Curiosidades

El sistema de Sirio está a 8,6 años luz, el quinto más cercano que conocemos, así que la luz que ves esta noche salió de allí hace ocho años y medio. Sirio A es la estrella más brillante del cielo nocturno; a su lado, perdida en el resplandor, orbita Sirio B, una enana blanca descubierta en el siglo XIX por el tirón que ejerce sobre su compañera.

Con el espectrógrafo STIS del Hubble se midió su masa: un 98 % de la del Sol, comprimida en una esfera de solo 12 000 kilómetros de diámetro, algo menos que la Tierra. Una enana blanca es el núcleo desnudo que queda cuando una estrella parecida al Sol agota su combustible y expulsa sus capas externas. Sirio B llegó antes a esa fase porque debió de nacer más masiva que Sirio A y, cuanto más masiva es una estrella, más deprisa consume su combustible.

La estrella polar es útil porque marca aproximadamente el norte, no porque destaque por su brillo: la más brillante del cielo nocturno es Sirio. Al calcular su posición con astronomy-engine para 2026 sale a unos 37,6 minutos de arco del polo, es decir 0,63 grados, mientras que la Luna llena mide alrededor de medio grado. Si expones una fotografía de larga duración hacia el norte, Polaris no queda quieta: traza un pequeño círculo.

Ese hueco se está cerrando. El mismo cálculo sitúa la máxima aproximación hacia el año 2100, con unos 27 minutos de arco (0,46°); a partir de ahí, la precesión del eje terrestre la irá alejando otra vez. Para orientarse desde Torrejón de Ardoz basta con localizarla: a 40,5° de latitud norte, la Polar se ve siempre a esa misma altura sobre el horizonte.

El tirón gravitatorio de la Luna y del Sol sobre el abultamiento ecuatorial de la Tierra hace que el eje de rotación describa un cono muy lento, como una peonza que se va parando. Ese movimiento, la precesión de los equinoccios, completa una vuelta en unos 26 000 años y arrastra consigo el polo celeste.

Aplicando el modelo de precesión de la UAI de 2006 con astronomy-engine, el polo pasó junto a Thuban (alfa Draconis) hacia el año 2800 a. C., en plena construcción de las pirámides de Guiza, y volverá a acercarse a Vega hacia el año 13 600. Conviene matizar el tópico: Vega quedará a unos seis grados del polo, de modo que será una estrella polar bastante mediocre comparada con la que tenemos hoy.

La cifra no es un cálculo aparte, sino la propia luminosidad del Sol leída con la equivalencia entre masa y energía de Einstein. Si tomamos la luminosidad solar nominal fijada por la Resolución B3 de la UAI (2015), 3,828 × 10²⁶ vatios, y la dividimos por el cuadrado de la velocidad de la luz, salen 4,26 × 10⁹ kilogramos por segundo: 4,26 millones de toneladas.

Para liberar esa energía, el Sol fusiona en su núcleo unos 600 millones de toneladas de hidrógeno por segundo. El helio resultante pesa alrededor de un 0,7 % menos que los núcleos que entraron, y esa diferencia es exactamente lo que se marcha en forma de radiación. Aun a ese ritmo el depósito da de sí: en toda su vida el Sol solo perderá por fusión una fracción pequeña de su masa total.

Según la NASA, una estrella necesita al menos unas ocho masas solares para terminar en supernova. El Sol se queda muy lejos de ese umbral, así que su final será mucho más discreto, aunque no menos espectacular: cuando agote el hidrógeno del núcleo su envoltura se dilatará enormemente y se convertirá en una gigante roja.

Después, la estrella empezará a pulsar y expulsará sus capas externas, que formarán una nebulosa planetaria en expansión. Lo que quede será solo el núcleo: una enana blanca del tamaño aproximado de la Tierra, sin fusión en marcha, enfriándose durante miles de millones de años. La NASA sitúa el proceso a unos 5 000 millones de años vista, así que no es un asunto de agenda.

El Gran Oscurecimiento de Betelgeuse, la supergigante roja del hombro de Orión, disparó las especulaciones sobre una explosión inminente. El equipo de Miguel Montargès apuntó hacia ella el Very Large Telescope del ESO con el instrumento SPHERE y consiguió algo muy poco frecuente: imágenes de la superficie de una estrella que no es el Sol, antes y durante el episodio. La zona sur del disco aparecía claramente más oscura en diciembre de 2019 que en enero del mismo año.

La explicación, publicada en Nature en 2021 (doi 10.1038/s41586-021-03546-8), combina dos ingredientes: la estrella expulsó una burbuja de gas y, poco después, una región de su superficie se enfrió; ese gas se condensó entonces en polvo, que actuó como un velo. En abril de 2020 Betelgeuse había recuperado su brillo. Explotará algún día, sí, pero nada permite ponerle fecha en una escala humana.

R136a1 vive en el corazón del cúmulo R136, dentro de la nebulosa de la Tarántula, en la Gran Nube de Magallanes, a unos 160 000 años luz. Es un buen ejemplo de cómo funciona la ciencia: el récord no se ha caído, pero la cifra sí se ha corregido.

Un equipo dirigido por Venu Kalari usó el instrumento Zorro del telescopio Gemini Sur, del Observatorio Internacional Gemini de NOIRLab, para obtener la imagen más nítida lograda de esa estrella. Al separar mejor su luz de la de compañeras cercanas resultó que era menos luminosa de lo que se creía y, por tanto, menos masiva: entre 170 y 230 masas solares en lugar de 250 a 320. El resultado, publicado en The Astrophysical Journal, afecta a cuántas estrellas muy masivas suponemos que existen y a cómo terminan sus vidas.

Todas las estrellas se mueven, pero su lejanía hace que el cambio sea imperceptible en una vida humana; por eso las constelaciones parecen fijas. La estrella de Barnard es la campeona de ese desplazamiento aparente, llamado movimiento propio: el ESO señala que atraviesa en unos 180 años una distancia equivalente al diámetro de la Luna, y SIMBAD la registra como la estrella con el mayor movimiento propio conocido, unos 10,4 segundos de arco al año.

El motivo es doble: se mueve rápido respecto a nosotros y está muy cerca, a unos seis años luz. Es una enana roja, la estrella individual más próxima al Sol después del sistema de Alfa Centauri, y aun así resulta invisible a simple vista. En 2018 y 2024 se anunciaron indicios y luego pruebas de planetas a su alrededor.

Una estrella de neutrones es el núcleo colapsado de una estrella masiva que explotó como supernova. La NASA lo resume así: más masa que la del Sol comprimida en una esfera del tamaño de una ciudad. Con esa receta, un centímetro cúbico de su interior alcanza en torno a un billón de kilogramos.

Conviene deshacer un miedo habitual: aunque su gravedad superficial es descomunal, una estrella de neutrones no «aspira» nada a distancia. Vista desde lejos tira exactamente igual que cualquier otro cuerpo de la misma masa; lo extremo no es la cantidad de gravedad, sino lo cerca que uno puede llegar a estar de toda ella.

Lo descubrió el equipo de Jason Hessels con el radiotelescopio de Green Bank en el cúmulo globular Terzan 5, y se publicó en Science en 2006. Con 716 hercios batió el récord de 642 hercios del púlsar B1937+21, que había aguantado veintitrés años. La propia velocidad de giro impone un límite a su tamaño: el astro no puede medir más de unos 16 kilómetros de radio sin desintegrarse.

Para hacerse una idea: si su radio fuese de 10 kilómetros, un punto de su ecuador viajaría a unos 45 000 kilómetros por segundo, cerca del 15 % de la velocidad de la luz. Los púlsares de milisegundo alcanzan estos ritmos porque han estado robando materia a una estrella compañera, y ese material los ha ido acelerando como quien empuja un tiovivo.

El 17 de agosto de 2017, los detectores LIGO y Virgo registraron las ondas gravitacionales de la fusión de dos estrellas de neutrones, bautizada GW170817. Fue la primera vez que un mismo suceso se «oyó» en ondas gravitacionales y se vio con telescopios: decenas de observatorios, entre ellos varios del ESO, siguieron el resplandor en la galaxia NGC 4993, a unos 130 millones de años luz.

Ese resplandor, una kilonova, encajaba con lo que predecía la teoría: la colisión expulsa materia riquísima en neutrones donde se fabrican, por captura rápida de neutrones, elementos mucho más pesados que el hierro, oro y platino incluidos. Los elementos ligeros vienen del Big Bang y los intermedios de la fusión estelar; los más pesados necesitan sucesos así de violentos. En sentido literal, el oro de un anillo es material estelar reciclado.

Las Pléyades, catalogadas como M45, son un cúmulo abierto: un grupo de estrellas nacidas juntas de la misma nube de gas y unidas de forma laxa por la gravedad. La NASA cifra en más de un millar sus componentes y su distancia en 445 años luz. Galileo fue el primero en apuntarles un telescopio y multiplicó de golpe el número de estrellas conocidas del grupo.

Desde un cielo oscuro cerca de Torrejón de Ardoz, unos prismáticos corrientes bastan para pasar de las seis o siete estrellas habituales a varias decenas. En las fotografías largas aparece además un velo azulado alrededor de las más brillantes: es polvo interestelar que refleja su luz, una nube que el cúmulo está atravesando y no un resto de la nube en la que se formó.