No confíes en estrellas AGB

Never trust an unstable asymptotic giant branch star. 

Stick with main sequences an dwarfs.

Randall Munroe, xkcd

Hablamos de enanas blancas, de su materia degenerada y las nebulosas planetarias que forman a su alrededor. Parece que la tenemos muy clara: estrella → gigante roja → enana blanca + nebulosa planetaria.

Bueno, es más complicado. Y muchos detalles no se conocen, porque son eventos tan rápidos (en la vida de las estrellas) que existen muy pocos ejemplos para contrastar y validar los modelos astrofísicos. La etapa final de la vida de la estrella como gigante roja dura un millón de años y se llama asypmtotic giant branch (AGB, rama gigante asintótica; "rama" se refiere a donde están estas estrellas en un gráfico de luminosidad-temperatura, otro día lo cuento). Estas estrellas fusionan helio en carbono y oxígeno: tienen un núcleo de C y O rodeado de una capa de helio fusionando. Las capas exteriores, que todavía tienen mucho hidrógeno, se mantienen infladas por el calor del núcleo. En algún momento se acaba el helio y disminuye la presión hacia afuera. Empieza a "llover" hidrógeno sobre el núcleo y se reinicia la fusión de hidrógeno, lo cual acumula nuevo helio. La fusión de helio se vuelve a encender violentamente, lo que produce un aumento brusco del brillo de la estrella llamado flash de helio. La estrella vuelve a inflarse, expulsa capas exteriores y se enfría. Esto dura unos 100 años, que para la estrella son un suspiro. Estos pulsos pueden repetirse hasta que no quede más helio y se forme una enana blanca degenerada. El final de una estrella como el Sol, después de brillar incansable durante miles de millones de años, es el último de estos flashes de helio en la punta de la rama asintótica. Lo cual nos trae a la viñeta de xkcd del epígrafe:

El personaje de la derecha busca en el brillo de una estrella favorita el confort de algo noble y permanente fuera del alcance de la Sombra, y de golpe lo pierde por culpa de un flash de helio que lo lleva a desconfiar de las estrellas de la rama asintótica. Lo que dice se refiere a un evento real: en 1987 una estrella AGB produjo un flash y en su lugar apareció la más joven de las nebulosas planetarias conocidas, de sobrenombre Stingray (el pez raya), apenas de un décimo del tamaño de una nebulosa planetaria hecha y derecha pero igual de bonita:

Cuando apareció, la nebulosa no tenía más que unas pocas décadas de formación a partir de la gigante roja. En el medio vemos dos estrellas: la segunda probablemnte contribuye con su gravedad al mezclado de las capas expulsadas para que la nebulosa tenga su forma caprichosa. 

Pasaron los años y la nebulosa siguió evolucionando rápidamente. Pero en lugar de convertirse en una nebulosa planetaria adulta, dejó de expandirse y empezó a perder ionización y brillo. Según un trabajo publicado a fines del 2020, que ha seguido la evolución de la estrella y la nebulosa durante los 30 años que pasaron, la nebulosa será invisible en menos de un siglo. 

¿Qué está pasando? ¿Qué pasó realmente en 1987? Nadie está seguro, y así lo comentan los astrónomos. Tal vez la estrella todavía no está acabada, ha regresado a la punta de la rama asintótica y producirá un nuevo pulso en algunas décadas. Tal vez algunas nebulosas planetarias son así chiquitas nomás. Tal vez algún fenómeno inesperado la terminará de ionizar en el futuro. O no. 

Mejor no confiar en estrellas de la rama gigante asintótica.

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Las fotos son de NASA/ESA/STScI. La historieta es de Randall Munroe y su webcomic xkcd.

Algunos papiros interesantes:

Bobrowsky, Narrowband HST imagery of the young planetary nebula Henize 1357, Astr. J. 426:L47-L50 (1994).

Schaefer et al, Startlingly fast evolution of the Stingray planetary nebula and its central star, V839 Arae (arXiv:2012.04223v1). De aquí tomé la foto que compara la nebulosa en 1996 y 2016.

Balick et al., The decline and fall of the youngest planetary nebula (arXiv:2009.01701v2). 

Reindl et al., Breaking news from the HST: The central star of the Stingray Nebula is now returning to the AGB (arXiv:1609.07113v1). (Hay un astrónomo de la UNLP en éste.)

La muerte de una estrella

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Ese es mi pollo

En el cielo austral hay muchas maravillas. Hay tantas, de hecho, que algunos objetos que serían notables en otra parte del cielo, pasan casi desapercibidos. Es el caso de la nebulosidad que rodea Lambda Centauri, una estrella de tercera magnitud que se encuentra entre Acrux y la Nebulosa de Carina.

Lambda Cen es una estrella de clase B, pero fronteriza con las A, y se la ve casi blanca. Es bastante cercana (470 años luz), y su posición y movimiento la caracterizan como miembro del enorme Cinturón de Gould que rodea el sistema solar. La nebulosa que la rodea tiene varias partes y números de catálogo. La región alrededor de la estrella se designa IC 2944. La parte más brillante, que abraza un cúmulo de estrellas, es IC 2948. Todo el conjunto está mucho más lejos que Lambda Centauri, a 6500 años luz, en el brazo de Carina de la Vía Láctea, como su vecina nebulosa de Carina. 

El cúmulo de estrellas de IC 2948 se formó, hace pocos millones de años, a partir del material de la propia nebulosa. Hoy en día son estrellas jóvenes, que brillan intensamente en radiación ultravioleta, y producen la característica fluorescencia roja del hidrógeno de la nebulosa. Pero la formación estelar no se ha detenido. En la foto pueden verse varias regiones pequeñas y bien oscuras:

Estos glóbulos son las partes más densas del mismo material interestelar, que se encuentran colapsando, por su propia gravedad, y en su interior van a formar nuevas estrellas (si la radiación del cúmulo no los disipa antes). En esta imagen del Very Large Telescope son espectaculares:

Estos fragmentos compactos y oscuros de una nebulosa se llaman, en general, glóbulos de Bok. Pero estos, por su descubridor, se llaman glóbulos de Thackeray. David Thackeray fue un astrónomo de Cambridge que hizo casi toda su carrera en Sudáfrica. En la década de 1950 descubrió estos glóbulos, y también estudió la nebulosa que rodea la estrella Eta Carinae, menos de 10 grados hacia el oeste. En su forma identificó una barba, pero como sabemos, el nombre que se consagró fue el que le puso, en la misma época, nuestro Enrique Gaviola: el Homúnculo. 

Alguien vio una vez, no sé si en las estrellas del cúmulo o en la silueta de la nebulosa, la figura de un pollo corriendo, y a la nebulosa le quedó el nombre Running Chicken. Yo la verdad que no lo veo. Pero me hizo gracia que, en una inesperada vuelta de tuerca, descubrí en mi foto una nebulosa planetaria, que es el otro extremo de la vida de las estrellas, la fase final de estrellas como el Sol: 

Por supuesto, la descubrí para mí: ya estaba descubierta. Y resulta que su nombre de catálogo es Hen 2-78, y hen significa gallina. Relindo, la gallina y el pollo que se le escapa. 

 

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La foto fue la primera luz de mi nuevo Seestar S50 operando en modo ecuatorial, y también la primera luz del modo mosaico. Qué maravilla, hace todo el stacking y la composición de manera interna. Hice la foto en el Centro Atómico Bariloche, con mi amigo Eduardo Andrés, una linda noche en que además vimos pasar un cohete chino recién lanzado, emitiendo una encantadora pluma de gases brillantes. Pollo, gallina, pluma...

La designación Hen 2-72 corresponde a un catálogo compilado por Karl Henize, astrónomo y astronauta americano. También se la designa PN Hf 69.

¿El fin de la Tierra?

El final de la vida del Sol va a ser digno de verse. No va a explotar como una supernova, eso le ocurre sólo a las poquísimas estrellas más pesadas. Tampoco se va a ir apagando lentamente, como hacen las abundantes enanas rojas. Las estrellas como el Sol, cuando se les acaba el hidrógeno que usan como combustible nuclear para mantenerse infladas, comprimen sus núcleos para quemar un poco de helio, pero ahí paran. Lo que queda es una enana blanca, de carbono y oxígeno, y a su alrededor las capas exteriores, expandiéndose lentamente, brillando intensamente con la radiación de la enana. Es una etapa breve y transitoria, llamada nebulosa planetaria, y las vemos a nuestro alrededor:

Esta es la nebulosa de la Hélice, y la estrellita del centro es la enana blanca WD 2226-210, el núcleo remanente de la estrella, brillando a 100 mil grados aunque ya no sostiene reacciones nucleares.

¿Qué pasará con la Tierra y los demás planetas? Antes de convertirse en enana blanca, el Sol pasará por una etapa de estrella gigante. Seguramente englobará a Mercurio y a Venus, que serán destruídos. La Tierra quizás sobreviva, así como todos los planetas exteriores. Alrededor de la enana blanca de la Hélice hay un planeta tipo Neptuno. Y además, desde hace décadas, se sabe que la estrella emite una cantidad inusual de rayos X, que se ven en esta foto hecha por el telescopio espacial Chandra:

El puntito del centro es la enana blanca. La radiación observada es compatible con un proceso llamado acreción, que es como la inversa de un viento estelar: materia cayendo sobre la estrella. La acreción es capaz de liberar enormes cantidades de energía, simplemente por convertir energía potencial gravitatoria en calor. En este caso, la acreción necesaria es bastante grande (más o menos 10 mil veces mayor que el viento solar). En general, este material lo suministra una estrella compañera, como en los sistemas que acaban produciendo una supernova de tipo Ia (uno-a). En este caso no hay ninguna estrella compañera distinguible. De todos modos, los autores consideraron la posibilidad de que hubiese una enana roja tenue, o una "estrella fallida" (llamadas enanas marrones), pero los datos observados se explican mejor si el material lo aporta un planeta tipo Júpiter, en el proceso de ser destrozado por la proximidad a la estrella.

¿Será este el destino de la Tierra? Aunque nuestro planeta sobreviva a la gigante roja, la expansión de la nebulosa planetaria seguramente modificará las órbitas de los planetas sobrevivientes. Habrá un caos en el orden kepleriano que disfrutamos hoy en día. Las órbitas de los planetas se estirarán, se harán alargadas como la del cometa Halley, y podrán acercarse mucho a la enana blanca central. En tal caso, serán destrozados, y su materia acabará espiralando hacia la enana blanca, donde podrán producir radiación X como la que vemos en la Hélice. 

Nadie debería preocuparse por esto, me apuro a agregar. Es algo que ocurrirá tantos miles de millones de años en el futuro, que más bien ocupémonos de no arruinar lo que queda de nuestro ecosistema a lo largo del próximo siglo.  

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El paper es mayormente mexicano: Estrada-Dorado et al., Accretion onto WD 2226 −210, the central star of the Helix Nebula, MNRAS 536:2477–2484 (2025).

En las entrañas de la Hydra

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

El Homúnculo de Don Guido

¿Cómo de Don Guido? ¿No es el Homúnculo de Gaviola, Enrique Gaviola? Sí, la rara nebulosa que rodea la inusual estrella Eta Carinae se conoce mundialmente con el nombre de Gaviola, que la describió así en sus trabajos pioneros a principios de los 50s. Pero vean esto. Hace poco, revisando papeles de Gaviola en el Archivo Histórico de la Biblioteca del Instituto Balseiro, encontré su cuaderno de notas del observatorio de Bosque Alegre, correspondiente a los años en que se hicieron las observaciones. Es un típico cuaderno de laboratorio, con dibujos, indicaciones de cómo usar los instrumentos, pruebas de medición, espectros que alguna vez estuvieron pegados, observaciones seguramente valiosas, como este espectro de una nova en Puppis:

Hay cosas misteriosas, como la nota la pie de la página del 13 de diciembre de 1943 (abajo, izquierda): un recordatorio para llevar tul negro para las colmenas. Traté de averiguar, pero nadie recuerda una actividad de apicultura en Bosque Alegre. 

La imagen de la derecha es la página del 8 de enero de 1944, y comienza diciendo que fue «a Bosque con el Dr. Beck». Hay varias observaciones apuntadas: R Doradus, la Nova Puppis que seguía brillando, otra cosa que no logré identificar, y Eta Carinae, que se convertiría en su estrella favorita. Ese día descubrieron la nebulosa a su alrededor, y está descripta con una nota que denota la sorpresa o curiosidad por el objeto observado, porque la acompaña un triple signo de exclamación:

La descripción dice "nube planetaria elíptica!!!" Por supuesto, luego descubrirían que no era una nebulosa planetaria, pero por el tamaño y la forma la primera impresión es esa. Y en el margen izquierdo, en tinta verde, hay una aclaración de Gaviola. Dice: "letra del Dr. Beck". Es decir, juntos hicieron la foto, y Beck señaló que había un objeto extraordinario. Abajo dice: "Poco expuesta. Tomar espectros con más exposición". Por supuesto, Gaviola volvería una y otra vez sobre esta estrella, y sus espectros de la pequeña nebulosa lograrían fama mundial. 

Pero, ¿quién era este Beck, que Gaviola tan respetuosamente llamaba "doctor" hasta en una libreta de notas? Guido Beck era un físico bohemio que estudió física en Viena, con la supervisión de Hans Thirring, quien había hecho un importante trabajo en Relatividad General en 1918: había descubierto el "arrastre gravitacional" que produce un cuerpo en rotación. En diciembre de 1925, hace exactamente 100 años, Beck publicó la primera solución exacta de las ecuaciones de Einstein que mostraban la posibilidad de las ondas gravitacionales, algo que Einstein había conjeturado, y que luego rechazó, y más tarde se desdijo, en otra fascinante historia que ya hemos contado. 

En 1928 Beck se fue a Leipzig, donde hizo lo que sería hoy un postdoc con Werner Heisenberg, en los años en que estaban fundando la nueva física cuántica. En la década del 30 Beck se mudó varias veces más, obligado por las persecuciones nazis. Estuvo en el Laboratorio Cavendish de Cambridge (trabajando con Rutherford), en Odessa (donde lo nombreron jefe del Departamento de Física Teórica) y luego en Francia, donde lo agarró la Segunda Guerra Mundial y fue hecho prisionero. Escapó y se fue a Portugal. Entonces, Gaviola recibió cartas de sus antiguos profesores de Alemania, James Franck y Albert Einstein, pidiéndole ayuda para sacar a Beck de Europa. Gaviola acababa de hacerse cargo del Observatorio de Córdoba, y tenía planes de convertirlo en un instituto de astrofísica de primera línea. Así que se trajo a Beck a Córdoba. Años más tarde, cuando murió Balseiro (y Beck ya estaba en Brasil), Gaviola lo invitó a Bariloche, para dar las materias de física teórica mientras él se hizo cargo de las experimentales. Vivió aquí muchos años, y causó una gran impresión en los alumnos: el tipo se sabía toda la física de memoria, y daba las clases de Electromagnetismo, Mecánica cuántica, Mecánica estadística, Radiación y otras sin usar un papel, escribiendo directamente en el pizarrón (cosa que yo soy incapaz de hacer, por supuesto). Me contaron sus alumnos que daba las clases en castellano, ya que era un hombre cultísimo, y hablaba perfectamente alemán, inglés, francés, español e italiano (y seguramente también yiddish, sospecho). Era, además, una persona encantadora, extrovertido y amigable, y les llevaba masitas a los alumnos en los exámenes. Todo el mundo lo llamaba Don Guido. Se aficionó al mate y a usar poncho, montaba a caballo en el Centro Atómico, y hacía camarilla con Gaviola contra la burocracia de las autoridades.

La llegada de Beck revolucionó la física teórica en Argentina y en Brasil (a donde se fue, lamentablemente, por falta de apoyo institucional en la década del 50, y luego regresó tras su paso por nuestro Instituto). Apenas llegó, con Gaviola empezaron a organizar cursos de verano en Córdoba, en los que se formaron Balseiro, Sábato, Bunge, Alsina, Mossin Kotin y muchos otros de esa primera gran generación de la física argentina. «¿Cómo que no tienen una sociedad de Física?», les dijo ni bien desembarcó. Y en 1944, en una confitería de La Plata, con Gaviola y un montón de estudiantes, crearon la Asociación Física Argentina. Uno de los principales y más hermosos edificios de Instituto Balseiro, donde se encuentra el Salón de Actos y varias aulas, lleva su nombre. 

Como ya he contado, Beck dirigió la tesis de Mario Bunge, quien a su vez formó a Andrés Kálnay, que en Córdoba inició la escuela de física teórica durante la dirección de Maiztegui, en la que se formarían los físicos argentinos que participaron en el descubrimiento de las ondas gravitacionales en el observatorio LIGO: Gaby González (vocera del experimento al realizarse el histórico anuncio) y Mario Díaz. Allí hizo también su doctorado el graduado del Balseiro Jorge Pullin, quien también colabora con LIGO (hace tremendos cálculos de la colisión de agujeros negros) y es el marido de Gaby González. Su tesis fue dirigida por Reinaldo Gleiser, que es el padre de Pablo Gleiser, mi amigo con quien hice el video sobre las supernovas. Kálnay, que emigró tras la infame Noche de los Bastones Largos, fue un asiduo colaborador del Centro de Física Teórica de Trieste, del cual fue miembro asociado, como yo mismo. Beck, además, es mi propio tatarabuelo académico. En San Pablo, poco antes de venir a Bariloche, Beck dirigió la tesis del gran Moysés Nussenzweig (autor de las teorías definitivas del arco iris y la gloria), con quien compartí oficina en una de mis largas estadías en Estados Unidos. Todo tiene que ver con todo. 

 

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Tengo que mostrar esta foto del Homúnculo, en placa de vidrio, que también está en nuestro Archivo Histórico. No no sé si es la primera que tomaron, pero por algún motivo Gaviola la guardó consigo toda su vida:

El fantasma de Júpiter

¿De dónde salen las enanas blancas como 40 Eridani, que mostramos recientemente, con su rara materia degenerada, que también contamos? 

Las estrellas de masa como el Sol, o un poco más livianas, o un poco más pesadas, son las que se convierten en enanas blancas*. Cuando se acaba el hidrógeno en el núcleo se comprimen, lo cual agrega nuevo hidrógeno al núcleo y dispara una nueva etapa de fusión. La estrella se recalienta y se infla, convirtiéndose temporariamente en una gigante roja mientras empieza a fusionar helio. Finalmente pasa con el helio lo mismo que con el hidrógeno, el núcleo vuelve a comprimirse y la estrella rejuvenece. Durante esta etapa la estrella acumula carbono y oxígeno en el núcleo. A medida que el helio se acaba el núcleo vuelve a contraerse. Si la estrella tiene menos de 8 masas solares nunca llega a tener temperaturas suficientes para fusionar el carbono ni el oxígeno. La contracción aporta helio e hidrógeno remanentes como para recalentar y expulsar las capas exteriores de la estrella. Detrás queda el núcleo pelado, carbono y oxígeno principalmente, contrayéndose y calentándose, hasta que los electrones están tan apretados que se degeneran, con perdón de la expresión, y nace una enana blanca como 40 Eridani. 

* Las enanas rojas también se convierten en enanas blancas, pero lo contaremos otro día.

Las capas exteriores, muy expandidas, calentadas e iluminadas por la violenta radiación de la enana caliente recién nacida, brillan magníficamente. Forman una nebulosa efímera que, por razones históricas del aspecto que tenían en los telescopios antiguos, se llama nebulosa planetaria. Hace poco fotografié una de las más bonitas desde el balcón de casa, la nebulosa NGC 3242, alias el Fantasma de Júpiter, en la constelación de la Hydra:

Aquí la vemos con su color verde azulado característico, en medio de un campo de hermosas estrellas muy tenues y de colores variados. Señalé una de décima magnitud, índice de color B-V 1.7, que corresponde a una temperatura de 3500 K (se dice kelvins, no grados kelvin) y un color anaranjadito típico. Es una estrella muy lejana (gracias, Gaia), a más de 4000 años luz, así que su brillo intrínseco es en realidad grande (magnitud absoluta 0) y debe ser una gigante roja cerca del final de su vida. Marqué también una un poco más tenue, con B-V negativo y color azul, lejanísima, a más de 20000 años luz: ésta debe ser una estrella joven pesada o una gigante azul.

El campo de esa foto es de tres cuartos de grado, y la nebulosa mide menos de un minuto, pero llegan a distinguirse detalles en su interior. Se ven mejor en un recorte más estrecho:

Aquí la vemos en primer plano. Tiene un halo externo casi circular, y en su interior una estructura oblonga más brillante, con un extremo un poco más brillante que el otro. En el centro mismo vemos la estrella que la creó, la enana blanca joven (tal vez de un par de miles de años), de magnitud 12.3 y color B-V muy negativo, indicando una enorme temperatura de unos 15000 K. Casi invisible, pero detectable, quedó en este recorte una estrella de ¡magnitud 15.4! que significa 36 mil veces más tenue que la estrella más tenue visible a simple vista en Bariloche. 

NGC 3242 está a 4376.6 años luz (distancia flamante de Gaia EDR3, si bien encontrarán valores dispares de fuentes anteriores). A esa distancia, los 45 segundos del halo corresponden a más o menos 1 año luz de diámetro. Estas nebulosas son mucho mayores que la gigante roja que les dio origen. De hecho, no se forman instantáneamente, sino que se van acumulando capas en expansión a medida que la estrella envejece. La rotación de la estrella, campos magnéticos, planetas y eventualmente estrellas compañeras, contribuyen a esculpirlas con formas fascinantes, que hoy en día podemos ver en exquisita resolución en fotos del telescopio Hubble y hasta modelar en 3D. Aquí se ve el detalle filamentario de la estructura interior, con  varias burbujas asimétricas (responsables de la asimetría que apenas vislumbramos en mi foto), y dos pequeños jets de otro color. 

Para terminar, dejo la versión a resolución completa y enderezada para que parezca un ojo, sin textos, para quien le guste.

Y una versión sin textos de la imagen ancha, también para quien quiera guardarla de recuerdo.

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La foto de NGC 3242 del telescopio Hubble es de NASA/ESA/STScI. Las otras son mías. Los datos de magnitudes, colores y distancias son de ESA/Gaia EDR3.

La imagen es un stack (Sequator) de 10 fotos de 5 segundos a ISO 800, más otras 10 a ISO 1600, con darks, y los colores están calibrados con Regim. Telescopio Meade LX10 (SCT 20 cm F/10 x0.6). Cielo urbano con muy buena visibilidad.

Sobre las compañeras de la progenitora, que batieron las capas de la estrella para darle su forma peculiar: Soker, Zucker & Balick, The density profile of the elliptical planetary nebula NGC 3242, Astr. J. 104:2151-2160 (1992).

Aves entre nubes de estrellas

Toda la prensa se la lleva el cometa interestelar 3I/ATLAS, pero mucho más lindo y fácil de observar me resultó el cometa C/2025 R2 SWAN, un cisne que hace un par de semanas pasó volando junto a la Nebulosa del Águila (M16), en plena Vía Láctea:

Una belleza. Esta foto fue hecha con el Seestar S50, un pequeño robot astrógrafo muy fácil de usar y de gran calidad. Si se fijan en la nebulosa, se distinguen los famosos Pilares de la Creación (apuntando hacia abajo y la derecha). Cerca del borde derecho de la imagen hay también un lindo cumulito (Trumpler 32) que parece muy lejano (me da más de 5000 años luz, sin hurgar demasiado). La nebulosa brilla con la característica fluorescencia roja del hidrógeno, y el cometa con el verde típico del carbono y quizás del cianógeno. Calibré los colores de esta imagen con la fotometría del monumental catálogo Gaia DR3 (en Siril), así que el color cian del cometa es probablemente más exacto que el verde que solemos ver en fotos no calibradas, como la que hice ese mismo día con la cámara y un tele de 200 mm:

El campo de esta imagen es más amplio, y aparece arriba otra linda nebulosa de Sagitario, la del Cisne (M17), y abajo a la izquierda un cúmulo más grande que el de la otra foto, el NGC 6604. Es impresionante la cantidad de estrellas que hay en esta foto (y todavía más en la de resolución completa). Estamos en una de las regiones más densas de la Vía Láctea, mirando casi hacia el centro de la galaxia. La concentración de estrellas que se ve en el ángulo superior izquierdo es parte de la "pequeña nube estelar de Sagitario" (M24, no confundirla con la "gran nube de Sagitario", que es como el vapor que sale del pico de la Tetera). Es una porción del bulbo central de nuestra galaxia, que asoma tras una ventana en las nubes de polvo oscuro del ecuador galáctico. 

El cometa, vale la pena decir, era completamente invisible a simple vista, y con binoculares se veía como una nubecita sin color y sin cola. En la foto apenas se distingue un poquito de cola hacia arriba (una semana antes tenía una cola más prominente). Todavía no pude observar el otro lindo cometa que hay en estos días, el C/2025 A6 Lemmon, que recién ahora está pasando al cielo austral, si bien ya está perdiendo lustre. Trataré de verlo en los próximos días. 

Definitivamente, el cometa de moda es el mucho menos conspicuo 3I/ATLAS, un objeto interestelar que saltó a los medios porque hay quienes dicen que se trata de una nave extraterrestre. Podría ser, por supuesto (con una probabilidad bajísima), pero todo lo que viene haciendo 3I ATLAS indica que se trata de un cometa nomás. Todas las cosas que hizo son las que hacen los cometas, incluyendo la anticola, la aceleración no gravitacional, el aumento de brillo en el perihelio y el cambio de color. No se dejen engañar por titulares sensacionalistas: estas cosas son las que hacen los cometas, y no "sorprenden a los científicos". Está atravesando nuestro sistema solar a enorme velocidad, y será apenas desviado un poquito por la gravedad del Sol. El siguiente gráfico, compilado por Marshall Eubanks, muestra que su brillo (observado por una variedad de instrumentos) se ajusta muy bien a las predicciones de los modelos de cometas (líneas roja continua y azul cortada):

Es apenas el tercer objeto interestelar que hemos descubierto, y realmente sería fascinante poder estudiarlo en detalle. Se hará lo que se pueda, observando de bastante lejos. En estos días lo estará observando el robot europeo Juice, en camino a Júpiter, y hacia fines de mes lo observarán los grandes telescopios desde la Tierra. Veremos si hay algo interesante para destacar. En ningún momento estará cerca de la Tierra, así que se verá extremadamente tenue, pero por supuesto intentaré fotografiarlo si hay oportunidad. 

Los astrónomos calculan que todo el tiempo hay varios cientos de estos objetos interestelares atravesando el sistema solar, sólo que no los vemos. La nueva generación de telescopios gigantes de survey, como el Rubin, permitirán seguramente descubrir una docena por año en lugar de uno cada varios años. Cuando hayamos visto una buena población, veremos si lo que está haciendo 3I/ATLAS es inusual o no, para este tipo de objetos. Ojalá algún día uno de ellos sea una nave interestelar, pero nadie debería ilusionarse demasiado.  

 

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Los nombres ATLAS, SWAN y Lemmon no son caprichosos, sino que identifican a los robots que descubrieron los cometas. ATLAS es el Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System, un sistema que procura detectar pequeños asteroides antes de que impacten en la Tierra. SWAN es el instrumento Solar Wind Anisotropies, a bordo del telescopio solar espacial SOHO. Lemmon se refiere al Mount Lemmon Survey, un sistema automático en el Observatorio Mt. Lemmon en Arizona, que ha descubierto más de 160 mil asteroides y cometas. 

Cuando se dijo que "la NASA activó el sistema de defensa planetaria" para el 3I/ATLAS, es falso. La NASA no activó nada, la NASA está en shutdown, y ni siquiera puede distribuir las fotos que le tomaron desde Marte. La noticia más reciente de Planetary Defense es de septiembre. La ESA, en cambio, sí recurrió a su Oficina de Defensa Planetaria. Eso no significa más que usar su red de telescopios para observar el cometa. 3I/ATLAS no presenta ningún riesgo: cuando leas "se acerca a la Tierra", tené presente que su máximo acercamiento será a casi 300 millones de kilómetros (es como decir que cuando salgo de mi casa "me acerco a África", pero peor). 

Territorio Tarántula

Estoy verde.
Charly García

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Sombras nada más...

Me encanta cuando un fenómeno físico aparece repetido con escalas muy diferentes, en situaciones aparentemente distintas. Hace algún tiempo comenté el caso de las espirales en las nubes, en el mar y en Saturno. Hoy tengo otro caso para mostrar.

Ésta es la Nebulosa Anillo (Messier 57), una preciosa nebulosa planetaria en la constelación de la Lira. Las nebulosas planetarias no tienen nada que ver con los planetas: el nombre les quedó por razones históricas, ya que sus primeros observadores notaron que tenían un aspecto de planeta vistas en el telescopio. Como podemos ver en esta foto tan detallada, no se trata de un planeta. Estas nebulosas son el resultado del final de la vida de algunas estrellas similares al Sol. Cuando empiezan a quedarse sin combustible se hinchan enormemente y expulsan la mayor parte de su materia en forma de vientos estelares. En una etapa posterior el núcleo supercaliente de la estrella queda desnudo, formando lo que se llama una enana blanca, que hace brillar por fluorescencia el material expulsado. Eso es lo que vemos en esta imagen: el "envoltorio" de una estrella moribunda alejándose de la enana blanca. Esta imagen es tan detallada que se distingue que este envoltorio no es una esfera extendiéndose por igual en todas direcciones. Estamos viendo más bien un tubo hueco, un barril, con unas escarpadas y rugosas paredes (la parte anaranjada) rodeando un espacio lleno de un material azul. Los distintos colores corresponden a la fluorescencia de distintas composiciones químicas.

La imagen del Telescopio Espacial Hubble fue combinada hace poco con la de un telescopio de radiación infrarroja (el Gran Telescopio Binocular) para formar esta imagen, que muestra la región más allá del anillo, unos pétalos rojo oscuros. Ese color es "representativo", ya que el infrarrojo, como lo esencial, es invisible a los ojos. La imagen original tiene unos abrumadores 6000 pixels de ancho, y pueden encontarla acá.

Éste es un recorte de la imagen completa. Se ven glóbulos más densos de gas, oscuros, que forman una estructura como de rayos de una rueda porque están siendo empujados y evaporados por la radiación de la estrella central. Clickear la imagen para agrandarla, como siempre.

Y ahora vean ésto. Es la región fuera del "acantilado" que forma la pared del barril. Se ven muchos más rayos que apuntan exactamente hacia la enana blanca, la estrella brillante blanco-azulada del medio de la nube azul. Se los ve mucho más continuos y longilíneos que los glóbulos radiales del medio. Bueno, ¡resulta que son sus sombras! Proyectadas en el material difuso exterior, vemos rayos de luz (infrarroja) y de sombra (infrarroja) correspondientes a las regiones más densas de la nebulosa, que obstruyen parte de la radiación estelar.

Es exactamente lo mismo que vemos al atardecer, cuando el Sol proyecta rayos y sombras crepusculares de los objetos del horizonte (nubes o montañas) sobre los vapores o polvo de nuestra atmósfera.

Son los rayos crepusculares de una estrella en el ocaso de su existencia. 

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Las imágenes de M57 son de NASA/ESA/STScI/C.R. O'Dell (Vanderbilt University)/D. Thompson (Large Binocular Telescope Observatory). La publicación original es ésta. Recomiendo la nota y especialmente las imágenes de alta resolución. La foto del ocaso sobre el Cerro Catedral es mía.