El tamaño de Júpiter

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

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

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

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

radio polar: 66 854 ± 4 km

radio ecuatorial: 71 492 ± 4 km

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

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

radio polar: 66 842 ± 0.4 km

radio ecuatorial: 71 488 ± 0.4 km

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

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

  

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

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

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

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

El baile del chorro

The X-ray is her siren song, my ship cannot resist her long
Nearer to my deadly goal, until the black hole gains control
Spinning, whirling, still descending, like a spiral sea, unending!
Rush, Cygnus X-1 Book I: The voyage (A Farewell to Kings) 

En la década de 1960, coincidente con el descubrimiento de los pulsars, se descubrieron fuentes de rayos X en el cielo. Su ubicación, cercana al plano de la Vía Láctea, sugería que se trataba de objetos en nuestra galaxia. En algunos casos, los rayos X coincidían con una fuente de luz visible que, invariablemente, era un sistema estelar binario. Los astrofísicos sabían que, en un sistema binario, cuando una de las estrellas se convierte en gigante roja, era posible que su superficie llenara el llamado lóbulo de Roche, donde la gravedad de la compañera le gana a la estrella principal, y empieza a transferirse materia de una estrella a la otra a través del punto de Lagrange L1:

Un cálculo sencillo (ver Astrofísica para físicos curiosos, Sección 6.5) permite mostrar que, si la segunda estrella es un objeto compacto (como una estrella de neutrones), la energía gravitatoria que se convierte en energía cinética durante la caída es inmensa, pudiendo alcanzar una fracción significativa de \(mc^2\). El material que cae no lo hace exactamente de manera radial, sino un poquito de costado, y se forma un disco orbital, llamado disco de acreción. El gas en el disco se mueve en órbitas aproximadamante keplerianas, de manera que, como en el sistema solar, las que se encuentran más cerca del centro se mueven más rápido que las de más afuera. Esto produce un arrastre viscoso entre órbitas contiguas, que hace que se pierda energía en forma de radiación. El cálculo predice una luminosidad enorme, mucho mayor que la del Sol, y una temperatura también mayor, de decenas de millones de grados. Todo esto sin reacciones nucleares, simplemente por conversión de energía gravitatoria en radiación. La ley de Planck sugiere que el máximo de energía se emite en la longitud de onda de 1 nm (un nanómetro). Correspondiente, precisamente, a los rayos X.

Como se trata de sistemas binarios, se puede calcular la masa de la estrella y su compañera compacta. Casi todas ellas resultan de alrededor de una masa solar, o un poquito más, lo cual es compatible con las estrellas de neutrones. Pero algunas tienen más de 3 masas solares. La más estudiada de estas es Cygnus X-1, con 15 masas solares. Estos objetos no pueden ser estrellas de neutrones, ya que la presión de degeneración de los neutrones es insuficiente para equilibrar la fuerza gravitatoria. Y no conocemos ninguna otra fuerza capaz de hacerlo, así que estos objetos necesariamente deben ser agujeros negros: una región del espacio-tiempo tan compacta que la gravedad impide el escape de absolutamente todo, materia o radiación. Naturalmente, no se los puede ver directamente. Pero siguen ejerciendo su efecto gravitacional, y en sistemas binarios se convierten en intensas fuentes de radiación, por el mecanismo que acabamos de describir. Se trata de agujeros negros demasiado pequeños como para observar directamente su efecto en la luz que los circunda, como se ha logrado hacer con los agujeros negros supermasivos en el centro de la Vía Láctea y de la galaxia M87.

La dinámica de los discos de acreción es muy complicada: se trata de un fluido magnético muy energético, de manera que su descripción requiere una de las ramas más complicadas de la física, la magnetohidrodinámica relativista. Uno de los fenómenos característicos es la formación de dos chorros (jets) de materia que surgen de la región más interior del disco, y que se llevan parte de la energía. ¿Cuánta? Un diego, pero es difícil de calcular, y también de medir. Recientemente, un equipo de radioastrónomos han logrado medirlo mediante la observación directa del chorro. Como muestra la ilustración que puse arriba, el viento estelar de la estrella normal empuja el doble chorro, curvándolo. A medida que el sistema gira, se debería ver el chorro bailando alrededor de la fuente central. Esto es precisamente lo que lograron ver unos radioastrónomos (principalmente australianos), usando dos grandes sistemas de radiotelescopios que observan de manera coordinada desde miles de kilómetros de distancia, usando 18 años de mediciones:

Es una rotación sutil, pero permite calcular la liberación instantánea de energía, en lugar de promedios  temporales, y mejorar los modelos de cómo funcionan los jets, ya sea estos o los gigantescos de las galaxias activas y los quasars. 

Los jets de los agujeros negros supermasivos jugaron un rol importante en la conformación del universo temprano: en el crecimiento de las galaxias, en la formación de las primeras estrellas, en la reionización del medio intergaláctico, de manera que este tipo de técnicas terminarán conectando la física de estos sistemas binarios con la evolución del universo.

 

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El paper es: Prabu et al., A jet bent by a stellar wind in the black hole X-ray binary Cygnus X-1, Nature Astronomy (2025).

Los dos sistemas de radiotelescopios que usaron son el Very Long Baseline Array (VLBA) y la European Very Long Baseline Interferometry Network (EVN). 

Nacida el 4 de julio

Se me pasó el aniversario exacto, que fue el sábado pasado, pero vale la pena celebrarlo igual: el cumpleaños de Henrietta Leavitt, nacida el 4 de julio de 1868 en un pueblito de menos de dos mil habitantes en el corazón de Massachusetts. Era hija de un pastor calvinista de tradición puritana, y recibió una educación esmerada e inusual para las mujeres de su era. A los 20 años ingresó al Radcliffe College de Boston, una especie de anexo para mujeres de la Universidad de Harvard. Allí cursó una amplia variedad de materias, desde griego, filosofía y artes plásticas hasta análisis matemático, física y astronomía. Al terminar sus estudios, que a un varón le habrían valido un grado de Bachelor ("licenciado"), le dieron apenas un certificado. Pero lo más valioso fue que se despertó su vocación científica, y se quedó en Boston, trabajando como computadora en el Observatorio de la universidad.

Hoy en día, cuando decimos "computadora", pensamos en una máquina electrónica. Pero hasta la década de 1960 una computadora era una chica. Todos los grandes laboratorios y observatorios tenían equipos de estas mujeres, que hacían lo que hoy hacemos con computadoras, pero a mano. Era una salida laboral atractiva para las mujeres a quienes les gustaba la ciencia, y que no tenían en esa época posibilidades de llevar adelante una carrera académica, y en muchos casos ni siquiera de estudiar en la universidad (la mayor parte de ellas ni siquiera tenían estudios avanzados, el caso de Leavitt es una rareza). En el Observatorio de Harvard College, el director Edward Pickering había armado un equipo de computadoras para llevar adelante el ambicioso proyecto Henry Draper, financiado por la viuda de un astrónomo aficionado pionero de la fotografía astronómica. El proyecto fue inmensamente exitoso, y su catálogo de más de 200 mil estrellas se sigue usando hasta el día de hoy. Fue el primer catálogo masivo de espectros estelares capturados fotográficamente, y las Computadoras de Harvard fueron quienes los catalogaron, midieron y estudiaron, y diseñaron un sistema de tipos estelares basados en ellos, que fueron el disparador de la nueva ciencia de la astrofísica.

Pero el nombre de Henrietta Leavitt está asociado a otro descubrimiento fenomenal, que acabaría teniendo repercusiones extraordinarias en pocos años. El proyecto contaba con dos observatorios, uno en Boston y otro en Arequipa, Perú, desde donde se observaba el hemisferio austral. Leavitt se puso a estudiar las placas fotográficas de Arequipa, y en particular las estrellas variables de las Nubes de Magallanes. Se conocían un puñado de estrellas variables a principios del siglo XX, todas en el hemisfero norte, y el nuevo survey abría una posibilidad de expandir lo que se sabía de ellas. Leavitt terminó descubriendo y estudiando miles de estrellas variables. En 1908 publicó un catálogo de casi 2000 variables en las Nubes de Magallanes:

 Allí hace la siguiente observación: entre las estrellas variables de un cierto tipo (variables regulares de período corto, que hoy llamamos cefeidas), las más brillantes tienen períodos más largos.

Al momento no pudo cuantificar esta observación, pero pocos años después tuvo la clave, con estrellas adicionales de la Nube Menor de Magallanes:

 En este trabajo descubre lo que llama "una relación destacable":

A continuación, muestra esta relación en forma gráfica. El gráfico de la izquierda muestra que la magnitud de los máximos y de los mínimos de estas estrellas, en función del período, sigue una relación funcional suave. En el gráfico de la derecha queda en evidencia que la relación además muy sencilla: el brillo es simplemente proporcional al logaritmo del período.

El aspecto de la Nube Menor admite sospechar algo que hoy sabemos con certeza: que todas sus estrellas se encuentran aproximadamente a la misma distancia de la Tierra. Por lo tanto, la magnitud observada corresponde directamente a la luminosidad intrínseca de las estrellas. Leavitt señala que existen estrellas variables del mismo tipo (que tienen la misma curva de luz), pero mucho más brillantes. Por ejemplo, el prototipo de las cefeidas, la estrella Delta Cephei, tiene un período de 5 días y una magnitud de 3.5, 10 magnitudes más brillante que las de su catálogo para el mismo período (ver el gráfico de arriba). Si las estrellas son similares en luminosidad, eso permite calcular que la Nube de Magallanes está 10000 veces más lejos que Delta Cephei. Se abría así una nueva y poderosa herramienta para explorar el tamaño del universo. Leavitt se lamenta en el paper de que no haya todavía paralajes medidas de este tipo de estrellas (ni espectros, para confirmar que se trataba de estrellas equivalentes), porque la comparación de brillos permitiría calcular distancias de esta manera. 

Poco tiempo después, Harlow Shapley (que sucedió a Pickering como Director del Observatorio) logró estimar distancias a algunas cefeidas, calibrar de manera aproximada la curva de Leavitt, y convertirla en una herramienta para medir distancias estelares. Así descubrió que la posición del sistema solar no era central en la galaxia, sino que estábamos a miles de años luz del centro. En 1923 se inauguró un telescopio gigante, con un espejo de 100 pulgadas, en el Observatorio Mt. Wilson, que le permitió a Edwin Hubble observar cefeidas en la "nebulosa" de Andrómeda, calcular su inmensa distancia, descubrir que era una galaxia en sí misma, como la Vía Láctea, y concluir que el universo era millones de veces más grande que lo que se creía. 

Hubble sostenía que el trabajo de Leavitt merecía un premio Nobel, y el matemático sueco Gustaf Mittag-Leffler intentó nominarla a mediados de los años 1920, pero descubrió que Henrietta había fallecido un par de años antes, a los 53 años de edad. La relación entre el período y la luminosidad de las estrellas variables sigue siendo, más de un siglo después del trabajo de Leavitt, uno de los escalones cruciales para medir el tamaño y la expansión del universo.

 

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¿Por qué las computadoras humanas eran mujeres? La principal razón es que les pagaban menos. Además, como dijimos, las mujeres tenían menos oportunidades de desarrollarse en el mundo académico. Hace algunos años hubo una película muy buena, Hidden Figures, sobre uno de los últimos equipos de computadoras humanas, que trabajó en la NASA en los inicios del programa espacial. Hay que decir que Edward Pickering era un defensor de los derechos de las mujeres, y alentaba a sus computadoras a valorar su trabajo, y a que lo publicaran. Posiblemente cuente algo más sobre otras mujeres notables del equipo, en otro momento. Tal vez vale la pena mencionar también que Leavitt era sorda, al igual que Annie Cannon, otra de las computadoras, autora del sistema de clasificacion espectral de las estrellas. Ambas son un ejemplo de voluntad y dedicación.

En la foto de las computadoras, vemos a Pickering de pie y a Leavitt sentada delante de él. En la pared a su lado hay una curva de luz de una estrella variable. Hay varias fotos parecidas, con la pinta de que están posadas.  

La Galaxia Nueve Anillos

Nine rings for mortal Men.
J. R. R. Tolkien

Sauron les dio nueve Anillos de Poder a otros tantos líderes humanos, que se volvieron poderosos, inmortales y clarividentes. Uno a uno fueron cayendo bajo el poder del Anillo Único, convirtiéndose en los Nazgûl, terribles sirvientes de Sauron, y que eventualmente lo ayudaron a rastrear el anillo perdido.

¿Y esto que tiene que ver con la astronomía? Nada, pero como hace poco mostré una galaxia anillo, me acordé de una foto del Hubble del año pasado: una galaxia con... ¡nueve anillos!

Es la enorme galaxia LEDA 1313424, sobrenombre Ojo de Buey, que exhibe toda esta joyería como resultado de una colisión central con una galaxia satélite. Como comentamos en aquella ocasión, las colisiones por el centro son uno de los mecanismos de formación de anillos, que se expanden "llevándose" en forma de energía potencial, la energía cinética del choque. En este caso, se ha identificado que el proyectil que acertó en el centro de esta diana es la pequeña galaxia azul que vemos a su izquierda. 

La colisión habría ocurrido hace relativamente poco, unos 50 millones de años, de manera que los anillos todavía brillan con la luz azul de una miríada de estrellas jóvenes, que se formaron como resultado del desbarajuste gravitacional que causó el paso de la galaxia chica a través de la grande. Cuando dos galaxias chocan, se atraviesan como si fueran fantasmas: las estrellas son muchísimo más pequeñas comparadas con las distancias entre ellas, de manera que los impactos entre estrellas son prácticamente imposibles. Pero el gas que llena el espacio entre ellas sí choca, se comprime, y se disparan episodios de formación estelar desenfrenados. Es uno de los hechos que más me fascina de la astronomía: la transformación de la energía cinética de las galaxias en nuevas estrellas, con sus planetas, lunas, satélites... ¿gentes? Piénsenlo un poco.

Varios de los anillos están amontonados cerca del centro de la galaxia, mientras que otros se extienden a decenas de miles de años luz. Esta imagen muy procesada los muestra más claramente, y además están señalados con líneas rojas.

Las galaxias anillo son raras, pero ¿nueve anillos? ¿Será común esto? Los astrónomos del trabajo creen que sí, pero que duran muy poco tiempo, así que han tenido (hemos tenido) suerte con Ojo de Buey. La aguda visión del Hubble les ha permitido incluso confirmar la predicción teórica (hecha mucho antes) de cómo deberían expandirse estos anillos. Esta figura muestra el tamaño de los anillos observados vs el tamaño predicho por la teoría.

Ojo de Buey se encuentra a más de 500 millones de años luz, en la constelación de Piscis. Es posible que el ya casi listo telescopio espacial Roman permita descubrir más galaxias de este tipo. 

 

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La foto es de NASA/ESA/STScI/Hubble. 

El paper es: Pasha et al., The Bullseye: HST, Keck/KCWI, and Dragonfly characterization of a giant nine-ringed galaxy, ApJL 980:L3 (2025). De allí son las otras dos imágenes.

La estrella no verde

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.

Si logro fotografiar o filmar la reaparición de febrero del 2027, lo contaré aquí, por supuesto. 

* 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).

 

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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. 

La luz de Vavilov

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.

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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:

Explorando el universo oscuro

Ya he mencionado que estamos en una era de grandes surveys, como el del telescopio Vera Rubin. Desde hace un par de años está en operaciones el telescopio espacial Euclid, de la Agencia Espacial Europea, que es tan extraordinario que si no tiene más espacio en los canales de prensa, debe ser porque la oficina de comunicaciones de la ESA es mucho peor que la de la NASA. 

Cualquier telescopio, diría cualquier instrumento científico, tiene compromisos en su diseño. En el caso de los telescopios, suelen competir la resolución de la imagen con el tamaño del campo, el pedazo de cielo que pueden capturar. Los telescopios Hubble y Webb, por ejemplo, producen imágenes de extraordinaria resolución espacial, pero ven un pedacito minúsculo del cielo. Rubin, así como el telescopio espacial Roman que está pronto a ser terminado, en cambio, tienen campos visuales amplios. Pero Euclid fue el primero. Sus imágenes cubren más de medio grado cuadrado de cielo (miles de veces mayor que las del Hubble), y además está en el punto de Lagrange L2 (donde está el Webb) de manera que la Tierra no obstruye su visión (como en el caso del Hubble). Desde allí, Euclid envía 100 GB de datos cada día. La foto que puse arriba muestra el cúmulo de galaxias de Perseo íntegro, en una sola toma de unos 70 minutos, mostrando más de 1000 galaxias miembros del cúmulo, más unas 100 mil adicionales detrás, muchas de ellas desconocidas previamente. Una imagen similar del Hubble habría requerido meses de observación continua. La imagen original tiene 8000×8000 píxels. Les pongo un recortecito mínimo para que se vean los detalles:

Euclid fue diseñado de esta manera para observar la maraña cósmica, de la que nos ocupamos recientemente, que es la estructura del universo a gran escala, y caracterizarla desde el universo cercano hasta redshift z = 2 (unos 10 mil millones de años atrás). Para hacerlo, Euclid no se interesa en cada galaxia individual, sino que pretende observar, con su campo visual amplio, el efecto de lente gravitacional de grandes grupos de galaxias. La materia de estas galaxias (la materia normal, pero especialmente la oscura) tuercen la luz que viene de atrás, de una manera característica que permite inferir la distribución tridimensional de materia en el universo, así como su movimiento (tanto peculiar como debido a la expansión del universo). Durante sus años de operación, Euclid va a cubrir un 35% de todo el cielo, más o menos como el survey DESI que comentamos hace poco. Durante la campaña, va a observar unas 10 mil millones de galaxias individuales, cada una en al menos 7 filtros de luz visible o infrarroja. Una cosa única y extraordinaria, que va a ser una pieza clave en nuestra comprensión del universo en las próximas décadas. 

Más de una vez hemos contado que estos grandes surveys producen tantos datos que ningún astrónomo individual puede con ellos. Cada vez más, los astrónomos están recurriendo a sistemas de inteligencia artificial para analizarlos, pero en el caso de Euclid, además, están reclutando voluntarios humanos. Han creado un programa en el sistema Zooniverse de ciudadanos científicos, llamado Space Warps, para que los entusiastas participantes ayuden a descubrir casos de "lente gravitacional intensa", como éste:

Esto es una galaxia, detrás de otra galaxia. ¡Reíte de los "planetas alineados"! No sé por qué, pero parece que por ahora los humanos son mejores que las máquinas para hacer esto. El año pasado los voluntarios descubrieron 500 de estas galaxias en apenas el primer 0.04% de datos de Euclid. Fíjense este caso, por ejemplo. Es una galaxia enorme, con un núcleo muy brillante, pero si se fijan con cuidado verán que apretadito alrededor de él hay un anillo (un "anillo de Einstein") de luz distorsionada por acción gravitacional. 

Si les interesa participar, pueden unirse al equipo de Space Warps.

 

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Todas las imágenes son de ESA/Euclid. 

El universo en una pelota de fútbol

Hace 100 años, Edwin Hubble y su compinche el mulero Milton Humason, descubrieron que el universo se estaba expandiendo. Las implicaciones de este hallazgo fueron vastas y extraordinarias para la ciencia. Entre otras cosas, las ecuaciones de la Relatividad General preveían esa posibilidad, de manera que los físicos finalmente podían escribir una "ecuación de movimiento del universo", algo con lo que habían soñado durante siglos. 

Como el universo se está expandiendo, entonces en el pasado era más chico. Y, en el pasado remoto, mucho más chico, muy denso y caliente. Ese estado, a partir del cual se expandió el universo, se conoce popularmente como Big Bang, aunque naturalmente no se trata de una explosión. En una época temprana, muy caliente, el universo estuvo lleno de materia en forma de plasma y radiación de cuerpo negro (como si fuera el interior de una estrella). Al expandirse y enfriarse, en algún momento la temperatura bajó lo suficiente como para permitir la formación de átomos neutros, un evento que los cosmólogos llaman “recombinación” (no sé por qué re-). La radiación que llenaba el universo en ese momento empezó a viajar libremente y sigue existiendo, y hoy la observamos como un resplandor de microondas que llega uniformemente de todas partes del cielo.

Cuando uno piensa en ese universo primigenio, naturalmente, imagina que era mucho más chiquito que el actual. Sorprendentemente, en el momento de la emisión del fondo cósmico de microondas, no era taaaan chiquito. El fondo cósmico de microondas corresponde a una temperatura de unos 3 K (kelvins, no digan "grados kelvin"). Cuando se emitió, estaba a la temperatura de la superficie de una estrella, ponele 3000 K. Las longitudes de onda correspondientes son inversamente proporcionales a la temperatura (algo que se llama ley de Wien). O sea que la longitud de onda se estiró un factor 3000 ÷ 3 = 1000. Es decir, el universo era 1000 veces más chico. Si hoy es una esfera de 46 mil millones de años luz de radio, al terminar el Big Bang caliente tenía un radio 1000 veces más chico, o sea 46 millones de años luz. Todo el universo entraba de acá al cúmulo de Virgo. Chico, pero no tan chico. Pero antes, seguro, era todavía más chico. ¡En algún momento debe haber tenido el tamaño de una pelota de fútbol!  

¿En qué momento el universo tuvo el tamaño de mi globo del fondo cósmico del microondas, que es como una pelota de fútbol? El factor de escala, en este caso, es muchísimo más pequeño. Podemos calcularlo, y es:

22 cm ÷ 90 G años luz = 2 × 10^-28

o sea que el universo era 500 000 000 000 000 000 000 000 000 de veces más pequeño que ahora. (Quinientos cuatrillones castellanos, por si quieren pronunciarlo, pero en palabras no dice más que el número.)

Ese sí es un universo muy chiquito, y por lo tanto muy temprano. ¿Cuándo fue? Para un tiempo tan temprano, los detalles dependen del modelo cosmológico que se use para hacer el cálculo, pero nos da más o menos unos

0.000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 1 segundos,

así que estamos en plena era de la inflación cósmica. ¿Y acaso no somos los campeones de la inflación, eh? 

¡Muchaaaachos! 

 

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La última imagen es una composición que incluye las galaxias del cúmulo de Virgo con un verdadero par de galaxias que han chocado (Arp 147), y que dibujan un 10 en la constelación de la Ballena.

El mulero

En mi caminata diaria por el campus del Balseiro me crucé con este magnífico animal, de la tropilla de mulas de nuestros vecinos de la Escuela Militar de Montaña, y me acordé de Milton Humason, de quien tenía ganas de comentar algo. No porque fuera burro o tramposo, nada de eso.

Humason nació en Dodge Center, Minnesota, un pueblito rural del Medio Oeste de Estados Unidos, cerca del río Mississippi. Hoy en día, el pueblo tiene menos de 3000 habitantes. Cuando nació Milton, en 1891, serían unos cientos. Gogléenlo, todavía hoy parece el pueblo de los Ingalls. Fue a la escuela (como las chicas Ingalls), pero a los 14 se pasó un verano acampando en las montañas de California, y le gustó tanto que nunca volvió, ni a su casa ni a la escuela. Trabajó en lo que fue consiguiendo, y un día lo tomaron como mulero de carga para la construcción del Observatorio de Monte Wilson, que eventualmente albergaría el mejor telescopio del mundo. 

Humason se interesó por lo que estaban construyendo, y aunque no conocemos detalles, es fácil imaginarlo charlando con los astrónomos para averiguar qué era ese edificio redondo en la cima de una montaña. Cuando se inauguró el Observatorio, consiguió trabajo de ordenanza. Sus jefes no tardaron en notar el talento del muchacho y el Director, el legendario George Hale, lo convirtió en "asistente nocturno", un trabajo técnico que le permitió familiarizarse con los equipos ópticos. Era algo sin precedentes, ya que Humason no tenía un título de nada, ¡ni siquiera había terminado el primer año de la secundaria! Pero Hale tenía buen ojo: Humason era cuidadoso y dedicado en el manejo de los instrumentos, y pronto le permitieron llevar adelante sus propios proyectos de observación. Cuando se inauguró el gran telescopio Hooker, de 100 pulgadas, que sería durante décadas el mejor y más grande del mundo, Humason aprendió a usarlo como nadie.

Bueno, como nadie no. En 1919 se presentó a las puertas del Observatorio, todavía vestido con el uniforme del 343 de Infantería, el Mayor Edwin Hubble, apenas regresado de la Primera Guerra Mundial. Un par de años antes, cuando defendió su tesis doctoral en Chicago, Hale le había ofrecido trabajo como especialista en fotografía de las misteriosas nebulosas espirales. Hubble lo había rechazado para ir a la guerra, pero apenas volvió de Francia se fue a California, donde Hale lo recibió con los brazos abiertos. 

Hubble pronto demostró que las nebulosas eran galaxias como la Vía Láctea, y que se encontraban a enormes distancias. Obviamente se volvió necesario medir sus propiedades, para lo cual se diseñaron equipos especiales, cámaras y espectrógrafos, para hacer exposiciones largas (¡a veces de más de una noche!), guiadas a mano con microscopios especiales. Debido a su talento instrumental, le encargaron a Humason la mayor parte de las observaciones, y así se convirtió en el asistente de Hubble, y luego en su amigo y colega. Se atribuye a Hubble el descubrimiento de la expansión del universo, mediante la observación del corrimiento al rojo de las líneas espectrales de las que empezaron a llamar galaxias. Pero casi todas las observaciones las hizo Humason (como reconoce Hubble en su libro The realm of the nebulae), y están publicadas por él mismo. Hasta su jubilación en 1957, Humason midió las velocidades de 620 galaxias, varias de ellas más de una vez. 

A mediados de 1928, Hubble publicó los resultados y las conclusiones de su análisis. Fue una revolución no sólo en astronomía, sino en cosmología, ya que un universo en expansión encajaba perfectamente en la Teoría de la Relatividad General, tal como varios físicos estaban señalando, incluso en contra de lo que opinaba Einstein. Rendido ante la evidencia, Einstein los visitó en Mt. Wilson, donde llamó a su intento de obtener soluciones estáticas del universo "el peor error de su vida". Acá lo vemos con Hubble (el de atrás, como siempre con la pipa en la mano) y Walter Adams (otro gran espectroscopista de Mt. Wilson, a la derecha), en una foto probablemente posada (y modernamente intervenida).

Debido al mérito de su trabajo, Humason fue promovido al rango de Astrónomo Asistente, y luego al de Astrónomo. En 1950 recibió un Doctorado Honoris Causa de la Universidad de Lund, en Suecia. Un capo, el mulero. Miren esta otra foto de la visita, con Humason a la izquierda, junto a Hubble. El único que parece sonreir es Michelson (el del experimento crucial que dio lugar a la Relatividad).

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Michelson instaló un interferómetro en el telescopio Hooker, que le permitió medir, por primera vez, el tamaño de una estrella: la supergigante Betelgeuse.

La galaxia duplicada

A menudo los aficionados novatos se encuentran con que no saben qué observar en el cielo, después de la Luna y los planetas. ¿A dónde apunto para ver las maravillas que conozco de fotos? Casi siempre, el primer catálogo al que recurren es el de Messier. Nada mal con eso, pero hay que tener en cuenta que su lista contiene los objetos que él podía ver desde París, y en particular los que podían confundirse con cometas, que eran su pasión. Hay una cantidad de objetos maravillosos, visibles desde el hemisferio sur, que no figuran en su catálogo. Por eso, alguna vez recomendamos el de Caldwell, que mantiene la misma cantidad de objetos (109), pero mejor distribuídos en el cielo, y sin repetir los de Messier. ¿Y después? Los principiantes aprenden rápidamente que hay un catálogo más completo, con miles de objetos fascinantes: el catálogo NGC, y su intimidante suplemento, el IC.

En realidad es un solo catálogo: NGC va de 1 (una galaxia en Pegaso) a NGC 7840 (otra galaxia, en Piscis), y a continuación vienen los IC desde el 1 hasta IC 5836 (también una galaxia en Piscis). El autor de estos catálogos es el astrónomo danés Johan Dreyer, fan de Tycho Brahe, que hizo casi toda su carrera en Irlanda, donde trabajó en el observatorio de Lord Rosse, y se lo conoce como John. El origen de su catálogo es el Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars, que habían compilado los hermanos William y Caroline Herschel (a principios del s. XIX), y que luego el hijo de William, John, continuó como General Catalogue (1864). El General Catalogue tenía muchos errores y desprolijidades, y Dreyer se propuso enmendarlo y mejorarlo en la década de 1880. El resultado fue el New General Catalogue, y resultó un enorme trabajo para Dreyer, ya que tuvo que lidiar con observaciones hechas por distinta gente, a menudo contradictorias, hechas con una variedad de instrumentos no estandarizados. Lo publicó en 1889, y lo complementó con dos suplementos, en 1895 y 1908, que llamó Index Catalogue (por suerte no le puso "Newer", o "Newest", o "New New", aunque sin duda lo pensó...). De manera que NGC/IC es en realidad un único catálogo, el primer gran catálogo de objetos no estelares.

A pesar de los esfuerzos de Dreyer, el NGC/IC no está libre de errores. Hacia fines del s. XX hubo varios intentos de emprolijarlo (el NGC 2000.0, el NGC/IC Project, el RNGC/IC, que sigue activo...). De los 13226 objetos del catálogo original, 321 están señalados actualmente como inexistentes, más de 250 son estrellas (como IC 1, que es una estrella binaria). Y hay centenares de galaxias duplicadas: con doble número NGC, o con un número NGC y otro IC (como la última, IC 5836, que es también NGC 7832). 

Nunca había observado una de estas galaxias duplicadas, y hace poco hice una foto razonable de NGC 1269. Descubierta por James Dunlop, luego John Herschel volvió a ponerla inadvertidamente en el catálogo como NGC 1291, y a Dreyer se le pasó corregirla. Aquí la comparto.

NGC 1269 es una galaxia rara, que no encaja en la anatomía básica que alguna vez comentamos: es una galaxia anillo. En general estos anillos se forman como resultado de una colisión. Cuando dos galaxias chocan, sus estrellas están tan alejadas unas de otras que se atraviesan como fantasmas. Así que la energía potencial interna mayormente no cambia. Pero la energía cinética sí, ya que la fuerza gravitatoria de cada una hace trabajo sobre la otra. Esto saca a las galaxias de un equilibrio estadístico llamado virial. Las estrellas se reacomodan para restablecerlo, y para hacerlo tienen que convertir ese exceso de energía cinética en energía potencial, que debe aumentar. Como la energía potencial gravitatoria aumenta con la distancia, una manera de lograrlo es expandirse, “inflarse”. Otra manera es que las partes más energéticas se alejen de la galaxia, formando una corriente de estrellas y gas, como en las Antenas. Es una especie de “evaporación”, que “enfría” la galaxia y la lleva de nuevo al equilibrio. Seguramente ocurren los dos procesos, y cuál de ellos domina depende de detalles específicos de cada colisión. Encuentros casi por el centro producen estructuras en forma de anillo, como en la Rueda de Carro y en NGC 1269.

Podemos ver también que, en el bulbo central, NGC 1269 tiene una barra, lo cual es una rareza para las galaxias anillo. Se la ve bien en el centro en esta increíble imagen del Dark Energy Survey:

Son en realidad dos barras, de distinto tamaño y formando un ángulo entre sí. Observaciones de sus poblaciones estelares señalan que las barras son muy antiguas, de miles de millones de años. El anillo no puede ser tan antiguo, ya que está formando estrellas activamente, cosa que puede verse en ultravioleta:

Así que no está muy claro si este anillo se formó durante una colisión (o fusión), o si es algo que tal vez produjo dinámicamente el propio movimiento de la barra. De hecho, en el anillo puede verse una estructura espiral, que seguramente sí es efecto del movimiento de la barra.  

La barra, también, puede haber producido los pequeños bracitos espirales que se ven en el bulbo, y que también pueden verse en mi foto, si exagero el contraste (se dejan de ver el disco interior y el anillo, y dejo la estrella brillante como referencia):

NGC 1269 está a 33 millones de años luz en la constelación de Erídano. Con magnitud 9 y unos 10 minutos de diámetro, no sé por qué nunca la había observado. Tenía que llegar el S50; ahora todo es posible.

 

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La imagen ultravioleta es de NASA/JPL/Yale Univ/H Crowl/GALEX.

El paper sobre las barras es Méndez-Abreu et al., The long-lived inner bar of NGC1291, Proceedings IAU Symposium No. 353 (2019).

No confundir a John (Johan) Dreyer con John Dreyer, defensor y mediocampista inglés.