Espectroscopio

El instrumento favorito del astrónomo es el telescopio. Y el segundo favorito es el espectroscopio. ¿Qué es un espectroscopio? ¡Un aparato para visualizar espectros! A no asustarse: un espectro no es un fantasma. Es un arco iris. Como sabe cualquiera que haya jugado con un prisma, la luz blanca está formada por una mezcla de colores. Algunos fenómenos naturales, como el arco iris, separan los colores. Cada color corresponde a una longitud de onda, ya que la luz es una onda, una onda electromagnética. Esto se vuelve cada vez más complicado, pero el que no se asustó con los espectros puede seguir adelante, ya que lo que sigue es muy entretenido.

Gracias al espectroscopio los astrónomos saben de qué están hechas las estrellas, a qué temperatura se encuentran, a qué velocidad se mueven, si tienen campos magnéticos, si tienen planetas a su alrededor... Los espectroscopios a bordo de los robots espaciales han develado la composición del suelo y del aire de los mundos de nuestro sistema solar, y algún día nos permitirán saber si algún planeta lejano en órbita alrededor de otra estrella alberga vida alienígena. ¿Cómo es posible saber todo esto de lejos, sin analizar muestras en el laboratorio? Distintos fenómenos físicos producen ondas de distintas longitudes de onda y de distintas intensidades. Y ahí es donde entra el espectroscopio: si queremos analizar y comprender esos fenómenos, necesitamos separar los colores para analizarlos por separado. Y es increíblemente fácil hacer un espectroscopio casero para ver cómo funciona e imaginar su enorme potencial como instrumento científico.

El espectroscopio fue inventado hace casi 200 años por un óptico genial, autodidacta, llamado Joseph Fraunhofer. En general la separación de colores se logra no con un prisma sino con una red de difracción (también inventada por Fraunhofer). Una red de difracción es un plástico o vidrio con muchísimas rayitas grabadas, miles de líneas por milímetro. Al pasar por las rayitas se produce la difracción de la luz, un fenómeno por el cual una parte de la luz pasa derecho, y  una parte se desvía para un lado. El ángulo que se desvía la luz depende del color: el azul se desvía poquito, el verde un poco más, el rojo más todavía. Así que al pasar luz blanca se descompone en los colores que la forman. ¿De dónde sacamos una red de difracción para hacer un espectroscopio casero?

De un CD. En un CD la información está grabada en un surco espiralado muy apretado, en el que cada vuelta pasa a apenas un micrón de la siguiente. Por eso el lado brillante de un CD se ve con los colores del arco iris: funciona como una red de difracción. Podemos usarlo así, directamente, como una red de reflexión. O podemos "depilarle" la etiqueta de aluminio con ayuda de una cinta adhesiva, y usar el plástico (que conserva las rayitas marcadas) como una red de transmisión. Es muy sencillo.

En el Instituto Balseiro hemos hecho un video mostrando cómo hacerlo y cómo usarlo, y más vale verlo que contarlo. Además comentamos los distintos tipos de espectros, y cuál es la clave para la utilidad del espectroscopio. Tal vez otro día cuente más detalles. Aquí está el video.

También preparé una colección de fotos mostrando la construcción. La última foto de esa colección es interesante, ya que muestra la comparación de dos espectros de una lámpara de bajo consumo, uno obtenido con un espectroscopio de laboratorio de miles de dólares, y el otro con el espectroscopio casero. La comparación es asombrosamente buena. Observen que el espectro en general se representa no como un arco iris de colores sino como una curva con picos. Esa curva se obtiene escaneando el arco iris a lo largo, y midiendo la intensidad de luz de cada color. Los espectroscopios de laboratorio modernos producen directamente esa salida. Con el espectroscopio casero podemos obtenerla procesando una foto obtenida con una cámara común con el programa gratis Visual Spec, especialmente preparado para su uso en la comunidad de astrónomos aficionados.

De CDs viejos y rebotes

Me pidieron que preparara unos folletos de divulgación, como para ser distribuídos en escuelas, y elegí dos temas que incluyen actividades piolas para hacer con chicos: la espectroscopía (y el espectroscopio a CD), y la vida de las estrellas (y cómo hacer una especie de supernova). La Filial Bariloche de la Asociación Física Argentina eventualmente los va a producir con un diseño más profesional, pero a mí me gusta el "director's cut", con el texto completo que escribí, así que los presento aquí: El espectroscopio a CD, y La vida de las estrellas.

Los documentos están alojados en el Google Drive del blog (donde hay otros documentos públicos), y pueden ser descargados por quienquiera para usarlos en clase o como fuere. Me gustaría saber si los usan. Los pongo también en una página aquí en el blog, para que resulten más accesibles en la columna de la derecha.

Como hace años hicimos un video con la construcción del espectroscopio a CD, decidí hacer también uno con la supernova casera. Es mucho menos profesional que el otro, pero quedó razonable. Está en mi canal de YouTube:

El video del espectroscopio también está allí (¡ay, que vergüenza, con el mismo buzo, no me di cuenta!):

Sobre el espectroscopio hay además una vieja nota aquí en el blog: Espectroscopio.

¡Compártanlos, y manden sus experiencias si los usan en clase!

Estrellas brillantes

En estos días de verano hay un impresionante despliegue de estrellas brillantes. Después de fotografiar la luna llena hace poco desde el balcón de casa se me ocurrió tomarles unos retratos individuales, para ponerlas una junto a otra. Este es el resultado. En el cielo no se las ve así, ¡claro que no! Las acomodé en una pseudo-constelación ortogonal. Pero los más atentos reconocerán la forma de Orión, con las Tres Marías en el medio.

Aquí están con sus nombres y unos pocos datos. Sirio es la estrella más brillante del cielo, y Canopus es la segunda. Rigel y Betegeuse son la 6^a y la 8^a. Esta última aparece en las noticias últimamente, con predicciones apocalípticas. No les hagan caso.

En fotos como ésta se destaca el color de las estrellas, que a simple vista a veces pasa desapercibido. Cuando le estoy mostrando el cielo a algún observador ocasional, casi siempre llega un momento en que dice: "Pero... esa estrella parece más roja, ¿no?" Esos colores son reales: las estrellas son de distintos colores. Y en sus colores hay muchísima información acerca de sus propiedades físicas y químicas, de su temperatura, de su composición, de su edad, de sus campos magnéticos, de su movimiento y mil cosas más. Los astrónomos estudian estos colores con su segundo instrumento favorito: el espectroscopio. El espectroscopio es un aparato que sirve para analizar los colores, descomponiendo la luz de las estrellas en preciosos arcoíris. Por supuesto, también puede hacerse con otras fuentes de luz, no sólo astronómicas sino en el laboratorio, y no sólo con luz visible sino con todo el espectro electromagnético. Es uno de los instrumentos más versátiles de la ciencia moderna. También es sorprendentemente sencillo de hacer: un espectroscopio casero como éste lo puede hacer un niño de 3^er grado, y divertirse analizando el espectro del tubo fluorescente de la cocina.

Click en las fotos para agrandarlas.

Lluvia de planetas

No es una lluvia literal, como las de estrellas fugaces. Pero están empezando a llover planetas. La semana pasada, apenas dos días después de que el Observatorio Europeo Austral (ESO) anunciara el descubrimiento de un sistema planetario completito en torno a una estrella cercana, el telescopio espacial Kepler anunció el descubrimiento de un sistema de tres planetas en torno a otra estrella, más lejana.

Espectros del espacio exterior

No es el título de una película de terror clase B. Estos son verdaderos espectros: arcoiris obtenidos con un espectroscopio y graficados como una curva de intensidad para cada color. El espectroscopio es el segundo instrumento favorito del astrónomo, ya que permite medir composiciones químicas, temperatura, movimiento, campos magnéticos, clasificar estrellas, descubrir planetas, escudriñar el Big Bang... todo a distancia, sin tocar el objeto que se estudia. Entre todas estas cosas, los espectros se usan para identificar el tipo de las supernovas.

Todo esto viene a propósito de, una vez más, la reciente supernova SN2017cbv. De acuerdo al Transient Name Server (TNS), la supernova fue descubierta por Valenti, Sand y Tartaglia el 10 de marzo a las 4:06, y archivada a las 4:10 como "posible supernova". Ni lerdos ni perezosos, Hosseinzadeh y otros midieron su espectro a las 20:17 del mismo día. El espectro de aquí a la derecha es el que archivaron en el TNS, anotado por mí como explicaré más abajo.

Éste es un esquema de libro de texto de los espectros de supernovas de distintos tipos. Como puede verse, el espectro que obtuvieron para SN2017cbv es parecido al de una de tipo Ia (se dice "uno-a") pero no exactamente igual. A mí me confundió un poco al principio identificar lo que marqué como "silicio", que me parecía que era la W del azufre. Es difícil identificar estas cosas a ojo, particularmente porque los espectros de las supernovas cambian mucho a lo largo de la explosión, y los que aparecen en esta figura son ejemplos cercanos al máximo de brillo.

Entonces los astrónomos usan un programa que compara ("fittea") el espectro con supernovas conocidas, llamado por supuesto Superfit. Los astrónomos informan en su reporte que la que más se parece a SN2017cbv es la SN1999aa, observada 11 días antes del máximo. Ésta es la comparación, que también está en el TNS. Así que concluyen que es también de tipo Ia, posiblemente más temprana aún. Y señalan que tiene un fuerte viento de silicio a 23 mil km/h, lo cual es una velocidad enorme aun en términos astronómicos. En el TNS se pueden graficar las líneas de los elementos a distintas velocidades, y así identifiqué como silicio lo que al principio creí que era azufre.

La principal característica espectroscópica de las supernovas de tipo Ia es que carecen por completo de hidrógeno. Son explosiones termonucleares de puro carbón y oxígeno, cadáveres estelares donde todo el hidrógeno y el helio se han consumido y la estrella se apagó. Esto las diferencia de las supernovas de colapso del núcleo, en las cuales la explosión destroza una estrella que es todavía mayoritariamente hidrógeno. Pero más sobre esto otro día.

No he visto todavía más espectros de SN2017cbv, pero seguramente aparecerán publicados en algún momento. Recién en 2004 apareció un análisis de SN1999aa donde vi una linda secuencia de la evolución del espectro, desde su descubrimiento 11 días antes del máximo hasta dos meses después del máximo. Es una maraña, menos mal que existe Superfit. ¡No sé cómo hacían antes!

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El póster está hecho con esta aplicación on-line de la BBC.

La imagen de espectros de supernovas está en muchos sitios de la web, sin un autor u origen claro.

La figura con los espectros de SN1999aa está tomada de Garavini et al. (2004), Spectroscopic Observations and Analysis of the Peculiar SN 1999aa, The Astronomical Journal 128:387.

Espectros del espacio exterior es también el título de una de mis charlas de divulgación, que habitualmente doy para profes de ciencia o alumnos de secundaria o primaria. El año pasado me filmaron, y puede verse en YouTube. Es una charla larga, pero a alguien le puede servir.

El viejo Cavendish

En camino a una reunión con unos zoólogos en el centro de Cambridge, que estudian suricatas y estaban interesados en nuestro trabajo con el movimiento de tortugas, nos topamos con este edificio:

Las paredes de piedra, y la entrada ojival, podrían sugerir que es uno más de los tantos edificios universitarios góticos de la ciudad. Pero las ventanas rectangulares delatan una era más pragmática. Es nada menos que el Laboratorio Cavendish, el legendario Departamento de Física de la Universidad de Cambridge. 

Hasta la segunda mitad del siglo XIX la universidad no tenía un centro para enseñar e investigar física experimental, y se estaban quedando rezagados con respecto a las universidades europeas. En 1871, William Cavendish, duque de Devonshire y Rector de la Universidad donó £6300 (como un millón a valores de hoy) para construir un laboratorio. James Clerk Maxwell (que se había graduado en matemáticas en Trinity College un par de décadas antes) fue designado Profesor e inmediatamente se puso a diseñar el edificio y a comprar el instrumental para equiparlo. En el pequeño museo que se puede visitar en la sede actual del Laboratorio (en West Cambridge, no en el edificio de la foto), están exhibidos muchos de los aparatos de Maxwell, así como de toda la gloriosa historia posterior. 

También están su escritorio original y algunos documentos. Por ejemplo, esta tarjeta postal que le mandó Maxwell a Peter Tait, su colega, amigo y compatriota en Edimburgo. Está dirigida a «Dear T'», en referencia a que T era William Thomson, Lord Kelvin (había un T", que era Tyndall). Thomson y Tait habían publicado un bien conocido libro de texto, Treatise on Natural Philosophy, que Maxwell había bautizado el T&T', nombre que pegó en la comunidad académica. La primera parte de la tarjeta postal tiene una fórmula del análisis matemático, seguida de unas preguntas («Do you know...? Poisson? on light???») donde parece pedirle referencias. Claro: el tipo era un genio, pero no podía googlear. 

Y después le dice «Any suggestions about physical laboratories thankfully received». Lo dicho: no podía googlear. Sigue: «Evitar paredes y techos de yeso donde no haya maderas para ajustar tornillos, y poner muchos pilares y vigas de madera, sin enyesar. ¿Y qué tal motores eléctricos [algo que no entiendo] baterías?». El tipo venía de publicar la teoría del electromagnetismo, la segunda gran unificación de la física (unificando los fenómenos aparentemente dispares de la electricidad y el magnetismo; la primera fue la de Newton, de los fenómenos terrestres y celestes), y aquí lo tenemos, casi con la cuchara de albañil en la mano. Igual, Tait era un matemático, andá a saber lo que le contestó. Maxwell firma de manera chistosa: dp/dt (derivada temporal de la presión), en referencia a una fórmula termodinámica que aparece en el libro T&T': dp/dt = j c m, donde a la derecha del signo igual aparecen las iniciales de Maxwell. Un nerd total.

Otro documento interesante es un plano del edificio, modificado en lápiz rojo por el propio Maxwell. El tipo estaba realmente en los detalles:

Por supuesto, lo más interesante son los instrumentos. En la vitrina que mostré arriba se destaca este hermoso espectroscopio:

Nótese que entre los dos tubos (el de la izquierda es el colimador, y el de la derecha el telescopio) falta el elemento dispersor, posiblemente un prisma de vidrio. Yo también tengo un espectroscopio (tal vez no tan antiguo, pero casi) que, a diferencia de éste, funciona perfectamente. Lo restauré hace poco, pueden verlo aquí.

En otra vitrina me llamó la atención este aparato, hecho para demostraciones de clase, imagino, que viene a ser un modelo mecánico de los anillos de Saturno. Hoy en día hacemos estas demostraciones en la computadora para mostrarles a los chicos. Es la misma idea, con otra tecnología. 

En el cartel dice que Airy sostenía que el trabajo de Maxwell sobre los anillos de Saturno era la más notable aplicación de la matemática que jamás había visto. Maxwell demostró, impulsado por la fuerza de la lógica y la física, que los anillos debían estar compuestos por partículas de movimiento independiente, cada una siguiendo su propia órbita alrededor del planeta, como tantas lunitas. Y cita de una carta: «Sigo con los anillos de Saturno. En este momento, dos anillos que se perturban uno al otro. He diseñado un aparato para exhibir el movimiento de los satélites en un anillo perturbado, y Ramage lo está haciendo, para edificar a los sensatos adoradores de imágenes». Como estoy escribiendo un paper sobre los anillos de Saturno, me llamó la atención. 

En el otro extremo de ese estante hay otro aparato notable:

Mientras editaba los trabajos de Henry Cavendish sobre fenómenos eléctricos, Maxwell usó este aparato para verificar la ley de repulsión y atracción eléctrica entre cargas que, de acuerdo a la Ley de Coulomb, depende de la inversa del cuadrado de la distancia (igual que la Ley de Gravitación de Newton). Maxwell logró determinar que la potencia no difiere de 2 en más de una parte en 21600, una medición notable. Cavendish (antes de Coulomb) lo había medido usando una balanza de torsión, que también está allí atrás, con precisión de 1 parte en 50.

Después de Maxwell, se hizo cargo de la dirección del laboratorio otro físico famoso: John William Strutt, más conocido por su título nobiliario: Lord Rayleigh (sí, el que explicó el color del cielo). Hay aparatos históricos de esa época en esta vitrina.

¿Qué habrá dentro de todos esos cajoncitos? Por las dudas que sonara una alarma y apareciera el MI6, no toqué nada. Los anillos que se ven en la parte más cercana son dos bobinas, usadas por Rayleigh para determinar el valor del Ohm, la unidad de resistencia eléctrica. Fueron diseñadas y enviadas a fabricar por Maxwell, de acuerdo a un experimento descripto en su obra Electricidad y Magnetismo, pero murió antes de poder realizarlo. Rayleigh y Grazenbrook completaron el proyecto de Maxwell, con este y otros aparatos similares que también se exhiben.

En el extremo lejano de la vitrina hay varios aparatos de la época del siguiente director, J. J. Thomson (Joseph John, pero todo el mundo usa las iniciales). Thomson se dedicó particularmente al fenómeno de descargas eléctricas en el vacío y en gases muy diluídos. Es el fenómeno que hoy en día usamos en las lámaparas fluorescentes, en los aparatos de rayos X, y hasta no hace tanto en los televisores. Este es uno de los tubos de Thomson:

Detrás del tubo se ve parte de una de las bobinas que se usaban para producir el alto voltaje necesario para la descarga eléctrica entre el ánodo y el cátodo. Thomson usó estos tubos para muchísimos experimentos cruciales que empezaron a develar la estructura de la materia, algo conjeturado por los filósofos desde la época de los antiguos griegos. Con este tubo particular, en 1897, Thomson hizo un experimento crucial: demostró que los rayos catódicos tenían carga negativa (se desviaban al aplicar un voltaje a las chapas metálicas que se ven dentro). Un segundo experimento (que no estaba en la vitrina, pero que yo hice en el curso de Física Experimental en el Balseiro) mostraba que, además, los rayos se deflectaban en una trayectoria helicoidal en un campo magnético. Ambos resultados lo llevaron a concluir que los rayos estaban compuestos por partículas materiales, con carga negativa y masa, que en la proximidad del cátodo eran arrancadas de los átomos por el intenso campo eléctrico: los electrones. Fue la primera partícula fundamental en ser descubierta. Thomson empezó a imaginar que los átomos estaban formados por estos corpúsculos, inmersos en un mar de carga positiva. Tal vez una influencia de los increíbles scons con pasas que se compran acá en cualquier panadería. Un modelo que el siguiente director, Ernest Rutherford, desmentiría. 

Pero esta nota ya se hizo muy larga, así que dejo la segunda mitad de la historia del Laboratorio Cavendish para otro día. Termino con esta foto, de Thomson rodeado por sus estudiantes en 1897.

A lo largo de las paredes del museo están estas fotos año por año. Curiosamente, la primera en color es de un siglo después, la de 1996. La pongo para comparar el crecimiento del laboratorio.

 

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El Laboratorio Cavendish es el Departamento de Física experimental de la Universidad de Cambridge. Casi toda la física teórica está en el DAMTP (Department of Applied Mathematics and Theoretical Physics) que es parte del Centre for Mathematical Sciences, donde también está el Newton Institute, donde estoy actualmente.

Al día de hoy hay 30 Premios Nobel (de Física, de Química y de Fisiología y Medicina) asociados al Laboratorio.

La edición y publicación de la obra de Henry Cavendish fue la principal tarea científica de Maxwell durante sus años como director. Quedó tan impresionado que decidió cambiar el nombre del laboratorio, que inicialmente se llamaba Devonshire, por el de Cavendish. Otro día contaré también algo de él. Hoy basta decir que era nieto de William Cavendish, segundo Duque de Devonshire; el que donó el laboratorio fue el séptimo, y el de la banana es el sexto.

Alfa Centauri Bb

En este blog no suelo comentar noticias astronómicas ni bien aparecen, pero esta semana voy a hacer una excepción. El martes se difundió una noticia fenomenal, que bastó para alegrarme varias jornadas agotadoras. El Observatorio Europeo Austral anunció que habían descubierto un planeta orbitando Alfa Centauri.

Hasta hace un par de décadas, si se le preguntaba a un astrónomo si existían planetas alrededor de otras estrellas, la respuesta habrá sido "imagino que sí". No había ninguna evidencia. Durante siglos tanto científicos como filósofos habían especulado acerca de esta posibilidad, desde Giordano Bruno en el Renacimiento ("potrebono essere infiniti mondi simili a questo"). Todo cambió a partir de 1995, cuando se detectó de manera certera, por vez primera, un planeta en torno a otro sol. Desde entonces los descubrimientos se han acumulado a punto tal que ya no llegan a las tapas de los diarios. Se conocen casi un millar de estos planetas "extrasolares" (un nombre más bien raro), y hay varios miles más en la lista de candidatos "a confirmar". La evidencia estadística que se está acumulando parece indicar que casi todas las estrellas tienen planetas a su alrededor.

¿Entonces? ¿Qué relevancia tiene el anuncio de un planeta alrededor de Alfa Centauri? Bueno, ¡vamos! ¡Alfa Centauri es la estrella más cercana al Sol! Muchos crecimos soñando con la posibilidad de que hubiera planetas alrededor de Alfa Centauri, de que hubiera vida en esos planetas, de poder visitarlos. Bueno, ahí está. Hay un planeta. Tal vez haya otros. Desde ahora, todos los proyectos de viajes interestelares tienen un destino.

¿Viajes interestelares? ¿No será mucho? La mayor parte de la gente sabe que las estrellas están muy lejos, pero no se hacen una idea cabal de la inmensidad de esa distancia. Vean la cuestión de la distancia entre la Tierra y la Luna, por ejemplo, que están en el fondo tan cerquita. Con las estrellas la cosa es inmensamente mayor. Las estrellas existen en una escala de tiempo y espacio tan diferente de la humana que no se las aprecia de manera realista. Uno dice año luz y se deja engañar por la familiaridad de la palabra "año". Es cierto: no tenemos la tecnología ni los recursos para emprender un viaje interestelar. Pero no es inconcebible que los tengamos en un futuro cercano. Existen proyectos muy serios analizando las distintas posibilidades. Uno de ellos está decidido a impulsar que ocurra dentro del próximo siglo. No es disparatado. Una nave que alcanzara un 10% de la velocidad de la luz podría llegar a Alfa Centauri en algunas décadas. Y existen diseños para hacerlo, si bien un 1% de la velocidad de la luz sería ya un desafío fenomenal para la ingeniería actual. Ojo: no es solamente una extensión de los actuales viajes interplanetarios. Voyager 1, que está escapando del sistema solar, tardaría decenas de miles de años en llegar a Alfa Centauri. Pero se puede, es sólo un problema de ingeniería muy complicado, y de conseguir los inmensos recursos para hacerlo. Yo creo que es inevitable, así que en algún momento hay que empezar. ¿Y qué mejor destino que la estrella más cercana? Además, a un costo mucho menor se puede mandar un robot. Es perfectamente imaginable que en pocas décadas las inteligencias artificiales estén a la altura de una exploración semejante.

¿Dónde está Alfa Centauri? Es una de las estrellas más brillantes del cielo y todo el mundo en el Hemisferio Sur la conoce. Junto a la Cruz del Sur hay dos estrellas brillantes, que a veces llamamos Punteros de la Cruz. Alfa es la más brillante de éstas, la que está más lejos de la Cruz. (Así se ve al anochecer en esta época del año, saqué esta foto el jueves.) No es una estrella única, es un sistema múltiple. En casi cualquier telescopio se pueden ver las dos estrellas principales, llamadas Alfa Centauri A y B. Son dos estrellas parecidas al Sol, orbitando una alrededor de la otra en una órbita bastante ovalada (en su máximo acercamiento están como Saturno del Sol, y en el máximo, como Neptuno). Una tercera estrella, mucho más chiquita, las acompaña bastante más lejos (pero más cerca de nosotros, así que la llamamos Proxima). El planeta recién descubierto orbita alrededor de Alfa Centauri B (así que se llama Alfa Centauri Bb). Es un planeta rocoso, con un tamaño similar al de la Tierra. Pero su órbita es muy distinta de las de los planetas de nuestro sistema solar: su período orbital es de tres días y cuarto, girando como loca a apenas 8 millones de kilómetros de su sol. Hice un simulacro en Celestia, poniendo un planeta similar a Mercurio en la órbita de Alfa Centauri Bb. Así se ve, enorme, Alfa Centauri B desde el planeta. La estrella brillante que se ve en la distancia es Alfa Centauri A. ¿Tendrá planetas a su alrededor?

Alfa Centauri está tan cerca del Sol que el cielo allá es casi igual al nuestro. Las constelaciones en el cielo de Alfa Centauri Bb son casi las mismas que las nuestras. Hay algunas diferencias interesantes, de todos modos. Así se ve Orión: con la rutilante Sirio casi en el hombro derecho, junto a Betelgeuse. Precioso.

¿Y el Sol? ¿En qué constelación se ve nuestra estrella en las noches de Alfa Centauri Bb? El Sol está en Cassiopea. No es una constelación muy conocida para los habitantes del Hemisferio Sur, pero es muy fácil de reconocer, con una característica forma de W. El Sol le agrega un segmento más a este zig-zag, formando una especie de rayo como el que Harry Potter tiene en la frente. El Sol es Alfa Harrypotteri.

El descubrimiento fue publicado esta semana en la revista Nature. El artículo puede descargarse aquí. Hay un gráfico que me impresionó especialmente (ver aquí al lado). Tengo que decir primero que este planeta no ha sido observado ni fotografiado directamente. Lo que observan los astrónomos es un espectro de la luz de la estrella: un arco iris que se obtiene haciendo pasar la luz de la estrella a través de un espectroscopio (sí, como el que hicimos con cartón y un CD hace algún tiempo). La luz así descompuesta permite medir la velocidad de la estrella con increíble precisión. Y cuando una estrella tiene un planeta alrededor, el planeta tironea de la estrella para un lado y para otro a medida que gira. Muy poquito, porque un planeta es mucho más chiquito que una estrella. Pero el espectroscopio que tienen en este observatorio es extraordinario. En el gráfico, el eje vertical muestra la "velocidad radial" de la estrella alejándose y acercándose de nosotros por efecto del tironeo de su planeta (la línea roja que sube y baja). Observen el valor máximo de esta velocidad: ¡es medio metro por segundo! ¡Es la velocidad de una persona caminado! Menos: es la mitad de una persona caminando. ¿No es extraordinario observar una estrella, un objeto un millón de veces más grande que la Tierra entera, que está a trillones de kilómetros de nosotros, que se mueve alrededor de otra estrella, y que juntas se mueven alrededor de la galaxia, como nosotros, que además nos movemos alrededor del Sol y del eje de la Tierra, más montones de dificultades de observación a lo largo de las 500 noches de observación, y que se pueda distinguir en esta maraña de movimientos una velocidad de 50 centímetros por segundo porque la estrella tiene un planeta alrededor? ¿Eh? Ah, ¡la ciencia!

Si quieren observar planetas a simple vista hay que contentarse con los del sistema solar. En el cielo del oeste, al caer la noche, se cierne enorme el Escorpión, con la cola enroscada en la Vía Láctea. Su corazón es una estrella roja muy fácil de reconocer, llamada Antares: anti Ares, la rival de Marte. Y Marte le está pasando muy cerca estos días. No se lo pierdan.

Shoot for the stars

«Would you make your mark
by mending a broken heart?
You know it's never too late
to shoot for the stars.»
Chad Kroeger, If today was your last day

Si te interesa el nuevo telescopio espacial Webb, seguramente te enteraste de que hace unos meses su espejo principal recibió el impacto de un pequeño grano de polvo interplanetario. Hubo titulares sensacionalistas, tipo Impact confirmed! y cosas por el estilo. En esta foto se puede ver dónde impactó el micrometeoro:

Realmente, esto no es para nada preocupante. El telescopio no tiene tubo, así que los espejos están expuestos a estas inclemencias inevitables: éste fue el cuarto impacto. Los ingenieros diseñaron los equipos para sobrellevarlas de la mejor manera posible. Los segmentos hexagonales pueden realinearse, por ejemplo, si se desvían. 

Los aficionados somos muy celosos del estado de los espejos de nuestros telescopios, pero la verdad es que la calidad de las imágenes es muy robusta frente al estado de la superficie, tratándose de defectos o simplemente mugre. Vean esta imagen del gran espejo, de 5 metros de diámetro, del telescopio de Monte Palomar. Es una composición de antes y después de la limpieza, que se hace cada par de años para realuminizarlo:

La limpieza se hace a mano, con gente incluso pasando sobre el espejo por una pasarela:

¿Se imaginan si se les cae algo? En algún lugar leí, hace años, que a alguien se le había caído una llave inglesa, que había hecho una buena muesca en el vidrio. El funcionamiento del telescopio no se resintió en absoluto. Estuve buscando información sobre el incidente pero no encontré nada. Sólo un artículo escrito por un periodista que se pasó unos días en el observatorio hablando con los técnicos. Allí cuenta que:

«Además de varios agujeritos que son el resultado de burbujas en el vidrio fundido, hay una muesca de tres pulgadas causada por una llave inglesa que alguien dejó caer. [...] En una reunión de ingeniería surgió el asunto de esta muesca. [...] La docena de personas se miraron de reojo con sonrisas afectadas. "Eso es de antes de que llegáramos nosotros," dijo uno. "Sí, debe haber sido uno de los astrónomos," ofreció otro.»

Parece que nadie quiso jamás reconocer que había dañado el espejo del que fue, durante décadas, el mejor telescopio del mundo. Imaginate. 

Más impresionante es el caso del telescopio Smith del observatorio McDonald (en Texas tenía que ser), que hace poco me recordó un amigo. El 5 de febrero de 1970 un empleado reciente, muy enojado por algo, apareció con una pistola 9 milímetros. Primero le tiró a su jefe, y después disparó 7 tiros al espejo principal:

El vidrio de cuarzo del espejo (fused silica, sílice vítrea) es muy duro, y apenas le hizo unas muescas. Así que le dio también con un martillo, y nada. El telescopio sigue funcionando normalmente. El principal efecto de los impactos es que funcione, en lugar de como un espejo de 270 cm, como uno de 267 (más una imperceptible difracción). Este tipo de telescopio, al igual que el Webb, el Hubble, o el Hale de Monte Palomar, después de todo tienen un enorme agujero en el medio, por diseño. Así que unos agujeritos más no le hacen casi nada adicional, por más impresionante que se vean en esta foto (notar también el aluminio saltado en cientos de lugares):

Volviendo al Webb, más inquietante que los impactos de micrometeoros es la reciente noticia de que uno de los instrumentos tiene un aparente problema mecánico en uno de sus modos de operación (el espectroscopio de media resolución del MIRI, el instrumento súper frío que observa el infrarrojo medio). El problema se detectó hace más de un mes y recientemente lo leí en el blog de la NASA. La descripción es de "exceso de fricción" en una rueda que permite seleccionar la banda en el modo espectroscopía de resolución media. En la Tierra se resolvería con WD-40, ¿pero en Lagrange-2? El problema está en evaluación, así que no puedo anticipar nada. Esperemos que se pueda solucionar. Es el instrumento ideal para observar las moléculas complejas en el medio interestelar y los sistemas planetarios en formación. Cruzamos los dedos. 

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Las imágenes de la limpieza del telescopio de Monte Palomar son de este video, del canal de YouTube del Observatorio Palomar. Les dejo este otro fotograma donde se ve gente frotando el espejo con carilinas 😲:

La foto del telescopio Smith es del Observatorio McDonald. La foto del primer plano de los disparos fue compartida en Twitter por JJ Hermes (@jotajotahermes), que también muestra una del martillazo:

La cita sobre el daño del telescopio Hale es de: N Mattheus, Palomar's telescope mirrors maximize seeing - The Hale blinks, San Diego Reader (1990).

PS: En noviembre de 2022, el instrumento MIRI reinició operaciones normales con un nuevo procedimiento que permite usarlo a pesar de la fricción. 

¡Bang!

Hace 35 millones de años, mientras este equinodermo empezaba a fosilizarse en los mares de la Patagonia austral, una estrella supergigante explotó en la galaxia M95. Esta semana, 35 millones de años después, los primeros fotones de la colosal explosión llegaron a la Tierra. Un pedacito de cielo en la constelación de Leo, muy cerca del planeta Marte, brilla estas noches con la luz póstuma de una estrella de otra galaxia.

Estudiando la luz de la supernova con un espectroscopio, descomponiéndola en los colores del arco iris, los astrónomos han determinado que se trata de una supernova de tipo II. Es decir, una estrella supergigante que se quedó sin combustible. Al apagarse las reacciones termonucleares en su núcleo la estrella colapsó bajo su propio peso a velocidades enormes, decenas de miles de kilómetros por segundo. Se convirtió en una bola hiper-densa y caliente de partículas subatómicas, un estado de la materia inusual aun para una estrella. La mayor parte literalmente "rebotó" hacia afuera, destrozando la estrella y ¡bang! creando la supernova. Nuevos elementos, de los que normalmente no se forman en las estrellas, surgieron de la tremenda explosión. Cuando sus restos se enfríen y dispersen pasarán a integrar el medio interestelar, la materia prima de la próxima generación de estrellas y planetas. El hierro de nuestra sangre y de nuestros autos, los semiconductores de nuestra electrónica, el níquel y el cobalto, el zinc de los techos, el plomo de los caños, el oro de los anillos, el cobre de los cables, la plata de las cucharas, el neodimio de los imanes, el mercurio, el platino, el bario, el uranio de Atucha, todo, todo, viene de explosiones como ésta, de estrellas de generaciones anteriores al Sol.

Con una noche perfecta y un sistema de autoguiado del telecopio que todavía estoy aprendiendo a usar era difícil resistir la tentación de fotografiar algo así. M95 es una galaxia relativamente cercana y fácil de ubicar. Las fotos salieron bastante bien, a pesar del cielo luminoso del barrio Melipal en Bariloche. Aquí está el resultado, un puñado de añejos fotones rescatados de acabar contra el césped del jardín de mi amigo Rafael, interceptados por los vidrios de mi telescopio, y registrados electrónicamente en mi cámara. Y ahora, en nuestros cerebros. Como ocurre muchas veces en la astronomía amateur, no es algo notable por lo que se puede ver, sino por lo que significa. La supernova (señalada SN2012aw) brilla con magnitud 13 en los cielos de la Tierra. Hice el cálculo, y esta insignificante magnitud, combinada con la distancia de 35 millones de años luz, corresponen a un brillo intrínseco de magnitud -17. Si estuviera a la distancia de Sirio, la estrella muy brillante cerca del cenit en estos días, sería un punto increíblemente luminoso, 800 veces más brillante que la Luna llena. La magnitud total de M95, con sus cien mil millones de estrellas, es 9.7, apenas 20 veces más brillante que la supernova solita. Una supernova es la única oportunidad de un aficionado de ver una estrella en otra galaxia.

En esta imagen agregué a mi foto una tomada con los telescopios del Observatorio Europeo Austral que muestra a M95 en todo su esplendor. Es una hermosa galaxia espiral barrada, con un anillo de estrellas jóvenes rodeando el núcleo. La supernova está justo en uno de los brazos espirales. Esto es característico de las supernovas de tipo II. Son estrellas tan pesadas que queman su combustible rápido y viven poco. En sus cortas vidas no alcanzan a abandonar los brazos espirales, que es donde se forman casi todas las estrellas.

La foto que mostré arriba es un recorte del fotograma completo. En un recorte más amplio se ve el resplandor de Marte, que estaba justo abajo y a la izquierda, bañando la escena. Me pareció simpático. La supernova seguirá brillando durante varias semanas o meses. Es perfectamente visible con un telescopio pequeño (de 10 cm o más de apertura si el cielo es oscuro). M95 está en la constelación de Leo, a un grado al sudeste de Marte ("arriba y a la derecha", vista desde nuestras latitudes australes). La pueden localizar con Cartes du Ciel.

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La foto de M95 con la supernova SN2012aw fue tomada por Guillermo Abramson, Rafael Montemayor y Eduardo Andrés, el 21 de marzo de 2012 a las 4 horas UT. Tiempo total de exposición 50 minutos. Cámara Canon T1i en foco principal de telescopio Meade LX10 (20cm f/6.3), 5 exposiciones, más darks y flats, procesadas en DeepSkyStacker.

La foto de M95 fue publicada por el ESO coincidentemente esta misma semana. 

La foto del equinodermo fósil fue tomada en el acantilado de Playa La Mina, cerca de San Julián (Santa Cruz, Argentina).

Si quiere usar alguna de las fotos, por favor pídamelas.

Último momento: La estrella que explotó ha sido identificada en imágenes tomadas por el Telescopio Espacial Hubble hace pocos años. Aquí hay un lindo video que lo explica. Esto es super-interesante, ya que no es común tener observaciones de una supernova antes de explotar. Curiosamente, no parece ser una estrella demasiado pesada en este caso: 8 masas solares, alrededor de mínimo que una estrella debe pesar para explotar.

La Tabla Periódica

La UNESCO ha declarado el 2019 Año Internacional de la Tabla Periódica de los Elementos, celebrando los 150 años de la tabla de Mendeleyev. Tengo todavía mi primera tabla, que debo haber comprado cuando tenía 13 años y que me produjo enorme fascinación:

Recientemente, preparando una charla para el ciclo de actividades que organizó el Centro Atómico Bariloche en celebración del aniversario, me sorprendió el tiempo transcurrido entre los eventos cruciales que involucran a la Tabla Periódica:

1814: Fraunhofer inventa el espectroscopio y observa líneas oscuras en el espectro del Sol y otras estrellas.
1835: Compte declara que jamás conoceremos la composición de las estrellas.
1860: Kirchoff y Bunsen descubren las leyes básicas de la espectroscopía, en particular que el espectro observado depende de la composición química de la fuente de luz. IYF, @AugusteCompteOK.
1869: Mendeleyev publica su tabla, mostrando que al ordenar los elementos químicos según peso atómico creciente sus propiedades químicas resultan periódicas.
1912: Rutherford, Geiger y Marsden descubren la estructura de los átomos (2000 años después de Demócrito).
1913: Bohr, que los visitó durante unos meses, propone por primera vez un modelo físico exitoso de los átomos (con los electrones en órbitas cuantizadas) y logra explicar el espectro del hidrógeno.
1926 en adelante: La "nueva" mecánica cuántica de Schroedinger, Heisenberg, Pauli y otros permite hacer modelos de los átomos mejores que los de Bohr: las órbitas no existen, los electrones ocupan unas nubes llamadas orbitales, se pueden calcular todos los espectros y explicar la estructura de la Tabla de Mendeleyev. ¡Éxito total, tras más de 100 años de esfuerzo y desarrollo teórico y experimental!

Los orbitales electrónicos son uno de esos detalles que desmienten la creencia muy difundida de que la física cuántica explica apenas el comportamiento del mundo microscópico. Es cierto: los átomos y los electrones son muy chiquitos. Pero la mecánica cuántica (así le decimos los físicos) explica el brillo del macroscópico tostador cuando lo prendemos cada mañana para el desayuno. Y los orbitales electrónicos explican las propiedades químicas de los elementos, las que le dan la periodicidad a la Tabla. La valencia, por ejemplo. Explica por qué el oxígeno tiene valencia -2 y el hidrógeno 1, de manera que el agua es H₂O. Y el azufre, ocho lugares después del oxígeno, de nuevo -2.

Estos son los orbitales electrónicos de un átomo. Tienen distinta energía (filas) y momento angular (columnas). Son nubecitas de probabilidad, muy distintos de las órbitas "planetarias" de Bohr. Los electrones se ubican en ellos siguiendo una regla crucial*, el principio de exclusión de Pauli: no puede haber dos electrones en el mismo estado.

* Que evita que se amontonen toditos en la mínima energía, n = 1, l = 0, m = 0, el casillero de arriba a la izquierda en la figura.

Como los electrones tienen además dos valores posibles de spin (una propiedad que no tiene parangón en el mundo clásico), en cada orbital puede haber a lo sumo dos electrones, uno con cada spin. Agregando electrones se van completando orbitales, que forman capas anidadas alrededor de los núcleos. Sólo los electrones que queden en la capa más externa participan en las reacciones químicas, al ser compartidos por más de un átomo (hay toda una familia de orbitales electrónicos moleculares, equivalentes  a los atómicos). Como se ve en la figura, hay orbitales muy parecidos. Por ejemplo, si la capa externa es la de l = 0, m = 0 (la primera columna), el orbital es redondito. Todos los átomos que tengan su capa externa con 1 electrón en este orbital tendrán propiedades químicas parecidas. Los que tengan dos en este orbital serán parecidos entre ellos. Y así por el estilo.

Así que un detalle cuántico aparentemente trivial, el principio de Pauli, hace que el carbono tenga cuatro electrones disponibles para formar los grandes polímeros que permiten nuestra existencia: nuestras proteínas, grasas, hidratos de carbono y ácidos nucleicos; y también los plásticos, los combustibles, las bebidas...

Así que... a la Tabla Periódica y la mecánica cuántica, ¡salud!

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El principio de exclusión vale para todas las partículas de materia, no sólo los electrones, y es lo que permite también la existencia de las estrellas enanas blancas y las estrellas de neutrones. Las partículas de radiación (como los fotones) no lo obedecen, y es lo que permite el funcionamiento del láser que usamos para tocar DVDs, señalar el cielo o molestar al arquero.

La razón del principio de Pauli escapa a las pretensiones de este blog, pero para los curiosos diré que tiene que ver con ciertas simetrías de la función de onda. Las simetrías son lo más, en la física.

La ilustración de los orbitales atómicos es de la Wikipedia.

La órbita de Proxima

Ya que venimos hablando de las estrellas más lejanas visible a simple vista y visible con telescopios, ocupémonos de la más cercana, que está mucho mejor definida. Hace más de 100 años el astrónomo escocés Robert Innes, del Observatorio de Johannesburg, descubrió una estrella insignificante que tenía el mismo movimiento propio (vale decir, el lento movimiento en el cielo con respecto a las estrellas "fijas") que Alpha Centauri, la estrella más cercana al sistema solar y tercera estrella más brillante del cielo. Propuso que se trataba de una estrella del mismo sistema, la tercera, ya que la que llamamos alpha son dos estrellas muy similares, en órbita una alrededor de la otra, fácilmente distinguibles a través del telescopio.

Como había otra estrellita junto a ella, Innes aprovechó para medir su paralaje: el cambio de perspectiva con el que vemos la estrella a medida que la Tierra se mueve alrededor del Sol. El resultado permite calcular la distancia, usando geometría elemental. Le llevó un año de observación paciente, y el resultado fue de 0.82" (segundos de arco, como distinguir un pelo a 20 metros). Como la paralaje de Alpha Cen era 0.759", la nueva estrella estaría un poco más cerca. Así que recomendó llamarla Proxima Centaurus; parece que Innes no dominaba los genitivos latinos. Hoy le decimos Proxima Centauri, y es efectivamente la estrella más cercana al sistema solar, y lo será por muchos años más. 

Curiosamente, como se ve en la foto de acá arriba, Proxima (marcada en naranja) está bastante lejos de Alpha Cen AB (marcada en amarillo) en el cielo, un poco más de 2 grados. Estos es muy distinto de lo que ocurre con las estrellas múltiples habituales, que generalmente vemos juntitas a través del telescopio con un campo de algunos minutos de arco de ancho. Alpha Cen A y B, por ejemplo, están a apenas 5 segundos de arco de separación. ¡Dos grados son cuatro lunas! A la distancia de 4 años luz a la que se encuentran de nosotros, la separación entre Proxima y Alpha sería: 2 × pi / 180 =  0.035 radianes, por 4 años luz, son 0.14 años luz, casi 9000 unidades astronómicas, o sea 200 veces la órbita de Plutón o 20 la de Sedna. Está tan lejos que, durante 100 años, persistió la duda de si Proxima estaba realmente en órbita de Alpha Centauri, o si estaba casualmente cerca pero sin formar parte del sistema.

La cuestión se zanjó satisfactoriamente recién hace muy poco. La principal incerteza estaba en la velocidad radial de las estrellas, es decir la velocidad con que se mueven hacia nosotros, que es mucho más difícil de medir que el movimiento hacia los lados. Usando el extraordinario espectroscopio HARPS, montado en el telescopio de 3.6 m del Observatorio Europeo Austral en La Silla, pudieron medir con enorme precisión esa velocidad, y calcular el movimiento de las tres estrellas en el espacio, en 3D. HARPS hace unos espectros de tanta resolución que no caben en una línea, y salen del instrumento cortados en renglones, así:

Muestro un pedacito, para que vean las marquitas oscuras (las líneas espectrales) que corresponden a la composición química de la estrella, y cuya comparación con las mismas, medidas en laboratorio, permiten medir la velocidad:

El resultado es que Proxima efectivamente está ligada (así se dice) a las otras dos estrellas, Alpha Centauri A y B. Para escapar de su gravedad tendría que tener una velocidad, con respecto a ellas, de 545 m/s. La velocidad relativa medida es de 273 m/s, así que no puede escapar, está en órbita. Los parámetros calculados para esta órbita la muestran así en el cielo:

¡Es una órbita enorme! Proxima da una vuelta cada 550 mil años (las marquitas en la foto son en miles de años). Es bastante excéntrica, como se ve, y el semieje mayor es de 8700 unidades astronómicas (casi lo mismo que calculamos a ojímtero más arriba). La incerteza de la medición hace que la probabilidad de que no esté en órbita sea menor que una parte en 100 millones.

Proxima es una estrella diminuta. Tiene el 12% de la masa del Sol, y el 15% de su tamaño. Es apenas un poco más grande que Júpiter (pero con 100 veces su masa):

Su luminosidad es apenas el 0.1% de la solar, y eso es casi todo en infrarrojo (en visible, es apenas 0.005% de la solar). Aún así, tiene al menos un par de planetas (descubiertos con HARPS), uno de ellos en la "zona de habitabilidad", ¡y es la estrella más cercana! ¿Lograremos visitarla, alguna vez?

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Las imágenes son de las notas de prensa de ESO. Salvo la comparación de Proxima y Júpiter, que la saqué de X. El observatorio que se ve en la foto es el del telescopio de 3.6 m de La Silla.

El paper es Kervella et al., Proxima’s orbit around α Centauri, arXiv:1611.03495v3.

El paper de la medición de la distancia original, donde se propone el nombre, es RTA Innes, Parallax of the faint proper motion star near Alpha of Centaurus, Circular of the Union Observatory Johannesburg, vol. 40, pp.331-336 (1917).

Proxima se escribe sin acento porque es en latín.

Eclipse de quasar

Cuando se los descubrió, en Cambridge en la década de 1960, los quasars causaron perplejidad. Eran fuentes de radio con una contraparte visible similar a una estrella. El más brillante era 3C 273, que se ve así en luz visible:

Brillaba como una estrella de magnitud 12.9 (visible en un telescopio de aficionado) pero su brillo en radio era inusual. Rápidamente le hicieron un espectro, y resultó que mostraba líneas atómicas también inusuales. Maarten Schmidt, del observatorio Mt. Wilson, se pasó un año mirando fijo el espectro, hasta que se dio cuenta de que las líneas eran la bien conocida "serie de Balmer" del hidrógeno, sólo que en longitudes de onda incorrectas:

Las líneas azules a ultravioletas estaban en el medio del visible, y la roja (la hache-alpha) estaba en el infrarrojo. Todas las longitudes de onda estaban estiradas un 16%. ¿Cómo podía ser? Por efecto Doppler, sería una estrella moviéndose al 16% de la velocidad de la luz, algo absurdo. La única explicación lógica era que el corrimiento al rojo fuese por la expansión del universo (algo no tan aceptado hace 60 años como ahora), y que por lo tanto estuviese a 2500 millones de años luz de nosotros, una distancia inmensa. 

A esa distancia, para brillar en el cielo con magnitud 12.9, el quasar debía tener una luminosidad 200 veces mayor que una galaxia entera como la Vía Láctea. ¿Cómo podía ser eso? Era tan luminoso, que si estuviese a 20 años luz del sistema solar, brillaría como el Sol. ¡En las noches de invierno austral el cielo sería celeste! ¡En primavera, con el Sol en Virgo, habría en el cielo como dos soles! Esto es de por sí impresionante, pero si les digo que las fluctuaciones de brillo que se observan indican que el objeto es del tamaño del sistema solar, se te vuela la cabeza.

Hoy sabemos que los quasars son los núcleos brillantes de ciertas galaxias, donde un agujero negro gigante está destruyendo materia a gran velocidad, lo que produce mucha radiación electromagnética en todo el espectro. ¿Cómo son esas galaxias? Son difíciles de ver, porque las abruma el brillo del quasar que tienen en el medio, como se ve en la foto de arriba. Recientemente, usando el Telescopio Espacial Hubble, lograron hacer una foto notable de 3C 273 eclipsando artificalmente el quasar:

Finalmente se puede ver la galaxia alrededor, con un montón de detalles. Los astrónomos distinguen lo que parecen ser galaxias satélites cayendo hacia el agujero negro central. Es la mejor imagen que tenemos de la galaxia que alberga un quasar. En las imágenes también se observa claramente el jet, el chorro de materia y energía que surge del quasar (similar al que hemos comentado recientemente en galaxias cercanas), con una parte brillante y visible incluso en la imagen del principio (sin el eclipse), y una parte más tenue y cercana al núcleo de la galaxia, antes invisible. Las observaciones del Hubble abarcan más de 20 años en este objeto, de manera que pudieron observar su movimiento, a esa enorme distancia. Las partes más lejanas del centro se mueven más rápido que las más cercanas, como si hubiera una aceleración. El jet brillante, vale la pena decir, es dos veces más largo que el diámetro de la Vía Láctea.

¿Cómo es el instrumento que permite hacer estas imágenes? Se llama Space Telescope Imaging Spectrograph, es decir, es un espectroscopio, no un coronógrafo. Pero delante de la cámara tiene una máscara, que es esencialmente una chapita con varias patitas, que permiten bloquear la luz selectivamente. En un apéndice del paper muestran algunas de las imágenes crudas, junto a un diagrama de la máscara:

Haciendo imágenes rotadas en varias direcciones lograron hacer la imagen con una resolución extraordiaria. Muy ingenioso. Espero que lo vuelvan a usar. 

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El paper es Ren et al., 3C 273 host galaxy with Hubble Space Telescope Coronagraphy, A&A 683:L5 (2024). De allí son las imágenes de quasar eclipsado. La imagen del quasar sin eclipsar, también es de NASA/ESA/HST. El espectro viejo de 3C 273 (creo que es el original que hicieron Maarten Schmidt y Tom Matthews) viaja por la web; esta es una versión anotada.