrellas se sigue usando hasta el día de hoy. Fue el primer catálogo masivo de espectros estelares capturados fotográficamente, y las Computadoras de Harvard fueron quienes los catalogaron, midieron y estudiaron, y diseñaron un sistema de tipos estelares basados en ellos, que fueron el disparador de la nueva ciencia de la astrofísica.
Pero el nombre de Henrietta Leavitt está asociado a otro descubrimiento fenomenal, que acabaría teniendo repercusiones extraordinarias en pocos años. El proyecto contaba con dos observatorios, uno en Boston y otro en Arequipa, Perú, desde donde se observaba el hemisferio austral. Leavitt se puso a estudiar las placas fotográficas de Arequipa, y en particular las estrellas variables de las Nubes de Magallanes. Se conocían un puñado de estrellas variables a principios del siglo XX, todas en el hemisfero norte, y el nuevo survey abría una posibilidad de expandir lo que se sabía de ellas. Leavitt terminó descubriendo y estudiando miles de estrellas variables. En 1908 publicó un catálogo de casi 2000 variables en las Nubes de Magallanes:
Allí hace la siguiente observación: entre las estrellas variables de un cierto tipo (variables regulares de período corto, que hoy llamamos cefeidas), las más brillantes tienen períodos más largos.
Al momento no pudo cuantificar esta observación, pero pocos años después tuvo la clave, con estrellas adicionales de la Nube Menor de Magallanes:
En este trabajo descubre lo que llama "una relación destacable":
A continuación, muestra esta relación en forma gráfica. El gráfico de la izquierda muestra que la magnitud de los máximos y de los mínimos de estas estrellas, en función del período, sigue una relación funcional suave. En el gráfico de la derecha queda en evidencia que la relación además muy sencilla: el brillo es simplemente proporcional al logaritmo del período.
El aspecto de la Nube Menor admite sospechar algo que hoy sabemos con certeza: que todas sus estrellas se encuentran aproximadamente a la misma distancia de la Tierra. Por lo tanto, la magnitud observada corresponde directamente a la luminosidad intrínseca de las estrellas. Leavitt señala que existen estrellas variables del mismo tipo (que tienen la misma curva de luz), pero mucho más brillantes. Por ejemplo, el prototipo de las cefeidas, la estrella Delta Cephei, tiene un período de 5 días y una magnitud de 3.5, 10 magnitudes más brillante que las de su catálogo para el mismo período (ver el gráfico de arriba). Si las estrellas son similares en luminosidad, eso permite calcular que la Nube de Magallanes está 10000 veces más lejos que Delta Cephei. Se abría así una nueva y poderosa herramienta para explorar el tamaño del universo. Leavitt se lamenta en el paper de que no haya todavía paralajes medidas de este tipo de estrellas (ni espectros, para confirmar que se trataba de estrellas equivalentes), porque la comparación de brillos permitiría calcular distancias de esta manera.
Poco tiempo después, Harlow Shapley (que sucedió a Pickering como Director del Observatorio) logró estimar distancias a algunas cefeidas, calibrar de manera aproximada la curva de Leavitt, y convertirla en una herramienta para medir distancias estelares. Así descubrió que la posición del sistema solar no era central en la galaxia, sino que estábamos a miles de años luz del centro. En 1923 se inauguró un telescopio gigante, con un espejo de 100 pulgadas, en el Observatorio Mt. Wilson, que le permitió a Edwin Hubble observar cefeidas en la "nebulosa" de Andrómeda, calcular su inmensa distancia, descubrir que era una galaxia en sí misma, como la Vía Láctea, y concluir que el universo era millones de veces más grande que lo que se creía.
Hubble sostenía que el trabajo de Leavitt merecía un premio Nobel, y el matemático sueco Gustaf Mittag-Leffler intentó nominarla a mediados de los años 1920, pero descubrió que Henrietta había fallecido un par de años antes, a los 53 años de edad. La relación entre el período y la luminosidad de las estrellas variables sigue siendo, más de un siglo después del trabajo de Leavitt, uno de los escalones cruciales para medir el tamaño y la expansión del universo.
¿Por qué las computadoras humanas eran mujeres? La principal razón es que les pagaban menos. Además, como dijimos, las mujeres tenían menos oportunidades de desarrollarse en el mundo académico. Hace algunos años hubo una película muy buena, Hidden Figures, sobre uno de los últimos equipos de computadoras humanas, que trabajó en la NASA en los inicios del programa espacial. Hay que decir que Edward Pickering era un defensor de los derechos de las mujeres, y alentaba a sus computadoras a valorar su trabajo, y a que lo publicaran. Posiblemente cuente algo más sobre otras mujeres notables del equipo, en otro momento. Tal vez vale la pena mencionar también que Leavitt era sorda, al igual que Annie Cannon, otra de las computadoras, autora del sistema de clasificacion espectral de las estrellas. Ambas son un ejemplo de voluntad y dedicación.
En la foto de las computadoras, vemos a Pickering de pie y a Leavitt sentada delante de él. En la pared a su lado hay una curva de luz de una estrella variable. Hay varias fotos parecidas, con la pinta de que están posadas.
Sauron les dio nueve Anillos de Poder a otros tantos líderes humanos, que se volvieron poderosos, inmortales y clarividentes. Uno a uno fueron cayendo bajo el poder del Anillo Único, convirtiéndose en los Nazgûl, terribles sirvientes de Sauron, y que eventualmente lo ayudaron a rastrear el anillo perdido.
Es la enorme galaxia LEDA 1313424, sobrenombre Ojo de Buey, que exhibe toda esta joyería como resultado de una colisión central con una galaxia satélite. Como comentamos en aquella ocasión, las colisiones por el centro son uno de los mecanismos de formación de anillos, que se expanden "llevándose" en forma de energía potencial, la energía cinética del choque. En este caso, se ha identificado que el proyectil que acertó en el centro de esta diana es la pequeña galaxia azul que vemos a su izquierda.
La colisión habría ocurrido hace relativamente poco, unos 50 millones de años, de manera que los anillos todavía brillan con la luz azul de una miríada de estrellas jóvenes, que se formaron como resultado del desbarajuste gravitacional que causó el paso de la galaxia chica a través de la grande. Cuando dos galaxias chocan, se atraviesan como si fueran fantasmas: las estrellas son muchísimo más pequeñas comparadas con las distancias entre ellas, de manera que los impactos entre estrellas son prácticamente imposibles. Pero el gas que llena el espacio entre ellas sí choca, se comprime, y se disparan episodios de formación estelar desenfrenados. Es uno de los hechos que más me fascina de la astronomía: la transformación de la energía cinética de las galaxias en nuevas estrellas, con sus planetas, lunas, satélites... ¿gentes? Piénsenlo un poco.
Varios de los anillos están amontonados cerca del centro de la galaxia, mientras que otros se extienden a decenas de miles de años luz. Esta imagen muy procesada los muestra más claramente, y además están señalados con líneas rojas.
Las galaxias anillo son raras, pero ¿nueve anillos? ¿Será común esto? Los astrónomos del trabajo creen que sí, pero que duran muy poco tiempo, así que han tenido (hemos tenido) suerte con Ojo de Buey. La aguda visión del Hubble les ha permitido incluso confirmar la predicción teórica (hecha mucho antes) de cómo deberían expandirse estos anillos. Esta figura muestra el tamaño de los anillos observados vs el tamaño predicho por la teoría.
Ojo de Buey se encuentra a más de 500 millones de años luz, en la constelación de Piscis. Es posible que el ya casi listo telescopio espacial Roman permita descubrir más galaxias de este tipo.
La foto es de NASA/ESA/STScI/Hubble.
El paper es: Pasha et al., The Bullseye: HST, Keck/KCWI, and Dragonfly characterization of a giant nine-ringed galaxy, ApJL 980:L3 (2025). De allí son las otras dos imágenes.
Antares, la bien conocida estrella roja que marca el Corazón del Escorpión, es un sistema binario: son dos estrellas, que orbitan una alrededor de la otra. La compañera es una estrella mucho más tenue que la primaria. Brilla a magnitud 5.5, unas 100 veces menos que Antares, por lo cual es muy difícil observarla. Pero no es imposible, y desde hace siglos hay testimonios de que es una estrella verde. Por ejemplo, Arthur Cottam (aficionado a la astronomía y la microscopía), publicó en 1866 que había observado la compañera sin dificultad con un telescopio de 10 cm, y que «con certeza se la veía de un color verde». Lo mismo publicó otro aficionado, D. A. Freeman: «The colour of the small star appeared to be green». El gran Robert Burnham, en su enciclopédico Celestial Handbook, dice que en su telescopio de 6 pulgadas «aparece claramente como una pequeña chispa de destellante esmeralda, casi ahogada en el resplandor herrumbrado de la gigante Antares». También cita que Hartung la describe como "verde pálido", mientras que Olcott dice "verde vívido" y Proctor, "tono verdoso"... Otros observadores la han descripto simplemente como "verde", pero también "azul", "muy azul" o incluso "púrpura".
Credit: Pete Lawrence
Digámoslo de una vez: no hay estrellas verdes. El color de las estrellas es el resultado de la mezcla de colores que producen debido a su temperatura. Las estrellas más calientes producen más energía en el ultravioleta, de manera que en la región visible del espectro electromagnético domina el azul. Las menos calientes tienen su máximo en el infrarrojo, así que, de los colores visibles, domina el rojo. Las estrellas de temperaturas intermedias mezclan más o menos todos los colores por igual, de manera que las vemos más bien blancas. Incluso las que tienen su máximo en la longitud de onda del verde, ¡como el Sol! En el caso de Antares, debido al color rojo de la estrella primaria, es perfectamente posible que la compañera se vea verde por contraste. Si uno eclipsara a Antares, se podría ver a la compañera brillando solita, ¿no? Bueno, resulta que Antares es una de un puñado de estrellas de primera magnitud que regularmente es eclipsada por la Luna. Cuando las circunstancias fueran adecuadas, sería posible ver a la compañera mientras la primaria todavía está oculta... ¿Y de qué color se ve en estos casos? Pues bien, el gran astrónomo y divulgador científico Camille Flammarion observó una ocultación de Antares por la Luna en 1879, prestando particular atención a sus colores. Describe a Antares como de color "anaranjado intenso", y a la compañera «de tinte verde esmeralda tirando a azul». Por su parte, el Rev. Dawes observó la ocultación de 1856, y señala de manera destacada algo similar: «su color verde azulado era bien conspicuo».
Las ocultaciones de Antares por la Luna ocurren de a rachas, y nos encontramos en medio de una. El pasado 3 de mayo hubo una favorable para Bariloche, y decidí sacarme la duda. Hice fotos de la hermosa conjunción minutos antes y minutos después de la ocultación. En esta imagen las muestro combinadas:
Por si no alcanzan a ver la estrella (por ejemplo, por leer el blog en el celu, cosa que nunca es recomendable), he aquí un recorte de antes y después:
En el momento de la desaparición, que ocurrió del lado del borde iluminado de la Luna, justo se formó una nubecita y la foto quedó un poco subexpuesta. Así que tuve que forzar un poco la edición para que se vea algo. ¡Está a punto de desaparecer!
De todos modos, me interesaba más la reaparición, porque la compañera (que está casi exactamente al oeste de la primaria) aparecería antes, con Antares todavía oculta. Tuve que tomar una decisión: ¿observar o fotografiar? Para mí, era más importante sacarme la duda del color que registrar el evento. Y ya se sabe que los colores, en fotografía, dependen de una multitud de parámetros y son difíciles de calibrar. Así que decidí observar, para contarlo aquí.
Al acercarse el momento de la reaparición (calculable al milisegundo, por supuesto), puse el ojo en el ocular y observé sin parpadear un punto frente al Mar de la Fecundidad, entre el conocido cráter Langrenus y el Mar de las Crisis, donde debía aparecer, en primer lugar, la compañera. La fase estaba menguando desde hacía un par de días, así que la reaparición sería en el borde invisible de la Luna, lo cual favorecía la observación. La Luna no tiene atmósfera, así que la aparición sería súbita. Y de golpe... ¡ahí estaba! ¡La compañera de Antares! Azul, de un azul intenso e indiscutible, un azul eléctrico como pocas estrellas lucen. Conté los segundos: uno, dos, ¿a quién se le ocurre que ese color... tres... se puede describir como esmeralda? cuatro... ¿o siquiera verde azulado? cinco... ¿conté cinco? y de golpe ¡zas! una inundación de luz naranja, que abrumó por completo a la estrellita azul. Fue una de las cosas más lindas que vi en mi vida. Respiré. Miré hacia el cielo. La Luna casi llena deslumbraba, y no me dejaba ver la estrella. Fui a buscar la cámara para fotografiar la nueva conjunción.
Me resultó tan obvio que la estrella era azul, que me dio ganas de haberla filmado. Trataré de hacerlo en la próxima ocultación favorable, en febrero. Mientras tanto, lo que hice es una simulación de lo que vi a través del ocular, en base a la foto que tomé segundos después y tratando de reproducir el color que quedó en mi memoria.
Conté el tiempo entre la reaparición de la compañera y la de Antares porque así puedo calcular su separación. La reaparición sucesiva (y también la ocultación, por supuesto) se debe a que la Luna se mueve lentamente en el cielo: tiene que completar una vuelta entera en 27.3 días*. Así que si tarda 27.3 días en recorrer 360 grados, en 5 segundos recorre equis. Es un problema que aprendí a resolver en tercero o cuarto grado, no se necesita un doctorado en física. Me da una fracción de grado, que convertida a segundos de arco son 2.7" (esto ya es de primero de la secundaria). ¡Es muy poquito! Por eso es tan difícil de observar en el telescopio, especialmente en lugares con mala visibilidad, como Bariloche. Antares está 550 años luz de distancia (paralaje de Hipparcos), lo cual permite calcular la distancia entre ambas estrellas. La primaria es una supergigante, que puesta en el sistema solar llegaría más allá de la órbita de Marte. De todos modos, la compañera resulta estar bastante lejos, a más de 450 unidades astronómicas, o sea más de 10 veces la distancia del Sol a Plutón.
* La Luna tarda 29.5 días en completar su ciclo de fases (lunación), pero un par de días menos en estar en el mismo lugar del cielo con respecto a las estrellas. La diferencia se debe al movimiento de la Tierra en su órbita alrededor del Sol. Medí los 5 segundos más o menos, así que el cálculo es apenas aproximado (compatible con lo que aparece en Wikipedia).
La foto de Antares y su compañera (con colores bastante apagados) es de Pete Lawrence, y la tomé de esta nota en la BBC.
Antares es una estrella muy evolucionada, de 12 masas solares y 100 mil veces más luminosa que el Sol. Los modelos de evolución estelar delatan su edad en apenas 15 millones de años. En un par de millones más, explotará como supernova. Antares B tiene la misma edad, pero apenas 7 masas solares, y todavía es una estrella de la secuencia principal, aún fusionando hidrógeno. Tiene un espectro de clase B, así que su color azul es el esperado para una estrella a 18500 K. Su masa está justo debajo del límite que requieren los modelos estelares para que explote como supernova, pero andá a saber.
En su vuelo alrededor de la Luna, los astronautas de Artemis II pudieron observar y fotografiar paisajes sorprendentes del lado lejano. No desconocidos, claro está, ya que conocemos la Luna con extraordinario detalle gracias que la sobrevuelan satélites que la escudriñan en todo detalle. Pero sí sorprendentes por la falta de familiaridad, ya que no los vemos a través del telescopio.
Esta foto, por ejemplo, muestra una notable cuenca de impacto, formada por varios anillos concéntricos. Mide más de 500 km de diámetro, y es más grande que varios mares lunares de la cara visible, pero sin embargo el impacto que la formó no alcanzó a fundir la corteza e inundar la cuenca con basalto oscuro, que es la característica que define a los mares. Así que es "apenas" un cráter, llamado Hertzsprung en homenaje al descubridor de la relación entre el brillo y el color de las estrellas, que a principios del siglo XX se convirtió en la clave para el nacimiento de la astrofísica.
Superpuestas a Hertzsprung hay un par de cosas notables. Por un lado, vemos largas cadenas de cratercitos de tamaños muy parejos. Son parte del gran sistema de rayos de material eyectado por el impacto que formó el Mare Orientale, que se encuentra a unos 1000 km hacia el sudeste. La segunda es un gran crater que vemos justo en el terminador, la línea que separa el día de la noche.
Este es el crater Vavilov, mucho menor y más joven que Hertzsprung, pero que también tiene su propio sistema de rayos (que no se aprecian con el Sol tan bajo como en esta ocasión). La estructura de Vavilov está muy bien conservada, sin cráteres más recientes superpuestos. El perímetro es bien circular, y desde su cima descienden terrazas y acantilados hasta un fondo plano, donde hay un macizo central con varios picos.
Ya alejándose, hicieron esta foto también notable, donde podemos apreciar la oscuridad del suelo lunar (que refleja apenas el 8% de la luaz solar) comparada con el brillo de la Tierra (que refleja el 31%). Hertzprung y Vavilov se ven en el centro, cruzados por los rayos que vienen de Orientale.
¿A quien celebra este crater tan lindo? Sergei Vavilov fue un físico ruso, que en la década de 1920 se especializó en fenómenos luminosos en líquidos, haciendo experimentos que exploraban la naturaleza cuántica de la luz, en los primeros años de la física cuántica. En 1933 le propuso un experimento a un estudiante llamado Pavel Cherenkov: medir el efecto de la radiación gamma en una solución de sales de uranio. Pasándose horas en total oscuridad, Cherenkov se encontró con una luminiscencia azul, que aparecía incluso sin las sales de uranio. Al principio trató de eliminarla, porque le enmascaraban lo que quería medir. Frustrado, se lo mostró a Vavilov, quien en seguida se dio cuenta de que no era un ruido de fondo: era el sueño de cualquier estudiante de doctorado, era el descubrimiento de un nuevo fenómeno de la naturaleza. Vavilov publicó la primera explicación, que luego fue mejorada. La radiación gamma arranca electrones de sus átomos, con tanta energía que se mueven más rápido que la luz. (En el agua, la luz se mueve a 225 mil km/s, no a 300 mil, que es el límite absoluto de velocidad.) Esta perturbación violenta del campo electromagnético produce una onda de choque, que se expande como una luz azul. Hoy en día, el mejor lugar para observarlo es en un reactor nuclear en marcha, como el RA6 en el Instituto Balseiro. Al fondo de un tanque de 10 metros de agua se puede ver el núcleo del reactor, donde ocurren las reacciones nucleares, del cual parece salir una luz fantasmal que no tiene parangón en la naturaleza. Sólo los que la hemos visto con nuestros propios ojos lo sabemos.
En 1958, Cherenkov recibió el Premio Nobel de Física. Vavilov había muerto en 1951, antes de cumplir 60 años, y se lo perdió. En Occidente llamamos a este efecto luz de Cherenkov, pero en Rusia, hasta hoy en día, le dicen luz de Vavilov-Cherenkov.
Las fotos de la Luna son de NASA/Artemis. La del reactor nuclear es mía, obvio.
Hertzsprung tiene más anillos que los que vemos a simple vista. Mediciones de la intensidad de la gravedad, tomadas por el satélite GRAIL, muestran este notable mapa:
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