Más de una vez, personas no familiarizadas con mi profesión (soy astrónomo) me han preguntado si ``descubrí alguna nueva estrella''. Contrariamente a lo que mucha gente supone, los astrónomos no ``miran por el telescopio'': de hecho, los telescopios grandes no tienen, en general, ningún ocular donde se pueda poner el ojo. Por supuesto, hay aficionados a la astronomía que observan el cielo nocturno con pequeños telescopios por placer, pero en la actividad profesional la luz de las estrellas es captada por una cámara instalada en el telescopio, luego la información se graba en el disco de una computadora y finalmente el astrónomo se lleva los datos en un CD para analizarlos con su propia PC.

Así como los fotógrafos gradúan el tiempo de exposición de sus cámaras según la luz ambiente, a medida que aumentamos el tiempo de exposición de una observación astronómica aparecerán estrellas cada vez más débiles. En otras palabras, en una exposición de una hora aparecerán muchísimas más estrellas que en una de un minuto, en la cuál sólo se distinguirán las más brillantes.

Se calcula que sólo en nuestra galaxia hay más de doscientos mil millones de estrellas. Las más brillantes figuran en catálogos y se las identifica con números y letras, como por ejemplo GSC 8891-03208 ó GEN# +8.586701107, y algunas de las estrellas visibles a simple vista hasta tienen nombres propios (Aldebarán, Zuben el Genubi), pero la mayoría son anónimas estrellas indocumentadas. Es decir, hablar de ``descubrir una estrella'' es lo mismo que hablar de descubrir un grano de arena en una playa. Hay estrellas a montones.

Los astrónomos, por lo tanto, no nos dedicamos a ``buscar nuevas estrellas'' sino a estudiar las más interesantes, las que más nos puedan enseñar acerca de la naturaleza.

Las masas y tamaños de las estrellas

Muchas de las estrellas son dobles, lo que significa que son en realidad dos estrellas que giran en torno a su centro de gravedad (se denominan sistemas binarios). Como se hallan muy lejos de nosotros es absolutamente imposible, aún con los mayores telescopios, notar que realmente son dos estrellas: simplemente aparecen como un solo punto luminoso. Sin embargo, si durante su movimiento en algún momento una estrella pasa por adelante de la otra la tapará, y entonces ya no nos llegará la luz de las dos estrellas sino sólo la de la que esté delante. En otras palabras, el brillo de estos pares de estrellas no es constante, sino que presenta disminuciones temporarias cada vez que una de las estrellas pasa por adelante de la otra. Estos sistemas dobles se denominan ``binarias eclipsantes'' y son particularmente interesantes porque permiten medir los tamaños y masas de las estrellas.

Supongamos que la disminución de brillo (el ``eclipse'') dura unas 15 horas. Si conocemos a qué velocidad dan vueltas las estrellas, podremos calcular fácilmente el diámetro de ellas. Sin embargo, antes dije que las estrellas están tan lejos qué sólo aparecen como un punto de luz, ¿ Cómo podemos entonces medir sus velocidades? La respuesta está en el ``efecto Doppler'', que es el fenómeno que aprovechan los radares de la policía para medir la velocidad de los autos: el radar emite una onda que rebota en el automóvil y la vuelve a recibir, y con ello se obtiene información acerca de la velocidad del vehículo. Por supuesto, no podemos apuntar el radar a una estrella y esperar el eco (aún si esto fuera posible, en el caso de la estrella que nos ocupa tendríamos que esperar unos trescientos veinte mil años a que éste llegue). Pero podemos analizar la propia luz que nos envían las estrellas que componen el sistema binario para determinar las velocidades de las estrellas. Conociendo las velocidades, no sólo podemos determinar los tamaños de las estrellas (ya que sabemos el tiempo que tarda en pasar una por adelante de la otra), sino el tamaño de las órbitas.

Por ejemplo, si sabemos que una estrella da vueltas a una velocidad de 800 kms/s (casi tres millones de kilómetros por hora), y que da una vuelta cada 2 días y 6 horas (lo que es fácil de medir contando cada vez que una estrella pasa por delante de la otra causando una disminución temporaria del brillo), es trivial el cálculo del tamaño de la órbita: unos 155 millones de kilómetros de circunferencia, es decir unos 25 millones de kilómetros de radio.

Esto nos permite averiguar aún más sobre estas estrellas: las binarias giran en torno a su centro de gravedad porque la fuerza centrífuga está en equilibrio con la atracción gravitatoria, de la misma manera en que los planetas giran en torno al Sol y la Luna alrededor de la Tierra. Y puesto que conociendo la velocidad de giro y el tamaño de la órbita podemos calcular la fuerza centrífuga, podemos también conocer la fuerza gravitatoria. La fuerza de atracción gravitatoria depende del tamaño de las órbitas y de las masas de los objetos, es decir que sabiendo el tamaño de la órbita y la fuerza gravitatoria, podemos calcular las masas de las estrellas.

Buscando binarias eclipsantes

Naturalmente, las estrellas binarias eclipsantes no tienen ningún cartelito que las identifica como tales sino que están mezcladas entre todas las demás. La única forma de identificarlas es midiendo su brillo repetidamente para ver si es constante o varía. Si el brillo varía puede ocurrir que se trate de una estrella intrínsecamente variable, es decir una estrella cuyo brillo no es constante (las hay muchas y de muy diversos tipos), o que efectivamente las variaciones sean producto del paso de una estrella por adelante de la otra.

Con el objeto de buscar nuevas binarias eclipsantes, hice observaciones de unas 60 regiones del cielo a partir de 1993. Antes de que alguien piense que estuve 9 años en el telescopio, vale aclarar que para usar el telescopio uno presenta un proyecto explicando qué es lo que pretende hacer, y un comité decide si se otorga el tiempo de uso requerido o no, ya que en Argentina tenemos un sólo telescopio (en el observatorio de El Leoncito, en San Juan)

De estos números se pueden extraer dos conclusiones:

1) Para hacer el trabajo me tuve que comprar una PC.

2) Los descubrimientos científicos no son producto de la casualidad, sino de la investigación.

Para analizar la luz de las estrellas se usa un aparato llamado espectrógrafo, pero la estrella debe ser suficientemente brillante para poder conseguir datos útiles (de lo contrario, se necesitaría un telescopio mucho más grande). Por esta razón, sólo nos sirven las eclipsantes suficientemente brillantes, pues no podemos medir las velocidades de las débiles.

La más grande

En las estrellas ocurren fenómenos naturales que los físicos no pueden estudiar es sus laboratorios. Por citar un experimento de escuela, es fácil largar un móvil por un plano inclinado y medir cuánto tiempo tarda en bajar, pero no podemos juntar una cantidad de material similar a la del Sol y ver qué pasa. Pero podemos estudiar el Sol. Tampoco está dentro de nuestras posibilidades agregarle o sacarle material al Sol para estudiar su funcionamiento, pero podemos estudiar estrellas que tengan más o menos masa que el Sol. Los teóricos elaboran modelos sobre el funcionamiento de las estrellas, y la validez de éstos es verificada mediante las observaciones astronómicas, en forma análoga a la verificación de las leyes de la caída de los cuerpos en los experimentos escolares.

El problema con las estrellas que tienen más masa es que hay aspectos que los teóricos aún no saben cómo tratar. Esto se debe en parte a que su evolución es más complicada y además a que son muy escasas, por lo que se conocen pocos datos acerca de ellas.

Ahora aclaremos a qué me refiero cuando hablo de la masa y el tamaño de las estrellas. Una persona de 75 kg tiene una masa de 75 kg. Sin embargo, el mismo individuo pesaría en la luna algo menos de 13 kg, ya que la gravedad lunar es menor que la terrestre, y en ausencia de gravedad no pesaría absolutamente nada, pero su masa será siempre de 75 kg. Si este individuo se toma dos litros de cerveza, su masa aumentará temporariamente a 77 kg. La masa nos da una idea de la cantidad de material, mientras que el peso depende además de que el material esté bajo la acción de un campo gravitatorio, y de la intensidad de éste.

En cuanto al tamaño, hay que tener presente que es una magnitud completamente diferente de la masa. Una pequeña bola de plomo puede ser mucho más pesada que una pelota de plástico mucho más grande. Con las estrellas pasa lo mismo: hay estrellas de masa grande y tamaño pequeño y otras de diámetros muy grandes pero de poca masa. Pues bien, la masa (es decir, la cantidad de material) de una de las binarias eclipsantes que encontré durante mi búsqueda y que estuve estudiando durante los últimos años es la más grande de todas las medidas hasta el momento.

Y qué masas tienen las estrellas ...?

El Sol tiene una masa de unos 2 × 10³³ gr, es decir un dos seguido de treinta y tres ceros. La masa de todo nuestro planeta es apenas tres millonésimos de esa cantidad.

Las estrellas de menor masa apenas alcanzan a un décimo de masa solar, por debajo de ese límite, los objetos se comportan más como grandes planetas gaseosos que como estrellas (se llaman enanas marrones). En cuanto a las de masa más grande, desde 1992 se conocía una con 51 veces la masa del sol y en el 2001 se descubrió otra que probablemente tenga 57 masas solares. Sin embargo, una de las estrellas estudié durante estos años supera ampliamente estos valores, ya que tiene más de 100 veces la masa del Sol.

Y quién descubrió la estrella ...? Cuando llegó el momento de escribir un artículo anunciando los resultados de mi análisis, lo primero fue buscar estudios previos de esa misma estrella. Encontré un trabajo de Sally Oey, publicado en 1996, en el que la llama L54S-4, y aún hay un trabajo anterior (Hill, Madore & Freedamn, 1994) en el que se la identifica como LH54-425. La primera parte de los nombres proviene de un trabajo aún anterior: la estrella forma parte de una asociación (grupo de estrellas) que aparece en un trabajo de Lucke & Hodge catalogada con el número 54, de ahí LH54 ó L54. Es decir, la estrella siempre estuvo ahí, pero nadie podía saber que tenía una masa tan grande.