Midiendo por primera vez la masa de una estrella gracias a la Teoría de la Relatividad General.
El concepto era sencillo de resumir: el espacio y el tiempo están interrelacionados, formando un tejido que es distorsionado por cualquier concentración de materia, y que nosotros percibimos como gravedad. Y por eso mismo la luz, al pasar cerca de un objeto celeste, vería alterada su trayectoria. No porque ese desviara realmente, sino porque el propio espacio-tiempo por el que se desplaza lo estaría, y aunque desde el punto de vista de dicha luz seguiría avanzando en línea recta, un observador externo percibiría que su camino de altera. Un concepto revolucionario, que daba la vuelta a los conceptos tradicionales sobre la gravedad, y que en 1919 fue confirmado gracias a un eclipse total de Sol, que permitió constatar que, efectivamente, las estrellas de fondo muy cerca de la nuestra aparecía desplazadas de su posición conocida.
En un eclipse solar registrado en 1919 el científico británico Arthur Eddington comprobó la teoría de Einstein y lo convirtió en un ícono mundial.
Desde entonces se han encontrado otros ejemplos de esta distorsión espacio-temporal predicho por Einstein, aunque siempre en forma de agrupaciones de galaxias, que afectaban lo que veíamos más allá, distorsionando las que se encuentran por detrás de estas primeras, y en ocasiones, gracias a que pueden magnificar su tenue luz y permitir observar lo que de otra forma estaría fuera de nuestra visión. Pero quedaba un terreno que parecía destinado a permanecer inalcanzable: la distorsión gravitatoria de la luz de una estrella (sin contar el Sol) por otra situada entre ella y nosotros. Las grandes distancias, lo dificil que dos de ellas queden casi en línea vistas desde la Tierra, y la capacidad de los observatorios terrestres hizo que hasta el propio Einstein lo consideraba un imposible.
Esta imagen divulgada por el telescopio espacial Hubble muestra el sistema de estrellas binarias Stein 2051 el 1 de octubre de 2013, que consiste en el componente “A” más brillante y rojo en la parte inferior derecha y el componente “B” más débil y azul en el centro, una estrella enana blanca.
Pero nada es más desafiante que un supuesto imposible, y por ello un equipo de científicos se puso a trabajar buscando este tipo de alineamiento, y más concretamente el llamado asimétrico, en que una alineación casi perfecta pero no del todo. Según Einstein, esto ocasionaría que la estrella de fondo se viera desviada del centro, de forma que podría utilizarse para determinar la masa de otra estrella frontal localizada delante. Si se encontraba algo parecido, no solo se tendría el primer ejemplo de lente gravitatoria estelar, sino que se confirmaría la veracidad de unos de los supuestos teorizados por él y hasta ahora no validado.
El telescopio Hubble, clave en este descubrimiento.
Y finalmente lo encontraron: una enana blanca, conocida como Stein 2051 B, que los cálculos de trayectoria mostraron que se colocaría en una posición de este tipo respecto a una estrella mucho más lejana en Marzo de 2014. Con eso en cuenta orientaron al Hubble hacia esa región, y tal como Einstein había predicho, detectaron como efectivamente la estrella de fondo pareció cambiar de posición cuando la enana blanca paso casi rozándola desde nuestro punto de vista. Y al hacerlo siguiendo lo esperado, y como también este predijo, se pudo calcular su masa, aproximadamente el 68% de la del Sol. Y como "premio extra", permitió cerrar las dudas sobre esta estrella, mostrando que encaja dentro de los parámetros esperados en este tipo de objetivos estelares, y confirmó la relación teórica entre la masa y el radio de una enana blanca establecidos por el premio Nobel Subrahmanyan Chandrasekhar (y que indica la máxima masa posible que pueden contener sin que se colapse sobre si misma).
Esquema de una enana blanca comparada con la Tierra. El límite de Chandrasekhar establece que las enanas blancas con una masa mayor a 1,44 masas solares colapsarán sobre sí mismas para formar una estrella de neutrones.
En resumen, la primera observación de la distorsión causada en la luz de una estrella en otra, que confirmó otro de los supuestos de Teoría de la Relatividad General, medir la masa de la más cercana con notable exactitud, mostrar que no era tan exótica como se creía y reafirmar de pasada los parámetros establecidos por Chandrasekhar. Y en el futuro, gracias a nuestra capacidad de observación en constante aumento, posiblemente veremos nuevos casos y mediciones de este tipo. Einstein estaría maravillado.
La desviación de la posición habitual de una estrella de fondo, fruto de la deformación del espacio tiempo alrededor de una enana blanca, permitió medir la masa de este primera.
Stein 2051 B, en primer término y a solo 17 años-luz de distancia, con la otra estrella muy cerca de ella. En realidad esta última está mucho, mucho más lejos (5.000 años-luz) y esta proximidad es puramente visual.
El efecto observado en la luz de la estrella situada más lejos, fruto de la misma distorsión del espacio.
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