Henrietta Swan Leavitt - Leyó las estrellas
Existen (hasta la fecha) tres maneras de medir el espacio celestial (Las Estrellas):
- Lineal (como lo ven tus ojos desde la tierra)
- Cúbica (como lo miden los astrónomos)
- Paralaje (como lo descubrió una sorda - Henriettta Swan Leavitt)
Es muy obvio considerar como seres humanos intentar saber cuál puede ser la distancia que existe entre la Tierra y uno de los tantos objetos que cohabitan en el universo. Los primeros intentos que se hicieron para medir las distancias que nos separan de algunas de las estrellas que adornan nuestro cielo nocturno datan del año 1838, cuando Friedrich Bessel , Thomas Henderson y Friedrich von Struve procedieron ha hacer las primeras mediciones sobre la distancia que existe entre la Tierra y las estrellas 61 Cygni, Alpha Centauro y Vega respectivamente. Luego, en el año 1900, los astrónomos emplearon el método de la paralaje con el objeto de medir las distancias aproximadas a no más de un centenar de estrellas. Debido a que la atmósfera terrestre refracta los rayos de luz que la atraviesan, difuminando por ende la imagen de las estrellas, los mejores telescopios empotrados en la Tierra, aun hoy en día, permiten medir con precisión las paralajes de las estrellas más brillantes y cifrarlos en sólo unos 300 años luz, una distancia minúscula en el contexto de nuestra galaxia. La posibilidad de una ampliación considerable de dicho alcance no se produjo hasta mediados los años cincuenta del siglo XX cuando por fin pudieron situarse telescopios allende la atmósfera terrestre. A principios de los noventa del pasado siglo los astrónomos disponían de paralajes razonablemente precisos para una cantidad cercana a las 10.000 estrellas. En 1989 la Agencia Espacial Europea puso en órbita el satélite Hipparcos (High Precision Parallax Collecting Satellite). El Hipparcos todavía mide paralajes desde su posición sobre la línea de la base que proporciona la órbita terrestre, pero es capaz de medirlas en distancias varias veces superiores a las obtenidas mediante telescopios terrestres. A mediados de la década de los noventa, el Hipparcos había incrementado el catálogo de las distancias medidas con exactitud hasta alcanzar una cifra aproximada de 120.000 estrellas. Antes de su construcción, no existía mejor manera para determinar con exactitud la distancia al grupo de estrellas más cercano, las Híadas, que el viejo «método de los grupos de estrellas móviles». Con el Hipparcos su paralaje era posible medirlo directamente.
Cuando hablamos del término astronómico de paralaje –de la palabra griega que significa «cambios»– nos estamos refiriendo a la forma en que parece cambiar la posición de una estrella cercana contra el fondo inmóvil de las estrellas muy distantes mientras la Tierra órbita alrededor del Sol. Mediante simple trigonometría, este cambio puede ser usado para calcular la distancia de la estrella que es sometida a tal medición.
En el ejemplo esquemático que insertamos a la izquierda, la estrella se fotografía durante el mes de abril y luego seis meses más tarde, cuando la Tierra ha realizado ya la mitad de su recorrido de traslación alrededor del Sol. El movimiento aparente de la estrella contra el fondo celeste se mide en la fotografía como si fuese un ángulo, aunque en la figura ha sido exagerado. Partir por la mitad esta medida proporciona un ángulo de un triángulo rectángulo (rojo) que tiene la estrella, el Sol y la Tierra en sus vértices. Puesto que conocemos la distancia del Sol a la Tierra, y conociendo la línea de base (el diámetro de la órbita terrestre) el lado del triángulo que representa la distancia de la estrella a la Tierra puede determinarse con una relativa facilidad. Con instrumentos empotrados en la superficie de nuestro planeta, la técnica, como lo mencionamos anteriormente, es bastante confiable hasta unos 300 años luz.
Para que comprendamos mejor esto de la paralaje, existe un modo bastante sencillo: basta con tener el dedo índice de la mano recto delante de los ojos y cerrar alternativamente una vez el ojo derecho y otra el izquierdo; se tendrá entonces la neta sensación de que nuestro dedo se desplaza con respecto a los objetos que están en el fondo.
Ese fenómeno, no difiere en absoluto cuando medimos, como lo describimos ya, la posición de una estrella cercana en dos momentos del año con una diferencia de seis meses, es decir, cuando la Tierra se halla en los dos extremos opuestos de su órbita.
Ahora bien, desde una perspectiva histórica, uno de los avances más importantes en el terreno de las mediciones cósmicas fue el hallazgo de que las variables cefeidas podían emplearse como «candelas estándares», calibradores de la distancia para realizar mediciones que escapaban al alcance de la paralaje. En efecto, una de las tantas mujeres poco reconocidas del llamado «harén de Pickering» del Observatorio de Harvard Colleger, Henrietta Swan Leavitt, fue la que en el año 1908, fue la que sentó las bases de este revolucionario método de medición de las distancias estelares.
Leavitt, hija de un ministro de la iglesia congregacional, era sorda y de modales reservados. También era inconfundiblemente lista. Mientras asistía al que se convertiría en el Radcliffe College, empezó a interesarse en la astronomía y, tras graduarse en 1892, se unió al observatorio del Harvard College como ayudante voluntaria de investigación. En 1902 ocupó un puesto permanente, y pronto ascendió hasta convertirse en jefa de un departamento especializado en medir el brillo —o magnitud— de las estrellas según quedaba registrado en las placas fotográficas. (La escala de magnitudes, como ya lo hemos mencionado anteriormente, está diseñada para permitir a los astrónomos comparar fácilmente estrellas de diferente brillo.)
(Opino que el hecho de ser sorda la hizo más intuitiva y de hecho mejor observadora de los fenómenos celestiales)
Su trabajo se centró en una serie de placas obtenidas a lo largo de un período de varios años por un telescopio de sesenta centímetros que Harvard tenía en las montañas de Perú. Las placas mostraban un enjambre de estrellas familiares a los observadores del hemisferio sur, en la conocida Pequeña Nube de Magallanes. Leavitt observó en la nube numerosos ejemplos de un tipo de estrella pulsante conocido como variable cefeida, llamada así porque la primera de esas luciérnagas cósmicas en ser identificada fue la estrella Delta de Cefeo, en la constelación del mismo nombre. Por razones aún no completamente comprendidas, las variables cefeidas se expanden y contraen con regularidad; como resultado de ello, brillan intensamente, luego se apagan, luego vuelven a brillar cuando se repite el ciclo. El período de una variable cefeida, o ciclo temporal, puede ser tan corto como un día o tan largo como varios meses. Sea cual sea el ritmo, en general persiste con una constancia metronómica, exacta hasta el orden de uno o dos minutos.
Henrietta Swan Leavitt
(1868-1921)
En 1908 Leavitt había compilado una lista de más de un millar de tales variables en la Pequeña Nube de Magallanes. Dieciséis de ellas aparecían en suficientes placas fotográficas distintas como para permitirle determinar sus períodos. Tras estudiarlas con detalle, observó un rasgo curioso: cuantos más largos eran los períodos, más brillantes las estrellas. En 1912, tras ampliar su examen a un total de veinticinco cefeidas, publicó un artículo que mostraba que el período de las cefeidas y su brillo observado —«luminosidad foto-gráfica», lo llamó ella— estaban conectados matemáticamente: un período, o ritmo de pulsación, determinado estaba siempre asociado con un determinado brillo máximo en las placas fotográficas. Todas las cefeidas encajaban en una escala única, un gráfico que definía una clara relación entre período y luminosidad.
El descubrimiento de esta relación fue un momento que hizo época en astronomía. Ofrecía una forma de evitar el frustrante hecho de que —como William Herschel había comprobado un siglo antes— el brillo observado, o magnitud aparente, de una estrella no podía indicar por sí mismo la distancia porque es un producto tanto de la emisión real de luz como de la distancia que viaja esa luz antes de alcanzar la Tierra. (El efecto reductor de la distancia está gobernado por la ley conocida como la del cuadrado inverso: Una estrella, como cualquier otra fuente de luz, mostrará sólo una cuarta parte de su brillo si se dobla su distancia al observador, una dieciseisava si la distancia se cuadruplica, una sesenta y cuatro parte si la distancia se multiplica por ocho.)
Leavitt había relacionado la magnitud aparente de las estrellas variables con una medición que no resulta influenciada, o no dependía, de la distancia de la estrella: el ritmo al que cambia su brillo. Con esto había efectuado una conexión vital entre el período de las estrellas y su aún desconocida magnitud absoluta, su luminosidad real. «Puesto que las variables se hallan probablemente a casi la misma distancia de la Tierra –escribió–, sus períodos están aparentemente asociados a su emisión real de luz.»
Esto era así, dado el hecho de que todas las estrellas que cohabitan en la Pequeña Nube de Magallanes pertenecen con claridad a la misma remota estructura celeste. Por lo tanto, se hallan a igual distancia de la Tierra.
Claro está, que en el descubrimiento de Leavitt, cuando se trata de establecer las distancias absolutas, antes que conocer cómo la distancia a una estrella se relaciona con la distancia a otra, implica un peldaño en la escala de las distancias que depende de la existencia de cefeidas lo suficientemente cercanas para medir directamente su distancia por medio de la paralaje. De no existir alguna, antes de contar con el concurso de satélites como el Hipparcos, se recurría a mediciones de distancia concurriendo a alguna versión de la paralaje estadística, lo que implicaba que el peldaño de las cefeidas constituía un recurso poco fiable al no contarse con una de ellas que estuviese ubicada en las proximidades. Por ello, la ubicación de satélites fuera de la atmósfera de la Tierra, como el caso del Hipparcos, fue un importante paso que se dio en esta materia. Desde entonces, se ha logrado determinar directamente las paralajes correspondientes a unas cuantas cefeidas. Se cuestiona, empero, la fiabilidad de estas mediciones, pero los astrónomos confían que estas incertidumbres serán resueltas con el proyecto conocido como Space Interferometry Misión (Misión de Interferometría Espacial) que se halla en desarrollo en la actualidad.
Aunque ya anteriormente algo hemos descrito sobre los estudios que han venido realizando los científicos de la física de las estrellas, no está demás recordar aquí que los astros estelares convierten el hidrógeno que almacenan en helio consumiendo así su combustible, sus masas, sus temperaturas, sus ciclos vitales, sus espectros, la manera en que se afectan mutuamente en agrupaciones binarias y ternarias, los motivos que propician la segregación de algunas de ellas, así como las vibraciones que indican la existencia de exoplanetas orbitando alrededor de una estrella. En estos días muchos escolares que han sido motivados por sus profesores a observar el cielo y que tararean la canción «Centellea, centellea, estrellita. Cuánto quisiera saber qué eres» ansían una explicación extraordinariamente larga y compleja. Así y todo, este floreciente conocimiento acerca de las estrellas en absoluto amenaza la relevancia de las cefeidas. Constituyen la mejor referencia para el establecimiento de las distancias absolutas en buena parte del universo. Las cefeidas que primeramente estudió Leavitt fueron las mencionadas en la Nubes de Magallanes, ubicadas a unos 169.000 años luz de distancia. Con los modernos telescopios instalados en la Tierra los astrónomos detectan cefeidas en galaxias situadas a una distancia de 15 millones de años luz. Con el telescopio espacial Hubble, el observatorio puesto en órbita por la NASA y que funcionó a pleno rendimiento tras su reparación en diciembre de 1993, los investigadores pueden estudiarlas en galaxias localizadas a 60 millones de años luz. El espejo del telescopio Hubble es más pequeño que los que incorporan muchos telescopios terrestres, aunque debido a que se encuentra instalado más allá de la engañosa atmósfera de la Tierra, concentra la luz proveniente de las estrellas produciendo imágenes harto más nítidas.
Las cefeidas fueron sólo uno de los tipos de estrellas que lograron identificar los astrónomos entre una muestra creciente cuyas distancias podían medir o estimar mediante diversas técnicas de paralaje. Otra de las categorías más valiosas son las estrellas RR Lyrae, que poseen idéntica magnitud absoluta promediada y determinada a partir del estudio del brillo variable de cada estrella.
Por otra parte, y como ya lo estudiamos anteriormente, el examen de los espectros de las estrellas ha probado ser uno de los modos más eficaces para recabar conocimientos acerca de ellas. En décadas pasadas los astrónomos perseveraron en el estudio del espectro de millares de estrellas cuyas distancias se conocen tras la aplicación de varios métodos de medición. A partir del descubrimiento de Hertzsprung, según el cual para estrellas con espectros de cualquier tipo existe correlación entre la anchura de las líneas espectrales y la magnitud absoluta de la estrella, han cosechado gran éxito en la elaboración de tablas que proporcionan la magnitud absoluta para estrellas con cualquier combinación de línea espectral y amplitud de línea. Examinando las líneas espectrales de una estrella, se compruebe su magnitud absoluta que debería presentar y, así, es factible estimar su distancia. Este método recibe el nombre de paralaje espectroscópico, el cual lo estudiaremos en la siguiente sección con cierta profundidad. Su precisión depende fundamentalmente de la corrección de las distancias medidas para las estrellas empleadas en la confección de la tabla, pero los astrónomos aseveran que, en su mayor parte, se trata de un sistema altamente fiable. Nos referimos a un método que no sólo posibilita la medición de la distancia a cualquier estrella cuyo espectro pueda obtenerse, sino que al tiempo permite determinar la distancia a una nube de gas o de polvo interestelar en caso de que podamos detectar una estrella en ella y medir su distancia.
Vesto Melvin Slipher
(1875-1969)
Otra herramienta que, como la espectroscopia, fue heredada del siglo XIX y alcanzó su óptimo desempeño en el siglo XX es la desviación o desplazamiento Doppler. Cuando Vesto Melvin Slipher midió las desviaciones al rojo de las nebulosas en los años veinte, utilizó el telescopio de 60 cm instalado en el Lowell Observatory, uno de los más sofisticados de la época. Pero Slipher tuvo que dedicarse noche tras noche a su trabajo en el interior de la gélida cúpula que albergaba el telescopio, exponiendo cada fotografía entre 20 y 40 horas a fin de obtener espectros a partir de los cuales pudiera entonces medir las desviaciones. El equipo empleado por Edwin Hubble era sin duda mejor, aunque él y sus contemporáneos todavía tuvieron que exponer una placa fotográfica durante horas a la luz que atravesaba el telescopio para así registrar el diminuto espectro que precisaban a fin de estudiarlo y detectar sus líneas espectrales con una lente de aumento. Hoy la tarea de la detección de desviaciones al rojo concernientes a galaxias y quásares no requiere más que una exposición de varios minutos en telescopios equipados con dispositivos de carga acoplada (CCD), que incorporan unos circuitos integrados de silicio que convierten la luz procedente del cielo nocturno en imágenes digitalizadas. Un sistema controlado por ordenador posibilita el registro simultáneo e inmediato de los espectros correspondientes a varias galaxias.
La desviación al rojo supone una opción, y a menudo se erige en una herramienta necesaria para la medición de objetos o regiones muy distantes del universo, así como para el trazado de gran parte de los mapas a gran escala, que recurren casi en exclusiva al estudio de estas desviaciones. A mediados de siglo los astrónomos habían conseguido medir las desviaciones al rojo de cerca de 100 galaxias. En 1970 esa cifra había ascendido hasta alcanzar las 2.000. Hoy en día han podido catalogarse desviaciones al rojo para más de 100.000 galaxias, y la cuenta sigue en aumento. Existen varios proyectos en curso, tal como el Sloan Digital Sky Survey (Estudio Digital del Cielo Sloan), que se proponen recabar desviaciones al rojo para más de un millón de galaxias.
La desviación o desplazamiento hacia el rojo es, en la práctica, un velocímetro espectral. Como ya lo hemos estudiado, los cuerpos celestes irradian energía en un amplio abanico de longitudes de onda a lo largo del espectro electromagnético, incluido el estrecho segmento que comprende la luz visible (figura 02.08.05.04). Para los astrónomos, la luz tiene muchas cosas que decir, de las que no es la más pequeña la escrita por el llamado efecto Doppler (figura 02.08.05.05). Esta sencilla regla de la física afirma que la frecuencia observada de una onda luminosa resulta afectada por el movimiento relativo de la fuente y del observador, del mismo modo que el tono de una sirena cambia de más alto a más bajo cuando pasa por nuestro lado.
Como lo mencionamos anteriormente, el espectro estelar varía con la composición química. Cuando la luz generada dentro de una estrella cruza sus capas gaseosas externas, algunas longitudes de ondas son absorbidas por diversos gases, produciendo un esquema distintivo de líneas oscuras de absorción en las tonalidades irisadas del espectro (figura 02.08.05.06). El espectro de una galaxia muestra también estas líneas, puesto que es un compuesto de los espectros de sus miles de millones de estrellas. Debido al efecto Doppler, el movimiento de un objeto celeste hará que las líneas de absorción se desplacen de posición a lo largo del espectro. Estos desplazamientos son muy pequeños, y a menudo representan un cambio en la longitud de onda de sólo unas pocas millonésimas de milímetro. Pero comparando estas posiciones con las de un conjunto de líneas no desplazadas producidas en laboratorio, los astrónomos pueden averiguar dos hechos críticos: si el objeto se mueve hacia la Tierra o se aleja de ella, y lo rápido que viaja.
Fig. 04.07.05.05.- El espectro electromagnético está dividido en longitudes de onda. La porción visible va de las ondas más cortas del violeta a las ondas más largas del rojo (esquematizado arriba). Debido a que las ondas electromagnéticas se denominan en parte según como son generadas o detectadas, las divisiones del espectro pueden sobreponerse.
Fig. 02.08.05.05.- En la figura de arriba esquematizamos un ejemplo de efecto Doppler. En él, dos fuentes emiten ondas de luz de una determinada longitud de onda. La fuente que se acerca al observador (izquierda) comprime las ondas frente a ella, desplazando la longitud de onda observada hacia el lado más corto, o azul, del espectro. Puesto que la otra fuente se aleja del observador (derecha), el intervalo entre los pick de las ondas se alarga, desplazando la longitud de la onda observada hacia el rojo.
Fig. 02.08.05.06 (corrimiento o desplazamiento hacia el rojo).- Para un objeto inmóvil, la absorción de líneas para ciertos elementos químicos aparecen en una posición determinada del espectro (primera franja, arriba). (El ejemplo de líneas de absorción ha sido estilizado para una mayor claridad.) En un objeto que se aleja del observador (franja del centro), todas las longitudes de onda se estiran; partes normalmente visibles del espectro se pierden en el infrarrojo, y algo del ultravioleta normalmente invisible se desplaza hacia lo visible. Las líneas de absorción que aparecerían normalmente hacia el extremo azul se desplazan así hacia el rojo. El espectro de un objeto que se mueve hacia el observador se desplaza hacia el azul (franja de abajo).
Claro está, que las mediciones del corrimiento o desviación al rojo no es en modo alguno infalible. La luz que procede de un objeto y es desviada al rojo nos está indicando con que rapidez dicho objeto se está alejando de la Tierra, proporcionándonos, además, baremos para efectuar comparaciones de distancias de objetos que se hallan muy lejos desde nuestra calidad de observadores terrestres. El problema está, que no todo se aleja directamente de los demás cuerpos como resultado del movimiento expansivo del universo (al igual que las pasas de la hogaza de un pan de pascua que se hincha) ya que confluyen otros movimientos. Por ello, en la mentalidad de un científico siempre debe estar presente que la realidad no es tan simple.
- Lineal (como lo ven tus ojos desde la tierra)
- Cúbica (como lo miden los astrónomos)
- Paralaje (como lo descubrió una sorda - Henriettta Swan Leavitt)
Es muy obvio considerar como seres humanos intentar saber cuál puede ser la distancia que existe entre la Tierra y uno de los tantos objetos que cohabitan en el universo. Los primeros intentos que se hicieron para medir las distancias que nos separan de algunas de las estrellas que adornan nuestro cielo nocturno datan del año 1838, cuando Friedrich Bessel , Thomas Henderson y Friedrich von Struve procedieron ha hacer las primeras mediciones sobre la distancia que existe entre la Tierra y las estrellas 61 Cygni, Alpha Centauro y Vega respectivamente. Luego, en el año 1900, los astrónomos emplearon el método de la paralaje con el objeto de medir las distancias aproximadas a no más de un centenar de estrellas. Debido a que la atmósfera terrestre refracta los rayos de luz que la atraviesan, difuminando por ende la imagen de las estrellas, los mejores telescopios empotrados en la Tierra, aun hoy en día, permiten medir con precisión las paralajes de las estrellas más brillantes y cifrarlos en sólo unos 300 años luz, una distancia minúscula en el contexto de nuestra galaxia. La posibilidad de una ampliación considerable de dicho alcance no se produjo hasta mediados los años cincuenta del siglo XX cuando por fin pudieron situarse telescopios allende la atmósfera terrestre. A principios de los noventa del pasado siglo los astrónomos disponían de paralajes razonablemente precisos para una cantidad cercana a las 10.000 estrellas. En 1989 la Agencia Espacial Europea puso en órbita el satélite Hipparcos (High Precision Parallax Collecting Satellite). El Hipparcos todavía mide paralajes desde su posición sobre la línea de la base que proporciona la órbita terrestre, pero es capaz de medirlas en distancias varias veces superiores a las obtenidas mediante telescopios terrestres. A mediados de la década de los noventa, el Hipparcos había incrementado el catálogo de las distancias medidas con exactitud hasta alcanzar una cifra aproximada de 120.000 estrellas. Antes de su construcción, no existía mejor manera para determinar con exactitud la distancia al grupo de estrellas más cercano, las Híadas, que el viejo «método de los grupos de estrellas móviles». Con el Hipparcos su paralaje era posible medirlo directamente.
Cuando hablamos del término astronómico de paralaje –de la palabra griega que significa «cambios»– nos estamos refiriendo a la forma en que parece cambiar la posición de una estrella cercana contra el fondo inmóvil de las estrellas muy distantes mientras la Tierra órbita alrededor del Sol. Mediante simple trigonometría, este cambio puede ser usado para calcular la distancia de la estrella que es sometida a tal medición.
En el ejemplo esquemático que insertamos a la izquierda, la estrella se fotografía durante el mes de abril y luego seis meses más tarde, cuando la Tierra ha realizado ya la mitad de su recorrido de traslación alrededor del Sol. El movimiento aparente de la estrella contra el fondo celeste se mide en la fotografía como si fuese un ángulo, aunque en la figura ha sido exagerado. Partir por la mitad esta medida proporciona un ángulo de un triángulo rectángulo (rojo) que tiene la estrella, el Sol y la Tierra en sus vértices. Puesto que conocemos la distancia del Sol a la Tierra, y conociendo la línea de base (el diámetro de la órbita terrestre) el lado del triángulo que representa la distancia de la estrella a la Tierra puede determinarse con una relativa facilidad. Con instrumentos empotrados en la superficie de nuestro planeta, la técnica, como lo mencionamos anteriormente, es bastante confiable hasta unos 300 años luz.
Para que comprendamos mejor esto de la paralaje, existe un modo bastante sencillo: basta con tener el dedo índice de la mano recto delante de los ojos y cerrar alternativamente una vez el ojo derecho y otra el izquierdo; se tendrá entonces la neta sensación de que nuestro dedo se desplaza con respecto a los objetos que están en el fondo.
Ese fenómeno, no difiere en absoluto cuando medimos, como lo describimos ya, la posición de una estrella cercana en dos momentos del año con una diferencia de seis meses, es decir, cuando la Tierra se halla en los dos extremos opuestos de su órbita.
Ahora bien, desde una perspectiva histórica, uno de los avances más importantes en el terreno de las mediciones cósmicas fue el hallazgo de que las variables cefeidas podían emplearse como «candelas estándares», calibradores de la distancia para realizar mediciones que escapaban al alcance de la paralaje. En efecto, una de las tantas mujeres poco reconocidas del llamado «harén de Pickering» del Observatorio de Harvard Colleger, Henrietta Swan Leavitt, fue la que en el año 1908, fue la que sentó las bases de este revolucionario método de medición de las distancias estelares.
Leavitt, hija de un ministro de la iglesia congregacional, era sorda y de modales reservados. También era inconfundiblemente lista. Mientras asistía al que se convertiría en el Radcliffe College, empezó a interesarse en la astronomía y, tras graduarse en 1892, se unió al observatorio del Harvard College como ayudante voluntaria de investigación. En 1902 ocupó un puesto permanente, y pronto ascendió hasta convertirse en jefa de un departamento especializado en medir el brillo —o magnitud— de las estrellas según quedaba registrado en las placas fotográficas. (La escala de magnitudes, como ya lo hemos mencionado anteriormente, está diseñada para permitir a los astrónomos comparar fácilmente estrellas de diferente brillo.)
(Opino que el hecho de ser sorda la hizo más intuitiva y de hecho mejor observadora de los fenómenos celestiales)
Su trabajo se centró en una serie de placas obtenidas a lo largo de un período de varios años por un telescopio de sesenta centímetros que Harvard tenía en las montañas de Perú. Las placas mostraban un enjambre de estrellas familiares a los observadores del hemisferio sur, en la conocida Pequeña Nube de Magallanes. Leavitt observó en la nube numerosos ejemplos de un tipo de estrella pulsante conocido como variable cefeida, llamada así porque la primera de esas luciérnagas cósmicas en ser identificada fue la estrella Delta de Cefeo, en la constelación del mismo nombre. Por razones aún no completamente comprendidas, las variables cefeidas se expanden y contraen con regularidad; como resultado de ello, brillan intensamente, luego se apagan, luego vuelven a brillar cuando se repite el ciclo. El período de una variable cefeida, o ciclo temporal, puede ser tan corto como un día o tan largo como varios meses. Sea cual sea el ritmo, en general persiste con una constancia metronómica, exacta hasta el orden de uno o dos minutos.
Henrietta Swan Leavitt
(1868-1921)
En 1908 Leavitt había compilado una lista de más de un millar de tales variables en la Pequeña Nube de Magallanes. Dieciséis de ellas aparecían en suficientes placas fotográficas distintas como para permitirle determinar sus períodos. Tras estudiarlas con detalle, observó un rasgo curioso: cuantos más largos eran los períodos, más brillantes las estrellas. En 1912, tras ampliar su examen a un total de veinticinco cefeidas, publicó un artículo que mostraba que el período de las cefeidas y su brillo observado —«luminosidad foto-gráfica», lo llamó ella— estaban conectados matemáticamente: un período, o ritmo de pulsación, determinado estaba siempre asociado con un determinado brillo máximo en las placas fotográficas. Todas las cefeidas encajaban en una escala única, un gráfico que definía una clara relación entre período y luminosidad.
El descubrimiento de esta relación fue un momento que hizo época en astronomía. Ofrecía una forma de evitar el frustrante hecho de que —como William Herschel había comprobado un siglo antes— el brillo observado, o magnitud aparente, de una estrella no podía indicar por sí mismo la distancia porque es un producto tanto de la emisión real de luz como de la distancia que viaja esa luz antes de alcanzar la Tierra. (El efecto reductor de la distancia está gobernado por la ley conocida como la del cuadrado inverso: Una estrella, como cualquier otra fuente de luz, mostrará sólo una cuarta parte de su brillo si se dobla su distancia al observador, una dieciseisava si la distancia se cuadruplica, una sesenta y cuatro parte si la distancia se multiplica por ocho.)
Leavitt había relacionado la magnitud aparente de las estrellas variables con una medición que no resulta influenciada, o no dependía, de la distancia de la estrella: el ritmo al que cambia su brillo. Con esto había efectuado una conexión vital entre el período de las estrellas y su aún desconocida magnitud absoluta, su luminosidad real. «Puesto que las variables se hallan probablemente a casi la misma distancia de la Tierra –escribió–, sus períodos están aparentemente asociados a su emisión real de luz.»
Esto era así, dado el hecho de que todas las estrellas que cohabitan en la Pequeña Nube de Magallanes pertenecen con claridad a la misma remota estructura celeste. Por lo tanto, se hallan a igual distancia de la Tierra.
Claro está, que en el descubrimiento de Leavitt, cuando se trata de establecer las distancias absolutas, antes que conocer cómo la distancia a una estrella se relaciona con la distancia a otra, implica un peldaño en la escala de las distancias que depende de la existencia de cefeidas lo suficientemente cercanas para medir directamente su distancia por medio de la paralaje. De no existir alguna, antes de contar con el concurso de satélites como el Hipparcos, se recurría a mediciones de distancia concurriendo a alguna versión de la paralaje estadística, lo que implicaba que el peldaño de las cefeidas constituía un recurso poco fiable al no contarse con una de ellas que estuviese ubicada en las proximidades. Por ello, la ubicación de satélites fuera de la atmósfera de la Tierra, como el caso del Hipparcos, fue un importante paso que se dio en esta materia. Desde entonces, se ha logrado determinar directamente las paralajes correspondientes a unas cuantas cefeidas. Se cuestiona, empero, la fiabilidad de estas mediciones, pero los astrónomos confían que estas incertidumbres serán resueltas con el proyecto conocido como Space Interferometry Misión (Misión de Interferometría Espacial) que se halla en desarrollo en la actualidad.
Aunque ya anteriormente algo hemos descrito sobre los estudios que han venido realizando los científicos de la física de las estrellas, no está demás recordar aquí que los astros estelares convierten el hidrógeno que almacenan en helio consumiendo así su combustible, sus masas, sus temperaturas, sus ciclos vitales, sus espectros, la manera en que se afectan mutuamente en agrupaciones binarias y ternarias, los motivos que propician la segregación de algunas de ellas, así como las vibraciones que indican la existencia de exoplanetas orbitando alrededor de una estrella. En estos días muchos escolares que han sido motivados por sus profesores a observar el cielo y que tararean la canción «Centellea, centellea, estrellita. Cuánto quisiera saber qué eres» ansían una explicación extraordinariamente larga y compleja. Así y todo, este floreciente conocimiento acerca de las estrellas en absoluto amenaza la relevancia de las cefeidas. Constituyen la mejor referencia para el establecimiento de las distancias absolutas en buena parte del universo. Las cefeidas que primeramente estudió Leavitt fueron las mencionadas en la Nubes de Magallanes, ubicadas a unos 169.000 años luz de distancia. Con los modernos telescopios instalados en la Tierra los astrónomos detectan cefeidas en galaxias situadas a una distancia de 15 millones de años luz. Con el telescopio espacial Hubble, el observatorio puesto en órbita por la NASA y que funcionó a pleno rendimiento tras su reparación en diciembre de 1993, los investigadores pueden estudiarlas en galaxias localizadas a 60 millones de años luz. El espejo del telescopio Hubble es más pequeño que los que incorporan muchos telescopios terrestres, aunque debido a que se encuentra instalado más allá de la engañosa atmósfera de la Tierra, concentra la luz proveniente de las estrellas produciendo imágenes harto más nítidas.
Las cefeidas fueron sólo uno de los tipos de estrellas que lograron identificar los astrónomos entre una muestra creciente cuyas distancias podían medir o estimar mediante diversas técnicas de paralaje. Otra de las categorías más valiosas son las estrellas RR Lyrae, que poseen idéntica magnitud absoluta promediada y determinada a partir del estudio del brillo variable de cada estrella.
Por otra parte, y como ya lo estudiamos anteriormente, el examen de los espectros de las estrellas ha probado ser uno de los modos más eficaces para recabar conocimientos acerca de ellas. En décadas pasadas los astrónomos perseveraron en el estudio del espectro de millares de estrellas cuyas distancias se conocen tras la aplicación de varios métodos de medición. A partir del descubrimiento de Hertzsprung, según el cual para estrellas con espectros de cualquier tipo existe correlación entre la anchura de las líneas espectrales y la magnitud absoluta de la estrella, han cosechado gran éxito en la elaboración de tablas que proporcionan la magnitud absoluta para estrellas con cualquier combinación de línea espectral y amplitud de línea. Examinando las líneas espectrales de una estrella, se compruebe su magnitud absoluta que debería presentar y, así, es factible estimar su distancia. Este método recibe el nombre de paralaje espectroscópico, el cual lo estudiaremos en la siguiente sección con cierta profundidad. Su precisión depende fundamentalmente de la corrección de las distancias medidas para las estrellas empleadas en la confección de la tabla, pero los astrónomos aseveran que, en su mayor parte, se trata de un sistema altamente fiable. Nos referimos a un método que no sólo posibilita la medición de la distancia a cualquier estrella cuyo espectro pueda obtenerse, sino que al tiempo permite determinar la distancia a una nube de gas o de polvo interestelar en caso de que podamos detectar una estrella en ella y medir su distancia.
Vesto Melvin Slipher
(1875-1969)
Otra herramienta que, como la espectroscopia, fue heredada del siglo XIX y alcanzó su óptimo desempeño en el siglo XX es la desviación o desplazamiento Doppler. Cuando Vesto Melvin Slipher midió las desviaciones al rojo de las nebulosas en los años veinte, utilizó el telescopio de 60 cm instalado en el Lowell Observatory, uno de los más sofisticados de la época. Pero Slipher tuvo que dedicarse noche tras noche a su trabajo en el interior de la gélida cúpula que albergaba el telescopio, exponiendo cada fotografía entre 20 y 40 horas a fin de obtener espectros a partir de los cuales pudiera entonces medir las desviaciones. El equipo empleado por Edwin Hubble era sin duda mejor, aunque él y sus contemporáneos todavía tuvieron que exponer una placa fotográfica durante horas a la luz que atravesaba el telescopio para así registrar el diminuto espectro que precisaban a fin de estudiarlo y detectar sus líneas espectrales con una lente de aumento. Hoy la tarea de la detección de desviaciones al rojo concernientes a galaxias y quásares no requiere más que una exposición de varios minutos en telescopios equipados con dispositivos de carga acoplada (CCD), que incorporan unos circuitos integrados de silicio que convierten la luz procedente del cielo nocturno en imágenes digitalizadas. Un sistema controlado por ordenador posibilita el registro simultáneo e inmediato de los espectros correspondientes a varias galaxias.
La desviación al rojo supone una opción, y a menudo se erige en una herramienta necesaria para la medición de objetos o regiones muy distantes del universo, así como para el trazado de gran parte de los mapas a gran escala, que recurren casi en exclusiva al estudio de estas desviaciones. A mediados de siglo los astrónomos habían conseguido medir las desviaciones al rojo de cerca de 100 galaxias. En 1970 esa cifra había ascendido hasta alcanzar las 2.000. Hoy en día han podido catalogarse desviaciones al rojo para más de 100.000 galaxias, y la cuenta sigue en aumento. Existen varios proyectos en curso, tal como el Sloan Digital Sky Survey (Estudio Digital del Cielo Sloan), que se proponen recabar desviaciones al rojo para más de un millón de galaxias.
La desviación o desplazamiento hacia el rojo es, en la práctica, un velocímetro espectral. Como ya lo hemos estudiado, los cuerpos celestes irradian energía en un amplio abanico de longitudes de onda a lo largo del espectro electromagnético, incluido el estrecho segmento que comprende la luz visible (figura 02.08.05.04). Para los astrónomos, la luz tiene muchas cosas que decir, de las que no es la más pequeña la escrita por el llamado efecto Doppler (figura 02.08.05.05). Esta sencilla regla de la física afirma que la frecuencia observada de una onda luminosa resulta afectada por el movimiento relativo de la fuente y del observador, del mismo modo que el tono de una sirena cambia de más alto a más bajo cuando pasa por nuestro lado.
Como lo mencionamos anteriormente, el espectro estelar varía con la composición química. Cuando la luz generada dentro de una estrella cruza sus capas gaseosas externas, algunas longitudes de ondas son absorbidas por diversos gases, produciendo un esquema distintivo de líneas oscuras de absorción en las tonalidades irisadas del espectro (figura 02.08.05.06). El espectro de una galaxia muestra también estas líneas, puesto que es un compuesto de los espectros de sus miles de millones de estrellas. Debido al efecto Doppler, el movimiento de un objeto celeste hará que las líneas de absorción se desplacen de posición a lo largo del espectro. Estos desplazamientos son muy pequeños, y a menudo representan un cambio en la longitud de onda de sólo unas pocas millonésimas de milímetro. Pero comparando estas posiciones con las de un conjunto de líneas no desplazadas producidas en laboratorio, los astrónomos pueden averiguar dos hechos críticos: si el objeto se mueve hacia la Tierra o se aleja de ella, y lo rápido que viaja.
Fig. 04.07.05.05.- El espectro electromagnético está dividido en longitudes de onda. La porción visible va de las ondas más cortas del violeta a las ondas más largas del rojo (esquematizado arriba). Debido a que las ondas electromagnéticas se denominan en parte según como son generadas o detectadas, las divisiones del espectro pueden sobreponerse.
Fig. 02.08.05.05.- En la figura de arriba esquematizamos un ejemplo de efecto Doppler. En él, dos fuentes emiten ondas de luz de una determinada longitud de onda. La fuente que se acerca al observador (izquierda) comprime las ondas frente a ella, desplazando la longitud de onda observada hacia el lado más corto, o azul, del espectro. Puesto que la otra fuente se aleja del observador (derecha), el intervalo entre los pick de las ondas se alarga, desplazando la longitud de la onda observada hacia el rojo.
Fig. 02.08.05.06 (corrimiento o desplazamiento hacia el rojo).- Para un objeto inmóvil, la absorción de líneas para ciertos elementos químicos aparecen en una posición determinada del espectro (primera franja, arriba). (El ejemplo de líneas de absorción ha sido estilizado para una mayor claridad.) En un objeto que se aleja del observador (franja del centro), todas las longitudes de onda se estiran; partes normalmente visibles del espectro se pierden en el infrarrojo, y algo del ultravioleta normalmente invisible se desplaza hacia lo visible. Las líneas de absorción que aparecerían normalmente hacia el extremo azul se desplazan así hacia el rojo. El espectro de un objeto que se mueve hacia el observador se desplaza hacia el azul (franja de abajo).
Claro está, que las mediciones del corrimiento o desviación al rojo no es en modo alguno infalible. La luz que procede de un objeto y es desviada al rojo nos está indicando con que rapidez dicho objeto se está alejando de la Tierra, proporcionándonos, además, baremos para efectuar comparaciones de distancias de objetos que se hallan muy lejos desde nuestra calidad de observadores terrestres. El problema está, que no todo se aleja directamente de los demás cuerpos como resultado del movimiento expansivo del universo (al igual que las pasas de la hogaza de un pan de pascua que se hincha) ya que confluyen otros movimientos. Por ello, en la mentalidad de un científico siempre debe estar presente que la realidad no es tan simple.
Etiquetas: ASTRONOMIA
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