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.  

Los colores del cielo

La semana pasada mostré astrofotos facilongas, que de todos modos tienen un encanto especial: estrellas intencionalmente desenfocadas, que permiten apreciar los colores y el rango dinámico de brillos, que de otro modo quedan "comprimidos" y casi invisibles. Hoy voy a mostrar astrofotos todavía más fáciles: exposiciones largas con la cámara fija, delatando el movimiento de la Tierra en forma de trazas estelares. Son también fotos que hice mientras usaba el Seestar S50 en el fondo del Centro Atómico. Aquí podemos verlo, haciendo lo suyo, con el cerro Catedral detrás y el cielo estrellado que baja sobre el oeste:

Se ve como un fantasma de Darth Vader a la derecha. No sé qué es; tal vez yo mismo que me puse delante mientras hacía la foto, sin darme cuenta. Las feas luces azules junto a Vader son el estacionamiento del IPATEC, que es la nueva fuente de contaminación lumínica de esta zona que antes era tan oscura. La universidad de Río Negro se cree que es más segura si desperdicia millones de pesos iluminando el espacio exterior. Me han dicho que van a cambiarlas, ya veremos. La misma noche de noviembre, hice ésta, sin el Seestar:

A principios de diciembre, cuando todavía había algo de luz crepuscular en el cielo del oeste, apunté un poco más hacia el norte para mostrar el contraste con las luces del alumbrado público de Nahuel Malal, que todavía son de sodio. La foto quedó buenísima:

Parece una escena de la película de The Flash:

Los colores realmente están allí en mi foto, y son fáciles de revelar oscureciendo la foto original, que es mucho más brillante, sobreexpuesta por la larga exposición, y parece de día aunque eran las 22:30:

En este caso, para no distorsionar la estructura del espacio de colores, lo hice con la herramienta Veralux HyperMetric Stretch, un script para Siril que preserva la composición relativa de los colores mientras estira los tonos para optimizar el rango dinámico. Normalmente el astrofotógrafo la usa para "estirar" una foto muy oscura (los objetos astronómicos son muy tenues), pero funcionó bien también para esta foto muy clara.

Mucho antes, en abril, hice ésta apuntando para el mismo lado. No hay trazas y no hay desenfoque, pero había un poco de bruma y eso también ayuda a ver mejor las estrellas.

Volveremos con cosas más interesantes en febrero.

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La imagen de The Flash es de DC Studios o de Warner Bros, supongo.

El foco en el color

En los últimos meses fui varias veces a los fondos del Centro Atómico Bariloche, que es un sitio bastante oscuro, a hacer fotos astronómicas con el Seestar S50, mi nuevo telescopio favorito. Como me deja mucho tiempo libre (a diferencia de mi equipo anterior) me dedico a descubrir, observar y disfrutar el cielo, y a hacer fotos con la cámara réflex. Un día a principios de diciembre, por ejemplo, hice ésta:

Es una foto hacia al sur, y a la izquierda (el Este) se ve el resplandor de Bariloche. Cerca del borde superior cruza un verde meteoro, quizás de la lluvia de púpidas-vélidas, por la dirección que lleva. No es una fea foto, pero a veces la multitud de estrellas tiene un aspecto muy distinto del que se ve a simple vista. ¡Es difícil distinguir constelaciones! Entonces hice algunas exposiciones con las estrellas desenfocadas, una técnica que no sólo permite apreciar el rango dinámico de brillos, sino también la diversidad de colores de las estrellas:

Así es mucho más fácil identificar las familiares constelaciones del cielo austral. Hice una versión anotada para los menos habituados:

Sobre los árboles vemos la Cruz del Sur y a su derecha los Punteros. Revisen con cuidado la variedad de colores, especialmente de azules, que van desde el blanco de Alfa Centauri hasta el azul intenso de las estrellas de clase B (como Theta Car) u O (como Naos, que lamentablemente me quedó muy al borde). En la región de Eta Car se ve un rosadito de la nebulosa que la rodea. Marqué las otras dos cruces que hay en esta parte del cielo: el "diamante" (que incluye a la estrella múltiple Theta Car) y la "falsa Cruz", compuesta por dos estrellas de Carina y dos de las Velas, que tiene una forma más parecida a la Cruz del Sur. ¡No la usen para orientarse, porque no apunta al Polo Sur Celeste! A propósito, se nota la escasez de estrellas brillantes en la región del polo.

Apuntando en la misma dirección hice esta con más zoom en Carina y Vela. Acá se ve entera la conocida línea de cuatro estrellas brillantes: Naos, Regor, Avior y Miaplacidus:

Hacia el Oeste hice esta foto de la Grulla, que tiene una linda formita, como el ave en vuelo, y es fácil de reconocer. La estrella central es Beta Gruis (una gigante roja de clase M), y la del ala derecha es Alnair (clase B), la más brillante de la constelación por poquito. 

 Y hacia el este, a pesar del halo de luces urbanas, no pude resistir hacer una foto de la región de Orión:

Abarca desde las Híades a la izquierda (con la roja Aldebarán), hasta el Can Mayor a la derecha (con la blanca Sirio). En Orión se destacan claramente Rigel y Betelgeuse como más brillantes que las Tres Marías, algo que es evidente a simple vista. Se nota también que Mintaka (la maría de la izquierda) es menos brillante que las otras dos. Casi nada de esto se puede apreciar en la foto enfocada:

Habría mucho para contar de cada estrella de estas fotos, pero creo que a esta altura ya muchas de ellas han aparecido en el blog. Y además nadie lee el blog en enero. Así que paro acá, señalando solamente que se pueden hacer lindas astrofotos con equipos elementales y técnica fotográfica directamente mala. Hay que probar.

Antares, su compañera y la Luna

Antares es una estrella roja brillante, bien conocida por su constelación, Escorpio, que es una de las más fáciles de reconocer en el cielo (¡además de ser una de las pocas que se parece al bicho que representa!). Antares está muy cerca de la eclíptica, y es una de apenas cuatro estrellas de primera magnitud que pueden ser ocultadas por la Luna (las otras son Spica, Regulus y Aldebaran). La ocultación más reciente ocurrió hace un par de semanas, y fue visible desde la Patagonia. "Visible" es una manera de decir, porque estuvo nublado. Yo había hecho planes de observarla, pero apenas pude fotografiarlas muy cerquita, minutos antes de que comenzara el mini-eclipse:

Era una linda oportunidad, porque la luna estaba en una fase muy finita. Cuando la Luna está más llena, su brillo hace difícil ver bien la estrella y fotografiarla. Igual se puede hacer, vean esta foto que mostró Dennis Oz en Cloudynights hace algunos años:

Si prestan atención, la estrella tiene una rayita hacia la izquierda, como si hubiera salido movida. Pero no: es la compañera de Antares. Hace poco contamos que Betelgeuse, la otra supergigante roja muy parecida a Antares de nuestro cielo, parece tener una compañera. Con Antares no hay dudas, es binaria. Antares B es difícil de observar, como pueden imaginarse, por el brillo de la estrella principal. Pero se la ha descripto como azul-verdosa, o directamente verde ("glittering emmerald", la describe Burnham). Como no hay estrellas verdes (las que tienen el máximo de radiación en la longitud de onda verde se ven blancas, como el Sol), generalmente se atribuye la impresión a un efecto de contraste por el color anaranjado de Antares. 

La cuestión es que las ocultaciones son la única oportunidad de ver a la compañera sola, cuando Antares está eclipsada por la Luna. De hecho, así se la descubrió, en 1819. En su descripción de la ocultación del 26 de marzo de 1856, el Rev. Dawes dice:

«The small companion appeared instantaneously at its full brightness. Its bluish green colour was very conspicuous.»

En Wikipedia hay un video del final de una ocultación de este tipo, en la que la compañera aparece antes, seguida por Antares 7 segundos después:

Lamentablemente no es un video en color, así que no podemos juzgar el efecto, y el autor no dice nada al respecto. En fin, tendremos que esperar otra oportunidad para tratar de ver el color de Antares B (hay varias el año que viene).

Antares es una supergigante roja, una estrella masiva que se acerca al final de su existencia. Es tan inmensa que, puesta en el sistema solar, llegaría más allá de la órbita de Marte. Como se encuentra relativamente cerca, es una de las pocas estrellas para las cuales se ha podido hacer una imagen de su superficie, en la que se pueden ver grandes manchas:

Esta imagen, hecha en 2017 con el Telescopio Muy Grande del Observatorio Europeo Austral, es probablemente la mejor imagen de la superficie de una estrella distinta del Sol. Pudieron hacerla combinando la luz observada con los cuatro grandes telescopios del VLT, con una técnica llamada interferometría, que es muy difícil de hacer en longitudes de onda visibles (en radio es más fácil). 

Antares se encuentra en una de las regiones más coloridas del cielo, con abundantes nebulosas de emisión y de reflexión, y estrellas de distintos colores. Mi amigo Eric González compartió hace algunos años una muy linda foto (Antares es la estrella brillante de la derecha, y debajo de ella se ve un cúmulo globular):

Los dejo con otra foto de la ocultación reciente, que hice cuando ya las nubes empezaban a ocultar la conjunción:

 

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La foto de la ocultación de Antares es de Dennis_Oz. El video es de Dave Gault (dominio público). La imagen de la superficie de Antares es de ESO/VLT. La foto de la región de Antares y Rho Oph es de Eric González, del Observatorio Félix Aguilar de la UNSJ. Las otras son mías.

Se viene Dschubba

En estas fechas empieza a alzarse, al comienzo de la noche, el amenazante Escorpión, por el horizonte del sudeste. Es una de las constelaciones más fáciles de identificar, y una de las pocas que se parece (someramente) al personaje que representa.  

Las tres estrellas brillantes que representan la cabeza y las garras del celeste arácnido se llaman Dschubba (Delta Scorpii, la del medio, que es la cabeza), Acrab (Beta Scorpii, la garra izquierda, también llamada Graffias, pero hay otras estrellas de ese nombre, así que es mejor no usarlo), y Fang (Pi Scorpii, la garra derecha, raro nombre chino oficializado en años recientes por la IAU). Dschubba es la más brillante de las tres. Parece raro, porque en la nomenclatura de Bayer es Delta, mientra que su vecina Acrab es Beta. ¿No debería ser al revés?

Si nos fijamos en un atlas antiguo, como el original de Johann Bayer de 1603 (arriba), efectivamente vemos que Beta es más brillante que Delta. Pasaron los siglos, y en la primera mitad del siglo XIX, Beta seguía siendo más brillante que Delta (aunque tal vez un poco menos), como muestra este mapa de Charles Dien, de 1831:

Ya a fines del siglo XIX, en la Uranometría Argentina de Benjamin Gould, la cosa está empatada:

En esta época ya estaba cuantificada la escala de magnitudes, y vemos a Dshubba con magnitud 2.4 y Beta con magnitud 2.5. Es decir, Dshubba se había convertido en la estrella más brillante de la cabeza del Escorpión, por 0.1 magnitudes.

Pero el cambio no se detuvo allí. En junio del año 2000, el gran observador de estrellas variables argentino, Sebastián Otero, estaba observando Dschubba regularmente, y descubrió que había aumentado todavía más de brillo, reportando una magnitud de 2.32. Evidentemente, la estrella estaba sufriendo alguna transformación, y en 2003 llegó a una magnitud de 1.59. En su nota sobre la estrella en la AAVSO, Otero muestra un par de imágenes en las que simula el aspecto de Escorpio antes y después de su descubrimiento, y podemos entender por qué le sorprendió. Escorpio es una constelación muy antigua, y esta estrella le estaba cambiando su aspecto milenario:

El siguiente gráfico muestra la evolución de la magnitud (banda V), desde el año 2000 hasta el año pasado:

Algo le volvió a pasar entre 2005 y 2006, donde parece que se arrepintió de su protagonismo, aunque pronto se recuperó y se estabilizó alrededor de V = 1.7.

¿Qué le pasa a Dschubba? Sabemos que es una estrella binaria, formada por dos grandes estrellas de clase B. La primaria es una subgigante, que recientemente ha abandonado la secuencia prinicipal donde las estrellas pasan la mayor parte de sus vidas transformando hidrógeno en helio en el núcleo. Además, es una estrella que rota muy rápidamente, y ha formado a su alrededor un disco de material expulsado desde el ecuador. La segunda estrella también es clase B, pero es todavía una estrella normal, de la secuencia principal, que se encuentra en una órbita muy elongada, con un período de 10.5 años. La interacción entre ambas estrellas, y el disco ecuatorial de la primaria, podría ser responsable de la variabilidad. En el año 2000, cuando Otero descubrió el aumento de brillo, las estrellas tuvieron uno de sus periódicos encuentros cercanos. El siguiente fue en 2011, cuando también se produjo un evento notable. Pero en 2023 no pasó nada, me parece. ¿Que está pasando con Dschubba? Definitivamente, vale la pena mirarla, aunque sea de reojo, durante esta temporada en que la tenemos en el cielo nocturno.

 

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La curva de luz está hecha con las herramientas de la AAVSO. 

Las fotos son las que mostró Sebastián Otero en su nota, basadas en fotos de Christopher J. Picking. Allí encontrarán un análisis más técnico de la variabilidad de Dschubba y su posible origen.

El verdadero cielo estrellado

No voy a repetir la nota sobre La Noche Estrellada. Voy a mostrar un par de cosas curiosas sobre el cielo estrellado, el verdadero, el que vemos a simple vista. Cuando publiqué la nota sobre la estrella enana roja más brillante, mi amigo José Palandri se interesó por la abundancia de cada tipo de estrella que vemos a simple vista. Es curioso: la mayor parte de las estrellas de la galaxia, la abrumadora mayoría, son enanas rojas, ¡y no hay ni una sola que podamos ver a simpla vista! Por otro lado, muchas de las estrellas del cielo nocturno son azules o blanco-azuladas, que en realidad son poquísimas en la población estelar de la galaxia. Lo que ocurre, por supuesto, es que las estrellas azules son las más intrínsecamente luminosas, y por lo tanto son relativamente brillantes a grandes distancias. Las anaranjadas o rojas son más abundantes, pero vemos menos porque no son tan luminosas. Excepto, por supuesto, que sean gigantes o supergigantes rojas, que son estrellas rojas pero tan luminosas como las azules. Pero también son pocas, y por eso son tan notables y bien conocidas: Betelgeuse, Antares, Aldebarán, Gacrux, etc. 

Para hacer lo que pidió Palandri recurrí al catálogo BSC, el Bright Star Catalogue. Como su nombre lo indica, contiene las estrellas más brillantes del cielo, las que se pueden ver a simple vista desde un sitio bien oscuro. Son casi 10 mil estrellas, pero por supuesto no se pueden ver todas juntas en el cielo, sino sólo la mitad (más o menos) que está sobre el horizonte. A lo largo del año podemos ver más que una mitad, dependiendo de la latitud desde donde observemos. El catálogo se originó en el Harvard College Observatory a fines del siglo XIX, por iniciativa del Edward Pickering, quien además, junto con su equipo de computadoras, llevó adelante el catálogo de espectros estelares Henry Draper, donde se hicieron muchos descubrimientos cruciales para la astronomía y la astrofísica modernas. La versión más reciente es la 5a, de 1991, que es la que usé. El diagrama H-R (magnitud absoluta vs clase espectral) hasta magnitud 6 se ve así:

Cada punto es una estrella, pero no todas las estrellas del BSC tienen distancia en el catálogo (que se necesita para calcular la magnitud absoluta), así que hay menos de 10000 estrellas en el gráfico (hay 5004). Pero igual, la verdad que no se ve mucho. Ni siquiera se distinguen la secuencia principal y la rama de gigantes rojas, que hace 100 años fueron los descubrimientos cruciales de Hertzsprung y Russell. Así que otro día lo haré con los datos del satélite Hipparcos, que me parece que darán mejor. 

Pero la otra cosa interesante, y que es realmente lo que preguntaba Palandri, es cuántas hay de cada clase. El resultado es el siguiente:

Estos histogramas muestran la proporción de estrellas de cada clase espectral. A la izquierda están las del cielo estrellado (del BSC). Fíjense que cada clase, entre la B y la K, contribuye con un 20% aproximadamente, mientras que hay bastante menos rojas M, y muy poquitas azules O. Eso más o menos es lo que se ve en el diagrama H-R de arriba, sólo que como se superponen los puntos de las estrellas es más difícil de cuantificar. Así que más o menos el 20% de las estrellas del cielo son azules (O y B), un 40% son blancas (A y F), un 40% son amarillentas (G y K), y un 5% son rojas (todas gigantes, ya sabemos).

El histograma de la derecha muestra lo mismo, pero para todas las estrellas. Se ve el sesgo que mencionaba al principio: las estrellas rojas son una abrumadora mayoría, pero entre las visuales son apenas el 5%. En cambio, las lindas luminarias azules (las Tres Marías, por ejemplo) que son el 20% de las que nos deleitan en el cielo nocturno, son apenas el 0.12% del total. Qué cosa, ¿no?

Bueno, otro día muestro el diagrama H-R hecho con las estrellas de Hipparcos, y trataré de poner cartelitos en las estrellas más cercanas, o las más brillantes, como pidió Tomás.

El cúmulo clavijero

No sé por qué, pero tenía guardada desde la pandemia esta foto del cúmulo estelar NGC 6231 sin mostrar:

Este hermoso cúmulo abierto está a unos 5600 años luz, en la constelación es Escorpio, y forma el "clavijero" de la "guitarra eléctrica" que mostré hace algunos años, y que a veces llaman "falso cometa" (pero mírenlo en binoculares, realmente parece una guitarra Gibson).

NGC 6231 es un cúmulo muy joven, de menos de 6 millones de años, y tiene un montón de estrellas masivas, azules y luminosas. Es encantador de observar con cualquier instrumento, ya sean binoculares o telescopios. Alberga una cantidad inusual de estrellas de las clases espectrales O, B y Wolf-Rayet. Quince son de clase O, y teniendo en cuenta que apenas una de cada 3 millones de estrellas son de esta clase, queda claro que es un objeto extraordinario.

La estrella más brillante del cúmulo es  ζ (dseta) 1 Scorpii, que es la estrella blanca de arriba a la derecha, un poco separadita de la parte más poblada de abajo a la izquierda (más al norte):

Dseta 1 Sco es una hipergigante de clase B, con una masa de más de 50 veces la del Sol, y 860 mil veces (o más) su luminosidad. ¡Es una de las estrellas más luminosas de la Vía Láctea! Es tan furiosa que pierde una gran cantidad de materia en forma de viento, emitiendo en un minuto lo que a nuestro Sol le lleva un año y medio. Es candidata a convertirse en luminous blue variable, una categoría rara de estrellas muy luminosas (es decir, tiene todas las características, salvo la variabilidad). Dseta 1 forma un hermoso par contrastante con Dseta 2 (si tenés buena vista, podés distinguir ambas sin necesidad de instrumentos). Dseta 2  es una gigante naranja mucho más cercana, a 135 años luz, y mucho más vieja, ya a 5800 millones de años. Su vecina HD 152293 también está más cerca.

Hay otras estrellas interesantes en NGC 6231, y marqué varias en la foto. Tres de ellas son Wolf-Rayet, que es una clase especial de estrellas, muy masivas, muy luminosas, muy "evolucionadas" y cerca del final de sus vidas (típicamente explotando como supernovas). Una de ellas es HD 152270, que es además binaria con otra estrella de clase O. Están apretadísimas, completando una órbita cada 8 días. Como ambas son muy luminosas, producen fuertes vientos, que en el medio chocan, recalientan el gas y producen rayos-X (como Eta Carinae y su compañera).

Otra Wolf-Rayet es la de arriba, HD 151932. Pesa 22 veces más que el Sol, brilla 630 mil veces más y su superficie está a 50000 K (¿se podrá poner 50 kK?). La tercera, llamada HD 152408, quedó fuera de la foto, está a mitad de camino hacia el cuerpo de la guitarra. 

Marqué también una estrella extremadamente roja. No tiene un nombre sencillo, sólo una designación de catálogo. A pesar de su color tan rojo, está catalogada como supergigante amarilla (clase FII). En el catálogo Gaia DR3 tiene una paralaje de 0.1982 milisegundos de arco, lo que corresponde a una distancia de unos 16000 años luz, lo cual la pone muy por detrás del cúmulo. En la versión DR2 tenía una paralaje bastante mayor, compatible con las demás estrellas del cúmulo. Andá a saber. Esperaremos a Gaia DR4, para zanjar la cuestión.

Dseta Sco y su cúmulo son muy fáciles de encontrar en la cola del Escorpión:

Ya se la puede ver después de la medianoche. Y si se quedan dormidos, anótenla para verla más temprano, más entrado el invierno.
 

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La estrella roja es Gaia DR3 5966502635575970304 (identificada como NGC 6231 92 en Simbad). Las fotos son mías.

El día que descubrimos el universo

El 30 de diciembre de 1924 comenzó la 33a Reunión de la American Astronomical Society, en Washington, DC. En la mañana del último día de la reunión, 1 de enero de 1925 (se acaban de cumplir 100 años), se llevó a cabo una sesión conjunta con los matemáticos y los físicos que estaban participando de la simultánea conferencia de la American Association for the Advancement of Science. Se esperaba una charla de Arthur Eddington, sobre Evolución Estelar (Eddington estaba escribiendo su tratado sobre el tema), pero tuvo que regresar a Inglaterra. En su lugar, Henry Norris Russell improvisó un sumario de su propio trabajo en el área. Lo siguió una presentación del polígrafo Archibald Henderson: ¿Es el universo finito? Ambas presentaciones suscitaron una animada discusión entre los presentes. 

A continuación, Russell leyó una presentación de Edwin Hubble, del Observatorio de Monte Wilson, que no había podido asistir (imagino que viajar en tren de California a Washington en pleno invierno no era el mejor plan). Un resumen del trabajo apareció en la revista Popular Astronomy, reportando que la distancia a la "nebulosa espiral" de Andrómeda (Messier 31) y a la del Triángulo (Messier 33) era de 285000 pársecs, un millón de años luz:

Este resultado las ponía definitivamente fuera de la Vía Láctea, cuyo tamaño había medido Harlow Shapley, que aparece allí mencionado. Shapley y Eber Curtis (los marqué a los dos, y a Russell, en la foto del congreso) habían protagonizado en el Museo Smithsoniano, en 1920, el que se llamó Gran Debate, acerca de la naturaleza de estas "nebulosas espirales". Shapley sostenía que eran parte de la Vía Láctea, y que en el universo no existía más que nuestra Galaxia. Curtis, en cambio, decía que podían ser sistemas equivalentes a la Vía Láctea, muy lejanos, verdaderos "universos isla". El trabajo de Hubble zanjó la cuestión: las nebulosas espirales eran galaxias como la nuestra, y dada la cantidad que se veían en los telescopios, muchas de ellas pequeñitas, resultaba evidente que el universo era millones de veces más grande que lo que se creía.

Hubble había empezado a usar el telescopio de 100 pulgadas, el mejor del mundo, para estudiar las "nebulosas espirales", y fue el primero en poder fotografiar estrellas individuales en ellas. Rápidamente descubrió varias novas. Pero el 6 de octubre de 1923 descubrió que una de las estrellas no era una nova, sino que era una que ya había fotografiado dos días antes. ¡Era una estrella variable! Existen estrellas variables, las cefeidas, que cambian de brillo de manera regular, como un reloj, y del período de oscilación se puede calcular la luminosidad intrínseca, y por lo tanto la distancia. ¡Era un golazo! Uno puede imaginarse la emoción del tipo cuando, con tinta roja y mano temblorosa,  tachó la N de nova y escribió VAR!, sobre la placa de vidrio de la foto:

Hubble observó su cefeida durante un período entero y calculó la distancia. No vayan a creer que se guardó el descubrimiento más de un año sin decir nada. Por ejemplo, así se lo contaba por carta a Shapley, que era el experto mundial en cefeidas, el 19 de febrero de 1924:

Shapley tuvo que rendirse a la evidencia. La astrónoma Cecilia Payne estaba en su oficina cuando recibió la carta, y contó que Shapley le mostró las dos páginas exclamando "Acá está la carta que destruyó mi universo". El 26 de febrero Hubble se casó y se fue de luna de miel a Europa por tres meses. Apenas volvió, la misma noche, regresó al Observatorio para seguir midiendo cefeidas en M31 y M33. En los meses que siguieron, a medida que tenía cada vez más datos, se lo fue contando a todo el mundo. Russell, que se enteró del descubrimiento a través de James Jeans en Inglaterra (!) lo alentó a que fuera a Washington, o al menos que mandara el paper, así lo presentaba para un premio de 1000 dólares de la AAAS. Se lo dieron, obvio (son como 20000 dólares de hoy). Incluso antes de la reunión, el 23 de noviembre de 1924, la noticia del descubrimiento salió publicada en una notita en el New York Times:

Al principio, nadie sabía cómo llamarlas. "Sistemas estelares", "mundos", "universos", "nebulosas anagalácticas", "nebulosas no galácticas", "nubes estelares", "nebulosas cósmicas", "universos isla". Hubble prefería "nebulosas extragalácticas". Pero el nombre marketinero vino del que más había perdido, el mismísimo Shapley: «quiero sacarme de encima las palabras universo y nebulosa... así que las llamaré "galaxias"». Hace apenas 100 años, el 31 de diciembre de 1924, el universo tenía una sola galaxia, la nuestra, la Vía Láctea, la Galaxia con mayúscula. El 1 de diciembre de 1925, descubrimos un universo lleno de galaxias.

 

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El informe sobre la reunión está publicado en Popular Astronomy, números 323 y 324, marzo de 1925, con resúmenes de varios trabajos presentados. La nota de Hubble está en la página 252 del número 324. La foto de los participantes está justo en medio. ¡Noten que hay varias mujeres! (más que en el congreso Solvay de 1927, por ejemplo).

En la interesante conferencia de Henderson, leemos: Recent investigations, reported by Curtis, indicate that the spiral nebulae are isolated stellar systems, at least a hundred million light-years away. Shapley was the first to point out and insist upon the significance of the systematic recessional motions of the spiral nebulae. [...] If, as now appears probable, the spirals are isolated stellar systems, this recession must be explained, either as a wholesale error or else as a relativistic effect. Era un tema álgido también para los físicos y los matemáticos.

La enana roja más brillante

Hace algo más de 100 años los astrónomos descubrieron que las estrellas rojas venían en dos tamaños, que naturalmente llamaron gigantes y enanas. Fue parte de un descubrimiento crucial de la astrofísica, el diagrama de Hertzsprung-Russell, que estaría en el corazón de la ciencia que a lo largo del siglo XX logró explicar el funcionamiento de las estrellas.

Las estrellas rojas que conocemos del cielo nocturno son gigantes o supergigantes: Betelgeuse, Antares, Aldebarán, Arcturus, Gamma Crucis... Llaman la atención precisamente porque son raras entre las estrellas brillantes, mayoritariamente azules o blancas. Las enanas rojas son una población completamente diferente. Son extremadamente abundantes. Tan abundantes que son el 75% de todas las estrellas de la Via Láctea. El nombre de "enana", de todos modos, hace sospechar que no deben ser fáciles de ver. ¡Pero son tantas! Alguna podremos ver. ¿O no? A simple vista se pueden ver unas 10 mil estrellas. El 75% son 7500. ¿Cuántas de ellas son enanas rojas?

Ninguna. Ni una sola.

La enana roja más brillante está un poco por debajo del límite visible a simple vista. Es la estrella AX Microscopii, de magnitud visual 6.67. Algún joven podrá verla desde un sitio extremadamente oscuro, pero los demás necesitaremos al menos un par de binoculares.

La constelación del Microscopio es una de las más pobretonas del cielo: sus estrellas más brillantes son de quinta magnitud. Está a 40 grados de latitud galáctica, así que también es pobre en objetos del cielo profundo. Es tan poco atractiva que casi no hay fotos de ella para mostrarles nada menos que la enana roja más brillante del cielo. Por suerte encontré esta imagen de Axel Mellinger, que no pudo esquivarla simplemente porque estaba fotografiando el cielo entero de polo a polo:

AX Mic fue descubierta por Nicolas Lacaille en su exploración del cielo austral desde Ciudad del Cabo en 1752, y ocupa el lugar 8760 en su catálogo. Es una estrella muy cercana, a 12.6 años luz, y a eso se debe, en parte, que sea la más brillante de su categoría. Pero, en comparación, la estrella más cercana al sistema solar, Proxima Centauri —que también es una enana roja— brilla mucho menos, a magnitud 11. Es decir, AX Mic es intrínsecamente bastante brillante, para ser una enana roja. Aún así, es diminuta: tiene la mitad del tamaño de nuestro Sol y el 60% de su masa. Su superficie, que está a 3500 C (no mucho más caliente que el hierro de una fundición) emite sólo el 3% de la luz solar, y tarda un mes en producir la luz que nuestra estrella emite en un día. En comparación, Proxima se esfuerza durante ¡30 años! para producir es misma cantidad de luz. Hay que tener en cuenta, de todos modos, que a esa temperatura una buena parte de la emisión está en el invisible infrarrojo (la luminosidad total trepa al 7% de la solar, lo que debe ser un récord para una enana roja). La estrellita no está en el atlas de Lacaille, pero sí está en el más completo de Bode, la Uranographia de 1801, que se basó en el catálogo de Lacaille para las estrellas australes:

La manera tranquila que tienen las enanas rojas de producir energía, asegura que sus interiores están bien mezclados por convección térmica. Así que no acumulan helio en el centro, como el Sol, y pueden seguir fusionando hidrógeno de manera lenta pero incansable. AX Mic tiene más o menos la edad que el Sol, pero seguirá brillando por billones de años, cuando el Sol ya esté recontra apagado.

Si quieren encontrarla, hay que buscarla cerca de Theta 1 Mic, que es una de las estrellas "brillantes" de la constelación. Descargué y anoté una imagen del survey de Mellinger de 25 grados de ancho para mostrar su posición. Para ubicarse en esta región poco frecuentada del cielo, pueden usar las estrellas de la Grulla que aparecen en la foto. La Grulla es relativamente fácil de identificar. Alnair es una estrella de segunda magnitud, que marca su ala derecha, mientras que Aldhanab es el pico del ave, un poco menos brillante. Theta 1 forma un triángulo con estas dos, relativamente fácil de reconocer. Una vez identificada Theta 1, con binoculares habrá que identificar a su compañera Theta 2, y desde allí buscar a AX Mic a 2 grados de distancia. La foto del principio tiene 6 grados de ancho, un poco mayor que el campo de unos binoculares de 10 aumentos.

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El panorama de la Vía Láctea de Axel Mellinger es extraordinario, y descubrí recientemente que puede consultarse en el SkyView de la NASA. Está documentado en Mellinger, A Color All-Sky Panorama Image of the Milky Way, Publ. Astron. Soc. Pacific 121:1180-1187 (2009). Dan ganas de comprarse el póster.

El nombre "enana roja" no está definido rigurosamente (ni hay necesidad). AX Mic es la estrella más brillante de tipo espectral M. A veces se incluye en la categoría las más tenues de tipo espectral K, también muy abundantes. Juntándolas con las M, y algunas de las G, resulta que el Sol es más brillante que el 95% de las estrellas de la Vía Láctea. El Sol no es una estrella "promedio" u "ordinaria". 

Theta es la letra griega θ. Se pronuncia como la z de los españoles, zeta, con la lengua contra los dientes. No "seta", ni "teta", y mucho menos "tita". Es la letra inicial de las palabras que en inglés se escriben con th, como theater.

La explosión de Orión

Hace unos meses se publicó una notable imagen de la región central de la Nebulosa de Orión, vista por el telescopio Webb. Es una imagen familiar, pero también distinta. Webb, usando el poder de la radiación infrarroja, es capaz de ver dentro del polvo que llena la nebulosa, y también ver la filigrana de polvo que delata el pasado caótico y dinámico de esta enorme región de formación estelar. Hice una combinación de las dos bandas infrarrojas, usando las longitudes de onda más largas como capa de luminosidad sobre la del infrarrojo cercano. Es una imagen gigantesca, 100 veces más grande que la que voy a mostrar acá:

Cerca del centro vemos el Trapecio, y lo vemos como lo que en realidad es y raramente vemos: un cúmulo muy rico de muchas estrellas jóvenes. La gruesa franja diagonal es el frente de ionización que ya hemos comentado en otra oportunidad. Pero lo más notable, y que me llamó la atención inmediatamente porque no la conocía, es una estructura en forma de explosión, un poco arriba y a la derecha del Trapecio:

Los dedos de la explosión parecen surgir de una estrella excepcionalmente brillante, que en el infrarrojo lejano que el Webb puede ver, supera a las luminarias del Trapecio, vean:

Esa fuente infrarroja tiene la luminosidad de unos 20 mil soles, y se llama objeto BN (Becklin-Neugebauer). Es invisible en luz visible por estar embebida en una parte densa de la nebulosidad, y parece ser una estrella joven expulsada del Trapecio hace unos 4000 años, por interacciones gravitatorias en su componente más grande y brillante, Theta 1 Orionis C, una gigantesca estrella de 40 masas solares. Hay junto a él otro objeto muy oscurecido, sólo visible en radio, llamado Source I (parece ser una estrella de 22 masas solares), que habría sido expulsado por BN hace apenas 500 años. Son todas estrellas enormes las que hay en esta región, y todas ellas parecen haber contribuído al intenso flujo de gas que vemos en infrarrojo como una explosión, llamada región KL (Kleinmann-Low). Así la ve Alma en radio de longitud de onda milimétrica, un poco más allá del infrarrojo lejano de Webb:

Toda la región está siendo intensamente estudiada en los últimos años, gracias a los nuevos instrumentos que ven más allá del rojo, y encontré muchos trabajos publicados sobre este fenómeno poco conocido en el medio de una región tan familiar del cielo, tan visitada por aficionados y astrofotógrafos. 

Los dedos, en la imagen de Webb, se ven magníficos, así que pongo una imagen en más resolución para mostrar un detalle (imagen rotada respecto de la original):

Estos dedos son el resultado de una explosión descomunal, con la energía de un milésimo de supernova. Sabemos mucho de explosiones al final de la vida de las estrellas, pero prácticamente nada de las que, como ésta, ocurren durante su nacimiento. Se trata de un fenómeno poco entendido que ocurre durante la formación estelar, en particular en regiones de nacimiento de muchas estrellas simultáneamente. Los dedos son ondas de choque en el medio interestelar, pero incluso su propia dinámica sólo recientemente ha sido modelada físicamente, gracias a los avances de instrumentación que permiten la visualización detallada. Todavía no vi trabajos detallados con los resultados del Webb, pero seguramente será una contribución importante a la comprensión del fenómeno.

Para comparación, hice un recorte de la misma región vista por el telescopio Hubble en luz visible. Vean qué pocas estrellas se ven, a diferencia de la imagen del Webb, y nada de la explosión KL.

 

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Las imágenes del Webb son de NASA/ESA/CSA. La imagen de radio es de ALMA, similar a la del paper: Bally et al., The ALMA view of the OMC1 explosion in Orion, arXiv:1701.01906v3 (pero la descargué de Wikipedia porque estaba en colores).