Campos de Estrellas

Las dimensiones del Universo resultan inconcebibles para la mente humana, unos 14.000 millones de años de antigüedad, y al menos 93.000 millones de años luz de extensión, no resulta posible llegar a estos números mirando el cielo con nuestros propios ojos. Esto empezó a cambiar en 1609, cuando Galileo usó un telescopio para contemplar el cielo. Esto supuso una gran revolución, puso a nuestro alcance la herramienta necesaria para poder entender el Universo.

Los telescopios no han cesado de mejorarse desde los tiempo de Galileo y los avances en Astronomía han ido de la mano de estas mejoras. Telescopios más potentes permitieron, entre otras cosas, medir la distancia a muchas estrellas. Algo que comenzó a aportarnos datos concretos de las dimensiones del Universo. En 1838, Friedrich Bessel realizó la primera medición de la distancia a una estrella usando el método del paralaje. Calculó que la estrella 61 Cygni estaba a unos 11 años luz de la Tierra. Hay que aclarar que en esa época no existía el concepto de año luz.

Con estas mediciones se obtuvieron las primeras estimaciones del tamaño de la Vía Lactea. Para ello se comparó el brillo de las estrellas cuya distancia se había medido, con el de otras estrellas más lejanas, la diferencia de brillo, inferior en las más lejanas, debía indicar la distancia a estas estrellas más lejanas. Se estimó que la Vía Lactea tenía unos 10.000 años luz de largo por 1.000 de ancho. Estas dimensiones eran erróneamente cortas, pero ampliaban en mucho las que se habían considerado hasta entonces.

Lo anterior fue un primer paso en nuestro conocimiento de las dimensiones de la Vía Lactea, y también del Universo. A mediados del siglo XVIII, el astrónomo Thomas Wright y el filósofo Inmanuel Kant plantearon la cuestión de si el Universo era únicamente la Vía Lactea, o si el Universo se extendía más allá de la Vía Lactea y contenía otros objetos similares a ella. Sobre esta cuestión ambos opinaban igual, la Vía Lactea era uno más de muchos ‘universos islas’, término acuñado por Kant.

La Vía Lactea según William Herschel

Pero no todos compartían esta opinión, el eminente astrónomo William Herschel opinaba que todo lo que había en el Universo estaba contenido en la Vía Lactea. Herschel es uno de los mayores astrónomos de la historia, y había dedicado tiempo a estudiar el Vía Lactea. Uno de sus trabajos permitió obtener la primera imagen de la Vía Lactea, la cual dibujó a partir de sus observaciones de la densidad de estrellas que había en diferentes zonas del cielo.

El debate anterior se mantuvo durante mucho tiempo en el terreno de la opinión, ya que no se tenían datos que apoyaran una u otra tesis. Para resolver el problema resultaba necesario medir la distancia a aquellos objetos que se consideraban candidatos a ser universos islas, y compararlos con el tamaño de la Vía Lactea para determinar si estaban contenidos en ésta o no.

El método habitual para medir las distancias era el del paralaje, con él se habían medido las primeras distancias a otras estrellas. Pero para grandes distancias los paralajes son muy pequeños, y el error que se introducía era demasiado grande, por lo que el paralaje no resultaba un método fiable para medir distancias mayores de unos 100 años luz. Teniendo la Vía Lactea un diámetro de unos 100.000 años luz, el paralaje resulta claramente inadecuado para medir la distancia a un objeto que pudiera estar fuera de ésta. Era necesario desarrollar otro método que sirviese para medir mayores distancias.

Este método se obtuvo a partir de un fenómeno presente en determinadas estrellas. Cuando vemos las estrellas en el cielo solemos pensar que su brillo, al igual que el del Sol, permanece constante, y en muchos casos es así, pero también hay estrellas cuyo brillo varía, a estas estrellas se las denomina estrellas variables. Hay varios tipos de estrellas variables, y uno de ellos es el de las estrellas cefeidas. Estas estrellas varían de brillo por la propia naturaleza de estas estrellas. Las cuales sufren un ciclo de expansión y contracción durante el que liberan energía que se traduce en cambios de su luminosidad. Esto en principio no parece que tenga nada que ver con la medición de las distancias estelares, pero lo tiene, y se descubrió gracias a un nuevo invento, y al tesón y dotes de observación de una mujer.

El invento fue la fotografía, que con el tiempo, y al igual que el telescopio, se terminó aplicando también a la Astronomía. Supuso también un gran avance, ya que permitía fijar de manera objetiva las observaciones del firmamento.

En 1877 se nombra a Edward Pickering director del Harvard College Observatory. Pickering inició un programa de catalogación de estrellas usando la fotografía. Este programa requería la intervención de un grupo de personas que registrasen la luminosidad y posición de miles de estrellas recogidas en medio millón de placas fotográficas del cielo nocturno. Era un trabajo tedioso que requería minuciosidad, y Pickering terminó recurriendo a mujeres para formar el grupo, las cuales resultaron mejores para esta tarea.

En este grupo acabó participando una mujer, Henrietta Leavitt que se interesó por las cefeidas. Quiso comprender las razones por las que éstas cambiaban de brillo, y para esto sólo disponía de los datos de brillo y periodo de las cefeidas. Se preguntaba si existía alguna relación entre ambos datos. Con el brillo había un problema, el brillo que percibimos de una estrella no es su brillo absoluto, es el aparente, ya que la distancia a la que se encuentra la estrella influye en la cantidad de brillo que nos llega, esto le impedía encontrar ninguna relación entre el brillo y el periodo.

Ya que no disponía de datos de distancia a estrellas cefeidas, se planteó una alternativa, usar un grupo de cefeidas que se encontrasen a una distancia similar, para que la diferencia entre el brillo absoluto y aparente fuese similar para todas ellas. Para conseguir esto supuso que las cefeidas que pudiese haber en un objeto con la Pequeña Nube de Magallanes, estarían todas a una distancia similar de nosotros. Esta suposición resultó ser acertada, y le permitió comprobar que existía una relación entre el periodo y el brillo de las cefeidas. Cuanto mayor era el brillo de la cefeida, mayor era el periodo entre los máximos de brillo de la cefeida.

Para aprovechar el resultado anterior y usarlo como método para medir distancias, sólo era necesario conocer la distancia a una cefeida, algo que consiguieron medir los astrónomos Harlow Shapley y Ejnar Hertzsprung. Una vez conocida la distancia a una cefeida pudieron obtener su brillo absoluto y asociarlo su periodo, con esto se completaba el método para medir la distancia a una variable cefeida. De forma breve, el método es el siguiente, se mide la variabilidad de la cefeida, lo que nos da su brillo absoluto, posteriormente se compara el brillo absoluto con el aparente, la diferencia obtenida nos indica la distancia a la que se encuentra la cefeida.

Todos los avances que se han citado fueron aprovechado por el astrónomo Edwin Hubble para poner fin al debate sobre la existencia de los universos isla. Utilizó el telescopio Hooker de 100″ del Monte Wilson, el mayor telescopio del momento, también la fotografía para registrar las observaciones, y por último, el método de las cefeidas, para medir la distancia que nos separaba de la hasta entonces conocida como nebulosa de Andrómeda.

El 5 de octubre de 1923, Edwin Hubble fotografió una zona de la nebulosa de Andrómeda. Cuando estudió la placa observó lo que parecía una nova. Para confirmar esto, Hubble volvió a fotografiar la zona en los días siguientes, esto le permitió confirmar el hallazgo y descubrir otras dos novas. Posteriormente, Hubble comparó estas placas con otras más antiguas de la misma zona, lo que le permitió confirmar dos de las novas, e identificar la tercera como una cefeida, algo mucho más relevante que las propias novas, encontrar una cefeida suponía poder medir la distancia a la nebulosa de Andrómeda. En la placa fotográfica tachó la N de nova y puso una V de variable, a esta estrellas se la terminó conociendo como V1.

Cuando Hubble hizo el cálculo de la distancia a esta cefeida, obtuvo una valor de 900.000 años luz, inferior a la distancia estimada actualmente de 2.500.000 de años luz, pero en cualquier caso, muy superior a los 100.000 años luz de la Vía Lactea, lo que le permitió demostrar que la nebulosa de Andrómeda era en realidad una galaxia como la Vía Lactea, una entre miles de millones que pueblan el Universo.

La cefeida V1 vista por el telescopio Hubble

Ahora el telescopio Hubble, que toma su nombre del brillante astrónomo ha fotografiado a V1, y nos muestra su ubicación en la galaxia, así como el cambio de brillo que experimenta con el paso del tiempo. Unas imágenes que rememoran el gran descubrimiento de Edwin Hubble, y el cambio que supuso en nuestra concepción del cosmos.