En los documentales de la tele, a menudo se nos habla de las
enormes distancias que nos separan de otras estrellas y galaxias. Decenas,
millares, millones de años luz… ¿Pero cómo hemos sido capaces de medir esas
enormes distancias? La respuesta, es una combinación de métodos tremendamente
ingeniosos que conllevan un detallado y cuidadoso trabajo para su realización.
Medir la distancia que nos separa incluso de las estrellas
más cercanas era difícil para nuestros antepasados. Estas están tan lejos que
hacen palidecer cualquier longitud que se pueda medir dentro de la Tierra, e
incluso en el propio Sistema Solar. Estas enormes distancias es lo que hace
parecer que las estrellas tienen posiciones fijas en el cielo, a pesar de que
nos movemos constantemente con respecto a ellas. En su momento, esta ausencia
de movimiento de unas estrellas en relación a las otras, se utilizó para
defender las teorías geocéntricas. Si la Tierra gira alrededor del Sol ¿Cómo
podía ser que no las viéramos cambiar de posición? Las estrellas deberían
cambiar sus posiciones relativas las unas a las otras, como lo hacen los
árboles en el parque cuando nos movemos entre ellos, o como lo hacían los
propios planetas. Fue Copérnico quién acertadamente decidió, que no percibimos
su movimiento relativo, simplemente porque están extremadamente lejos.
Pero entonces ¿Cómo saber cuáles de entre estos puntos de
luz están más cerca o más lejos? Y más difícil aún ¿Cómo medir las distancias
exactas? La clave es el paralaje. Aprender sobre el paralaje es sencillo. Solo
tienes que estirar tu brazo y extender el pulgar. Después mira este dedo
fijamente y cierra y abre los ojos derecho e izquierdo alternativamente. Como
ya sabrás tu dedo parece moverse automáticamente de un lado a otro en relación
al resto de objetos en el fondo. Esto se debe a que el ángulo de la luz que
llega a cada ojo es ligeramente distinto. Sabiendo la distancia entre tus ojos,
y pudiendo medir los ángulos de visión de cada ojo en relación al objeto
observado, y sabiendo el aparente movimiento de este podemos averiguar la
distancia hasta el mismo usando trigonometría básica.
Lo complicado es que la distancia de tu cara a tu dedo es
bastante asumible, pero intentar utilizar la distancia entre tus ojos para
formar la base del triángulo que te ayude a medir objetos a años luz de distancia no parece muy útil ¿Y
qué tal usando dos telescopios separados por cientos de metros? Nos seguimos
quedando muy, muy cortos ¿Y telescopios en ciudades, distintas, países distintos,
continentes distintos…? Lamentablemente todas las distancias a nivel terráqueo
se nos quedan cortas. Afortunadamente tenemos acceso a dos puntos los
suficientemente lejanos para establecer los dos vértices de la base de nuestro
triángulo y hacer las mediciones angulares necesarias. La idea sería hacer una
en cualquier momento, y luego esperar seis meses a que la Tierra llegue al otro
lado de su órbita alrededor del Sol a unos 300 millones de kilómetros para hacer una nueva medición ¡Esta base sí
que da la talla para nuestro triángulo! En 1838, Friedrich Wilhem Bessel,
astrónomo alemán, fue el primero en medir la distancia hasta 61 Cygni, una de
las estrellas más cercanas, poniéndola a 1014km (100 trillones, un
10% menos que la distancia estimada hoy en día).
Así que ya sabemos la técnica básica para hallar la
distancia que nos separa de los astros. Aún así, esta técnica solo sirve para
medir la distancia a estrellas relativamente cercanas, porque en el caso de
otras mucho más lejanas el triángulo que necesitamos para hacer las mediciones
se alarga tanto que a todos los efectos se convierte en una línea, haciendo
toda triangulación inútil. La solución está en un sistema que un astrónomo algo
anterior a Bessel había concebido. Whilhem Herschel era originariamente un
músico nacido en Hannover, Alemania. Pero a principios del siglo XVIII se mudó
a Inglaterra para trabajar al servicio del Jorge I, un rey británico también
nacido en Hannover. Herschel dejo la música para convertirse en el mejor
astrónomo de su tiempo, creando nuevos telescopios de gran precisión. Con uno
de ellos hizo el descubrimiento que le lanzo a la fama, un nuevo planeta que el
bautizo como Gerogium Sidus (la estrella de Jorge), y que finalmente acabó
llamándose Urano.
Pero Herschel también hizo su aportación en lo que se refiere
a como medir nuestro universo. El mismo bautizo este método el Siriometro, en
honor a Sirio, la estrella más brillante. La idea consiste en medir la
distancia a las estrellas dependiendo de su luminosidad en comparación a Sirio.
Herschel asume que todas las estrellas tienen el mismo brillo (consciente de
que esto no es así, pero buscando una forma de simplificar el proceso) y que el
brillo aparente depende de la distancia. Por lo tanto, su distancia se puede
expresar en relación a Sirio. La luminosidad de un objeto desciende de forma
inversa al cuadrado de una distancia. Por lo tanto un objeto que por ejemplo,
tuviera una luminosidad aparente de 1/32 de la luminosidad de Sirio, estaría 3 veces
más lejana que esta.
Herchel había calculado correctamente usando su Siriometro
que la Vía Láctea es un disco unas 10 veces más ancho que grueso. Pero a pesar
de tener una forma de medir distancias relativas, a Herschel le faltaba una
medición precisa para poder calibrar su sistema y pasar de las mediciones
relativas a las absolutas. Desafortunadamente murió en 1822, dieciséis años
antes de que Bessel descubriera la distancia a 61 Cygni. Con esta nueva
información y con el Siriometro de Herschel, los astrónomos del momento pudieron
calcular que el diámetro de la Vía Láctea sería de unos 10 000 años luz y su
grosor de 1 000, lo que parecía inconmensurablemente enorme. Que hubieran
pensado de saber que se habían equivocado y que el radio real de la galaxia es
de uno 100 000 años luz.
Está claro que los humanos somos inconformistas por naturaleza.
Así que una vez medida nuestra galaxia (si bien con errores) el foco pasa a
saber si hay algo más allá. El primer candidato para ese “algo” más allá fueron
las nebulosas. Los antiguos griegos ya habían caído en la cuenta de estos
objetos celestes, borrones de luz claramente distintos a las típicas estrellas,
mucho más nítidas. En el siglo XVIII ya se entendía que estas nébulas aparecían
como difuminadas porque eran colecciones de una gran número de estrellas que al
estar extremadamente lejos, aparecían como borrosas masas de luz. Pronto se
generó una polémica. Algunos intelectuales como el propio William Herschel
entendían que aunque lejanas, estas nébulas eran parte de nuestra galaxia. El
principal defensor de la opción opuesta era el archiconocido filósofo Emanuel
Kant, que creía que estas nébulas eran “universos isla”, o como más tarde se
conocerían, galaxias distintas a la Vía Láctea.
La controversia se alargó durante un siglo, hasta que la
verdad fue dilucidada usando el tercer método para medir distancias
astronómicas que vamos a presentar: las cefeidas. Las cefeidas son un tipo de
estrella de luminosidad variable, una estrella cuyo brillo aumenta y disminuye
entre un punto máximo y un mínimo de forma regular. Hoy sabemos que las
cefeidas son estrellas que no tienen suficiente combustible para mantener una
reacción de fusión nuclear constante. Esto hace que la gravedad acabé por
hacerlas colapsar lentamente, disminuyendo su luminosidad, hasta que la presión
hace que el motor de fusión nuclear arranque de nuevo produciendo una gran
explosión y una mucha mayor luminosidad. Después este proceso se repite una y
otra vez de forma periódica. A principio del siglo XX, no se sabía que hacía a las
cefeidas comportarse como lo hacían, pero una joven Henrrietta Leavitt aún así
se apercibió de algo muy interesante en relación con estas estrellas. Leavitt
pertenecía a la primera generación de mujeres que pudieron trabajar en el
observatorio de la universidad de Harvard, procesando información extraída de
la que en aquel momento era la nueva tecnología punta en el mundo de la
astronomía: La fotografía. Mientras analizaba placas fotográficas, Leavitt se
empezó a preguntar si existiría alguna relación entre el periodo de variación
de las cefeidas y su brillo. El obstáculo era que en aquel momento resultaba difícil
discernir si una estrella era más brillante que otra, o si simplemente una
estrella estaba más cerca o lejos.
Pero finalmente Leavitt encontró una solución a su problema.
La Pequeña nube de Magallanes era una nebulosa solo visible desde el hemisferio
sur que resultó ser la clave para Leavitt. Esta asumió que las estrellas
fotografiadas en esta nube estarían muy cercanas las unas a las otras en
comparación con sus separación con la Tierra, por lo tanto era posible
tratarlas como todas estuvieran a la misma distancia, lo que conllevaría que sus
variaciones en brillo sería reales y no debidas a su cercanía o lejanía.
Trabajando meticulosamente Leavitt consiguió establecer una relación directa
entre el periodo de variación de las cefeidas y su luminosidad real: los
periodos más largos se corresponden con estrellas más brillantes y viceversa. Desde
a partir de ese momento, las cefeidas se convirtieron en los carteles de número
de kilómetro del universo. Las cefeidas nos ayudaban a saber la distancia
absoluta que nos separa de ellas.
El astrónomo que hizo el mejor uso del descubrimiento de
Leavitt fue el titán de la ciencia Edward Hubble. A lo largo de su vida Hubble
puso fin más de un acalorado debate astronómico. El primero fue este que ya
hemos introducido entre Herschel y Kant, relativo a si las nébulas eran
galaxias en si mismas o parte de la Vía Láctea. Hubble fue el primero en
analizar una fotografía de una cefeida en la nebulosa de Andrómeda. Usando los
descubrimientos de Leavitt, Hubble estimó la distancia de esta cefeida y por lo
tanto de Andrómeda a unos 900 000 años luz. Si consideramos que en aquel
momento ya se sabía que el diámetro de la Vía Láctea era de unos 100 000 años
luz, quedaban pocas dudas de que Andrómeda era una galaxia en sí misma.
Este fue solo el principio de Hubble en su carrera al
estrellato que le hizo merecedor de dar su nombre, años después de su muerte,
al telescopio más famoso del mundo. En lo que se refiere a la medición de
distancias astronómicas las tres que hemos expuesto, paralaje, comparación de
luminosidad y cefeidas, son solo las más básicas. Para saber la distancia a las
galaxias más lejanas es necesario usar otras herramientas de medición tanto de
distancias relativas como absolutas. Por lo general se usan candelas estándar.
Estas son estrellas, como las supernovas tipo I, que son fácilmente identificables
dentro de su clase y que tienen alguna propiedad que hace posible establecer su
luminosidad de forma absoluta, como en el caso de las cefeidas (otra candela estándar).
Otros métodos incluyen utilizar el corrimiento al rojo para averiguar la velocidad
a la que se mueve una galaxia (siempre en receso) o incluso se pueden usar los
diámetros de las galaxias para ayudar a estimar su distancia.
Este artículo está
inspirado y documentado en el libro:
“Big Ban: The most important scientific
discovery of all time and why you need to know about it”, de Simon Singh
Imagen:
https://wigglez.swin.edu.au/site/image1.html
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