IX. EL SURGIMIENTO DE LA ASTROFÍSICA

A PESAR de la considerable actividad desarrollada por el creciente número de astrónomos y físicos que durante el siglo XIX buscaron determinar en forma definitiva la estructura cósmica, sus trabajos no pudieron establecer una diferenciación clara entre lo que era nuestro sistema estelar y lo que formaba al resto del Universo. Sin embargo, sus investigaciones sí generaron valiosos debates acerca de temas como la extensión y forma de nuestra galaxia, la finitud o infinitud cósmica o la posible existencia de universos-islas. Todo esto enriqueció de manera notable el acervo astronómico a fines del siglo XIX.

Al tiempo que los astrónomos buscaban respuestas a estos problemas, especialistas de otras áreas del conocimiento hacían grandes esfuerzos en el terreno tecnológico para desarrollar fuentes de energía eficientes y acordes al crecimiento industrial del siglo XIX. Mientras, en los laboratorios de muchas universidades se realizaban investigaciones que permitieron fundamentar disciplinas como la química, la termodinámica y el electromagnetismo. Ese vasto trabajo técnico y científico tuvo enormes repercusiones, pues no sólo modificó nuestros conceptos sobre la naturaleza, sino que cambió en forma profunda la estructura social del mundo occidental.

Uno de los muchos logros de esa actividad fue que se dotó a los astrónomos de instrumentos que les permitieron investigar la composición química de los cuerpos celestes, hecho que sin lugar a dudas abrió toda una nueva gama de posibilidades, pues por primera vez en la historia de la astronomía fue posible determinar de qué está hecho el Universo.

Como se verá en este capítulo, parte importante del trabajo astronómico desarrollado el siglo pasado siguió relacionándose con la antigua inquietud por saber cuál es el sitio que ocupamos en el Universo, pero gracias a los nuevos hallazgos científicos y tecnológicos ese problema pudo ser enfocado de manera diferente, ya que fue posible ir más allá de la medición de las posiciones, los brillos y las distancias estelares, y pasar al terreno de la determinación de parámetros físicos como la temperatura, la luminosidad y la composición química de los cuerpos celestes.

Para continuar el camino de los avances logrados en el siglo XVIII sobre la forma de nuestro sistema estelar, buena parte del trabajo observacional realizado durante el XIX se encaminó a determinar de manera precisa el mayor número posible de distancias estelares, con el fin de calcular la distribución espacial real que las estrellas tienen en el cielo. Este último problema, que en principio debería ser fácil de resolver, pues para ello bastaría contar el número de estrellas que hay en la bóveda celeste, en la práctica es categóricamente irresoluble, ya que el número de astros de una magnitud determinada que pueden observarse en el campo de visión de cualquier telescopio, aumentará al disponer de otro de mayor poder de penetración.

Esfuerzos titánicos como el que realizó Herschel, quien contó más de 5 000 000 de estrellas contenidas en áreas preseleccionadas del cielo, están muy lejos de cubrir toda la bóveda celeste, así que la determinación de la distribución estelar de la Galaxia necesariamente ha tenido que hacerse utilizando métodos estadísticos. Según esta metodología se realizan observaciones para obtener conjuntos de datos lo más completo posibles en unas cuantas direcciones del firmamento, a las que se considera representativas de lo que ocurre en el resto del cielo. Con esos resultados y después de hacer algunas suposiciones que los astrónomos consideran adecuadas, se extrapola la información obtenida para determinar así una distribución estelar que será tomada como representativa.

Para lograr una buena estimación de ese parámetro fue necesario disponer de catálogos estelares que además de incluir un alto número de estrellas contuvieran sus posiciones y otros datos determinados en forma muy precisa. Por ello, desde mediados del siglo pasado los astrónomos dieron gran importancia a esta tarea, lo que contribuyó a desarrollar amplias investigaciones sobre la forma y estructura del Universo, ya que, a pesar de trabajos como los de Herschel, faltaba mucho por hacer. Así, por ejemplo, Friedrich Georg Wilhelm Struve (1793-1864), después de considerar los novedosos datos publicados en diversos catálogos, y en especial los resultados que obtuvo con el excelente telescopio refractor del Observatorio de Pulkovo, afirmó en 1847: "si consideramos todas las estrellas fijas que rodean al Sol como si formaran un gran sistema, estamos en la mayor ignorancia respecto a su extensión y no tenemos la menor idea de su forma externa"

La gran cantidad de observaciones realizadas por Struve le llevó a corroborar el descubrimiento hecho por Herschel sobre la existencia de sistemas estelares dobles y múltiples. Fue así como publicó varios catálogos que, entre otras cosas, sirvieron para probar que ese tipo de sistemas son en realidad muy comunes, y que se encuentran gobernados por la misma fuerza atractiva que mantiene a los planetas orbitando alrededor del Sol. A pesar de sus afirmaciones de 1847, sus investigaciones resultaron de gran importancia para ayudar a entender la estructura de la Galaxia, ya que sus observaciones de más de 120 000 estrellas sirvieron para conocer mejor la distribución estelar en torno a la Vía Láctea.

Por esas fechas la discusión sobre si el Universo era finito o infinito se centró en el terreno teórico en torno a la llamada paradoja de Olbers. Este astrónomo alemán publicó en 1826 un artículo donde llamaba la atención sobre un hecho en apariencia trivial, pero que en realidad iba directamente en contra de una de las principales características del modelo newtoniano del Universo, la que establecía que éste es uniforme. Olbers señaló que el cielo nocturno es oscuro. La paradoja radica precisamente en este hecho, pues si el Universo estuviera poblado por estrellas distribuidas uniformemente como se suponía en aquella época, el cielo nocturno no podría ser oscuro.

El razonamiento seguido por Olbers para demostrar que el cielo nocturno debería ser tan brillante como el diurno fue: si se considera un volumen esférico centrado en la Tierra, cuyo radio sea suficientemente grande para contener un número importante de estrellas, siempre será posible considerar otras esferas concéntricas de mayor radio. Estas envolverán a la primera con capas sucesivas, tal y como ocurre con una cebolla, sólo que en este caso se tendría una cebolla de dimensiones infinitas, formada por un número infinito de capas.

Como el radio de cada una de esas capas es finito, su volumen también lo será, aumentando en proporción directa al cuadrado de su radio, por lo que para un universo con una distribución estelar uniforme se cumplirá que el número de estrellas contenidas en cada una de esas capas crezca en forma proporcional a su volumen. Dicho de otra manera, el número de estrellas contenidas en una capa cuyo radio fuera el doble de la que le precede sería cuatro veces mayor. Por otra parte, la intensidad luminosa recibida de cualquier estrella en la Tierra es inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que nos separa de ella. Esto significa que si se consideran dos estrellas iguales, una de ellas localizada al doble de distancia que la otra, de la más alejada solamente recibiremos una intensidad luminosa que será la cuarta parte de la que nos llega de la más cercana.

Por estas circunstancias ambos efectos se cancelan, ya que si bien el número de estrellas contenidas en una esfera aumenta proporcionalmente al cuadrado de su radio, la intensidad luminosa recibida en el centro de ella, proveniente de sus estrellas, disminuye en forma inversa al cuadrado de ese mismo radio, lo que hará que la intensidad total resultante de todas las estrellas contenidas en una capa particular no dependa del radio de la capa.

Como el número de capas concéntricas puede ser tan grande como se quiera, la intensidad luminosa en su centro podrá también ser tan grande como se quiera, siempre y cuando se considere el número de capas necesarias para ello. Así, al tomar un volumen del firmamento finito, pero suficientemente grande para contener el número de estrellas necesarias para que su luz sumada iguale a la del Sol, el cielo nocturno tendría que ser tan brillante como el diurno. Más aún, bajo la hipótesis de un universo uniforme e infinito como la que se tenía en el siglo pasado, debería ocurrir que el flujo total de radiación (luz, calor, etc.) que llega al centro de las esferas, que en este caso es el lugar donde se encuentra el observador, sería infinito, lo que afortunadamente no sucede, pues un flujo de energía de esa naturaleza nos habría quemado instantáneamente.

El análisis de esta paradoja y sus implicaciones cosmológicas ha tenido gran importancia en el desarrollo de nuestras ideas sobre el Universo, sin embargo, no es éste el lugar para revisar detenidamente las diversas interpretaciones y soluciones que se le han dado. Por ahora bástenos señalar que en la búsqueda de respuestas a lo planteado por Olbers se han invocado tanto aspectos filosóficos como fenómenos físicos. Él mismo pensó que una forma de resolver esta cuestión era suponer la existencia de un gas tenue que llenara los espacios interestelares. Las propiedades físicas de este material serían tales que absorbería la radiación procedente de las estrellas conforme ésta fuera desplazándose a través de dicho medio. Como se verá más adelante, esta suposición no fue la respuesta a la paradoja, pero sí sirvió como guía para encontrar que, en efecto, el espacio entre las estrellas no está vacío. Ahora se sabe que en él se encuentra material absorbente que ha mostrado ser de gran importancia en los estudios sobre la distribución estelar.

Otro elemento que contribuyó a enriquecer las investigaciones sobre las dimensiones cósmicas fue el trabajo observacional realizado por William Parsons conde de Rosse (1800-1867), quien desde 1840 contó con los telescopios más grandes de su época, que le permitieron describir la estructura de cierto número de objetos nebulosos previamente descubiertos por Herschel. Parsons vio que no todos eran del mismo tipo, ya que algunos eran irregulares, extendidos, difusos y con un claro aspecto lechoso. Además mostraban la presencia de estrellas muy brillantes aparentemente embebidas en ellos. Tal era el caso de la llamada "Nebulosa de Orión" (figura 49). El otro grupo se formaba por objetos que eran menos extendidos y mostraban una estructura muy peculiar. Este segundo tipo de nebulosas no presentaban estrellas de gran brillo asociadas a ellas.

Figura 49. La Nebulosa de Orión. Por su relativa cercanía y por su espectacularidad, este es uno de los objetos más estudiados por los astrónomos. Su distancia es de 1 500 años luz, tiene un diámetro del orden de 30, y se caracteriza por contener un alto número de estrellas jóvenes, lo que indica que no debe tener más de 20 000 años.

Figura 50. Dibujo de la galaxia espiral M 51 Hecho por Parsons. Compárese con la fotografía de la figura 80.

Utilizando un telescopio reflector de 1.8 metros de diámetro, en 1850 vio una docena de las nebulosas del segundo tipo con una forma espiral bien definida. Entre ellas destacaba especialmente la conocida como M 51,

¹ de la que hizo un dibujo muy detallado que mostraba claramente su estructura (figura 50). Parsons afirmó que tal tipo de nebulosas representaba un fenómeno básicamente distinto de lo que ocurría en nuestra galaxia, aunque ahora sabemos que no es así.

La diferenciación observacional que este astrónomo estableció entre nebulosas espirales y nebulosas gaseosas fue fundamental para quienes intentaban determinar la estructura de la Vía Láctea, ya que, como el mismo Herschel había hecho notar años antes, la distribución que esos dos tipos de objetos tienen en el cielo es bien diferente, pues las primeras se localizan fuera del plano de nuestra galaxia, mientras que las segundas están contenidas en él. El descubrimiento de Parsons fue un apoyo observacional muy sólido para quienes aceptaban la teoría de los universos-islas enunciada por Kant. Sin embargo, no todos los astrónomos de mediados del siglo XIX opinaron así, lo que propició la discusión sobre si tales objetos eran o no extragalácticos.

Otros observadores sostuvieron la existencia de un universo-isla único, que por lo mismo no se diferenciaba en nada de la Vía Láctea. En sus Lezioni di astronomia, publicadas en Milán en 1877, Quirico Filopanti decía que para solucionar la paradoja de Olbers había una opción única, suponer que entre las galaxias existía un vacío absoluto, incluso de éter —aquella supuesta sustancia que servía de soporte material para la transmisión de los rayos lumínicos—, por lo que afirmó: "nuestro cosmos está rodeado por todos lados por un desierto [vacío] que no puede ser atravesado por la luz". Así, según esto, todas las nebulosas visibles, aun las identificadas por Parsons como de tipo espiral, necesariamente pertenecían a la Galaxia, cuyas dimensiones fijó en 3 000 años luz. También aseguró que esos objetos eran de tamaño mucho menor que nuestro sistema estelar.

En 1666 Isaac Newton dio a conocer uno de sus experimentos clásicos en óptica, en el cual demostró que la luz blanca proveniente del Sol podía ser descompuesta en los diferentes colores del arco iris cuando se le hacía pasar a través de un prisma de vidrio (figura 51). Llamó spectrum (espectro) a la banda luminosa formada por la sucesión continua de colores que resultaba de esa descomposición de la luz solar. Ese hecho fue considerado solamente como una curiosidad científica por casi dos siglos, hasta que Fraunhofer lo retomó en 1814. Estaba utilizando un espectroscopio formado por un pequeño telescopio y por la combinación de prismas y una rendija metálica que servía para controlar el paso de la luz del Sol, cuando encontró que el espectro solar mostraba gran número de líneas oscuras distribuidas a lo largo de él, atravesándolo perpendicularmente a esa dirección. Esas líneas no eran todas iguales, había gruesas y delgadas, y tampoco estaban igualmente espaciadas.

Aunque Fraunhofer no pudo explicar la existencia de esas líneas se dedicó a estudiarlas cuidadosamente, haciendo un mapa detallado de su distribución e indicando las posiciones relativas de más de 700. Designó a las nueve más prominentes con letras que iban de la A a la K; las del lado rojo del espectro estaban identificadas por las primeras letras de esa serie, mientras que las que ocupaban el lado violeta fueron designadas por las últimas letras de la serie. En la actualidad dichas líneas son llamadas líneas de Fraunhofer, en honor a este investigador. Sin lugar a dudas el trabajo de ese científico sentó las bases de lo que habría de convertirse en la espectroscopía estelar, disciplina que ha contribuido grandemente a enriquecer la astrofísica.

Después de esos primeros experimentos Fraunhofer estudió espectros de otros astros. Vio que el de Venus era prácticamente igual al del Sol, lo cual se debía a que este planeta refleja la luz solar; lo mismo ocurría con los espectros de otros cuerpos del sistema planetario. Sin embargo, al estudiar el espectro de Sirio, que es la estrella más brillante de la bóveda celeste, se dio cuenta de que sus líneas eran algo diferentes de las que aparecían en el espectro del Sol. Los espectros de otras estrellas también mostraron diferencias.

Otro descubrimiento importante de Fraunhofer fue encontrar que el espectro de algunas fuentes luminosas producidas artificialmente en el laboratorio también mostraban líneas, sólo que éstas eran brillantes.

² En la mayoría de esos casos los espectros presentaban un par de líneas intensas que además eran muy cercanas entre sí. Su posición correspondía exactamente con la de una de las líneas oscuras prominentes que con anterioridad había identificado en el espectro solar como la línea D. Fraunhofer tampoco tuvo explicación para este hecho.

Habrían de pasar más de 40 años antes de que se entendieran esos hechos. En ese lapso muchos investigadores analizaron los espectros producidos por las estrellas más brillantes, y encontraron que algunas líneas oscuras presentes en ellos coincidían con ciertas líneas de Fraunhofer. Por otra parte, en esas fechas los trabajos desarrollados sobre todo en los laboratorios químicos comenzaron a mostrar que los espectros podían ser utilizados para identificar diversas sustancias. En 1823 John Frederick Herschel (1792-1821), hijo del ya citado William Herschel, y también astrónomo, realizó estudios sobre los espectros producidos por diversas sales cuándo éstas eran evaporadas por el fuego. Se dio cuenta de que el color que cada una de ellas producía en la flama era diferente, y que en algunos casos era posible identificar la sal utilizada sólo mediante el análisis de los colores del espectro que producía.

En 1859 Gustav Kirchhoff (1824-1887) y Robert Wilhelm Bunsen (1811-1899), profesores de física y química, respectivamente, en la universidad alemana de Heidelberg, realizaron experimentos que permitieron al primero descubrir las leyes del análisis espectral, que establecen una relación entre la capacidad que tienen los cuerpos de emitir y absorber energía. Estos investigadores hicieron pasar a través de un prisma la luz que se producía en el laboratorio cuando calentaban con una llama un alambre de platino impregnado con sustancias como azufre, magnesio y sodio. Kirchhoff se percató de que cada elemento mostraba líneas brillantes peculiares en su espectro (figura 52). El sodio, por ejemplo, indefectiblemente mostraba en la parte amarilla de su espectro la presencia de dos líneas muy intensas y prácticamente una al lado de la otra. Además notó que esas líneas caían exactamente en el mismo lugar que ocupaba la línea D de Fraunhofer en el espectro solar.

Para tratar de explicar este hecho Kirchhoff y Bunsen hicieron pasar luz solar a través de vapores de sodio, y vieron que las dos líneas brillantes desaparecían dejando su lugar a una oscura que era precisamente la línea D. Mediante esta experiencia establecieron la correspondencia entre las líneas del sodio producidas en el laboratorio y la oscura que aparecía en el espectro solar. De este experimento concluyeron que en la atmósfera del Sol había sodio. Poco después Kirchhoff continuó esos experimentos para tratar de identificar otros elementos químicos presentes en el espectro solar. Así, por ejemplo, reemplazó en el laboratorio el sodio por el litio y obtuvo una serie de líneas brillantes diferentes que no pudo hacer corresponder con ninguna de las líneas oscuras ya conocidas del espectro del Sol, de donde infirió que en éste no había litio, o en caso de que lo hubiera, sería muy poco. Siguiendo el mismo procedimiento estableció que el hidrógeno, el magnesio, el calcio, el cobre, el hierro y el cinc estaban presentes en nuestra estrella.

Gracias al surgimiento del análisis espectral, por primera vez en la historia de la humanidad fue posible determinar la composición química de los cuerpos celestes. Además se demostró que algunos elementos químicos que había en la Tierra también estaban presentes en el Sol, lo que dio un rumbo muy definido a quienes trataban de establecer el origen y formación del Sistema Solar. Por otra parte, al mejorar las técnicas espectroscópicas ha sido posible establecer características de los espectros estelares que han permitido clasificar a las estrellas en grupos bien definidos. A este respecto en 1863 Williams Huggins (1824-1910) dijo que, "aunque las estrellas difieren entre sí por la variedad de la materia que las forma, sin embargo todas están formadas sobre el mismo modelo de nuestro Sol y se componen, al menos en parte, de los mismos materiales". En efecto, el análisis espectral ha demostrado que aunque existe un número incontable de estrellas, todas pueden ser agrupadas en unos cuantos conjuntos (figura 53), lo que sin duda ha contribuido a entender sus procesos de formación y evolución.

Las técnicas del análisis espectral han resultado tan valiosas, que incluso ha sido posible descubrir nuevos elementos químicos en los cuerpos celestes. Éste fue precisamente el caso del helio, que fue encontrado en 1878 en el espectro solar por Norman Lockyer (1836-1910). Al analizar uno de esos espectros, Lockyer halló una línea que no pudo identificar, pues no había sido producida por ninguno de los elementos químicos conocidos. Supuso que era un nuevo elemento y lo llamó helio en honor de Helios, dios griego personificación del Sol. No fue sino hasta 1895 que ese elemento se detectó en la atmósfera terrestre como uno de sus componentes regulares.

Figura 53. Diversos espectros estelares. El superior corresponde a la estrella Sheliak (b Lyr), el siguiente a Altair (a Aql), luego está Albireo (b Cyg), después esta Aldebarán (a Tau), a continuación Sheat (b Peg) y finalmente Mira (w Cet).

Otro gran logro del análisis espectral fue demostrar la verdadera naturaleza de las nebulosas. Como ya se ha mencionado, desde el siglo XVIII se había especulado sobre la naturaleza de estos objetos, y había sido Parsons quien los había diferenciado en dos grupos morfológicos diferentes. Pero a pesar de ello, por aquellas fechas se pensaba que las nebulosas eran conglomerados de estrellas. Huggins obtuvo espectros de algunas nebulosas y encontró que en ciertos casos estos presentaban líneas brillantes como las que mostraban los gases incandescentes en el laboratorio, razón por la cual se comenzó a pensar que algunas nebulosas no estaban formadas por agrupamientos de estrellas, sino que eran grandes masas gaseosas.

La importancia del análisis espectral sigue siendo enorme en la astronomía. En la actualidad gran parte del trabajo que se desarrolla en los observatorios tiene que ver con la espectroscopía, por lo cual se siguen diseñando nuevos tipos de espectrógrafos y se mejoran los existentes. Sin lugar a dudas esta técnica es una de las que mayormente han contribuido a cimentar las bases de la astrofísica.

Todos hemos podido comprobar que el tono del sonido emitido por una fuente sonora que se encuentra en movimiento cambia al acercarse o al alejarse. Si el emisor se aproxima el tono se hace más agudo; si se aleja, el sonido que registramos será más grave.

La explicación física de este hecho fue dada en 1841 por el físico austriaco Christien Johann Doppler (1803-1853). El sonido es un fenómeno ondulatorio que se propaga a través del aire mediante grupos de ondas. Cuando la fuente emisora se aproxima a nosotros, el número de ondas que percibe nuestro oído por segundo se incrementa; la frecuencia de éstas aumenta y por tanto percibimos un tono más agudo. Si la fuente se aleja, el número de ondas que llegan a nuestro oído por segundo será menor, lo que ocasiona que la frecuencia disminuya y que escuchemos un sonido más grave (figura 54).

Figura 54. Explicación del efecto Doppler. Cuando la fuente sonora se acerca, la longitud de onda disminuye, mientras que cuando se aleja aumenta.

Doppler estableció una relación matemática entre el cambio de frecuencia percibido y la velocidad con la que se desplaza la fuente emisora, razón por la cual este fenómeno es conocido desde entonces como Efecto Doppler. Ha sido de gran utilidad en el estudio de las velocidades con que se mueven los cuerpos celestes a lo largo de la dirección que los une con el observador.

Como la luz también es un fenómeno ondulatorio, Doppler señaló que el color de la luz que nos llega de las estrellas debería cambiar, dependiendo de si éstas se acercan a la Tierra o se alejan de ella. Para comprobar esta afirmación hubo que esperar a que la espectroscopía se hallara más desarrollada, pues sólo así fue posible medir los pequeños desplazamientos que el efecto Doppler predecía en las posiciones de las líneas de absorción presentes en los espectros estelares.

En cualquier movimiento ondulatorio existe una relación simple entre la velocidad v con la que éste se desplaza, el tamaño o longitud l de la onda generada, y la frecuencia v de vibración de esa oscilación. Esa relación establece que

Cuando se analiza la aplicación del efecto Doppler al caso de la luz proveniente de los objetos estelares, se encuentra que debido al movimiento que los acerca a la Tierra o los aleja de la misma percibimos un cambio en la frecuencia de la luz que recibimos. Si el objeto (una estrella, por ejemplo) se acerca, la frecuencia aumenta igual que ocurre con el sonido, sólo que en el caso de la luz, las frecuencias más altas significan colores desplazados hacia la parte violeta del espectro. Cuando el cuerpo celeste estudiado se está alejando de nosotros nos llegará menor número de oscilaciones por unidad de tiempo, lo que hace que disminuya la frecuencia de la luz que recibimos. Veremos entonces al objeto corrido a la parte roja del espectro electromagnético, que es la zona más grande de las ondas de longitud.

Doppler encontró que el cambio D l en la longitud de onda de la luz proveniente de una fuente luminosa que se desplaza con una velocidad v, cuando ésta se mueve acercándose o alejándose a lo largo de la línea de visión, está determinada por la relación

donde c es la velocidad de desplazamiento de la luz en el vacío. Si podemos medir los pequeños cambios en longitud de onda de la luz procedente de un objeto celeste, estaremos entonces en posibilidad de determinar la velocidad con la que ese cuerpo cósmico se mueve. Eso fue lo que intentaron hacer los astrónomos de la segunda mitad del siglo pasado. Como las principales líneas de absorción presentes en los espectros estelares ya habían sido identificadas, y se sabía qué elementos químicos las producían, fue posible compararlas con las líneas de emisión elaboradas en los laboratorios por los mismos elementos (figura 55). Como éstos no se encuentran en movimiento, la comparación directa permite establecer los pequeños cambios D l ocasionados por el desplazamiento de las estrellas.

Figura 55. Espectros de la estrella D Tau, que es la estrella más brillante del cúmulo galáctico de la Hiadas. Fueron tomados con diferentes tiempos de exposición, buscando así resaltar algunas líneas. En la parte superior se muestra un espectro de comparación producido por una fuente de laboratorio de Helio-Argón.

La primera determinación exitosa de una velocidad radial estelar conseguida por la aplicación de este método se debe a Huggins, quien en 1868 midió el desplazamiento de la línea F en el espectro de Sirio, y determinó que dicha estrella se movía con una velocidad de 47 km/s. Posteriormente Hermann Karl Vogel (1842-1907) encontró que Aldebarán se acerca al Sistema Solar con una velocidad de 48 km/s, mientras que g Leo se aleja de nosotros a 38 km/s. Este último astrónomo pudo demostrar mediante la aplicación del efecto Doppler que el Sol está en rotación. Lo que hizo fue comparar espectros solares tomados en bordes contrarios (dirección Este-Oeste) del disco del Sol y medir el desplazamiento relativo de sus líneas.

Para darnos cuenta de la importancia que la espectroscopía ha tenido en el desarrollo de la astrofísica, baste señalar que la determinación de las velocidades radiales de los cuerpos celestes ha proporcionado un conjunto de datos tan grande y valioso, que sin ellos nuestras teorías sobre la evolución del Universo no pasarían de ser meras especulaciones.

Llamado así por ser el objeto número 51 en el Catálogo de objetos nebulosos publicado en 1784 por el astrónomo francés Charles Messier (1730-1817).

En la actualidad las líneas oscuras presentes en el espectro solar y de las otras estrellas se conocen como "líneas en absorción", mientras que las brillantes que muestran los espectros de gases incandescentes se llaman "líneas de emisión".