III. EL REINO DE LAS NEBULOSAS
UN PROBLEMA fundamental de la astronomía es establecer la distancia
a la que se encuentra un objeto celeste. Como vimos en el capítulo anterior,
en tiempos de Newton se tenía una idea bastante correcta de las distancias interestelares,
pero no se disponía de un método preciso para medirlas.
La primera determinación exitosa de la distancia a una estrella se realizó en 1838 midiendo la paralaje estelar producida por el movimiento anual de la Tierra (Figura 6). Sin embargo, este método sólo se puede aplicar a un centenar de estrellas cercanas, ya que las demás presentan paralajes demasiado pequeñas para poder ser medidas. En cuanto a las nebulosas, no exhibían ninguna paralaje visible.
Otro método, un poco más general, consiste en medir el movimiento aparente de las estrellas. Se ha podido determinar que el Sol se mueve con una velocidad peculiar de 20 km/seg. en exceso de velocidad promedio de sus vecinas. Debido a ello, las estrellas relativamente cercanas parecen moverse ligeramente en el cielo, con una velocidad aparente proporcional a sus distancias. Éste es el mismo efecto por el cual, desde un vehículo en movimiento, se ven los árboles cerca de la carretera pasar rápidamente, mientras que las colinas lejanas casi no parecen moverse. El método del movimiento propio permitió ampliar notablemente los horizontes astronómicos... pero las nebulosas tampoco exhibían movimientos propios.
La única manera de medir la distancia a un objeto cósmico muy lejano es determinar, de algún modo indirecto, su luminosidad absoluta (es decir, cuánta energía emite en forma de luz) y compararla con su luminosidad aparente observada en la Tierra. La distancia se puede determinar a partir del hecho de que la luminosidad aparente disminuye como la distancia al cuadrado.
Existen muchos tipos de estrellas, desde enanas hasta gigantes, y con muy diversos brillos. Los astrónomos han aprendido a clasificarlas en diversas categorías y deducir la luminosidad absoluta de cada tipo. Esto se logró gracias a una importantísima técnica llamada espectroscopia.
El principio de la espectroscopia es el hecho de que la luz es una onda electromagnética. Los colores que percibimos corresponden a distintas longitudes de onda:1 por ejemplo, la luz roja tiene una longitud de onda de unos 7/10 000 de milímetro y la azul de 4/10 000 (Figura 12).2 En la luz que nos llega del Sol, todos los colores vienen mezclados, pero cuando los rayos solares pasan a través de gotas de agua, los colores se separan y se forma el arco iris: una sucesión de colores de acuerdo con la longitud de onda que les corresponde. El mismo fenómeno puede producirse en un laboratorio al hacer pasar un rayo luminoso, emitido por cualquier gas incandescente, a través de un prisma (un pedazo de vidrio pulido) y formar así lo que se llama el espectro de la luz (Figura 13). Si se analiza detalladamente el espectro así obtenido se puede advertir un conjunto de líneas, sobrepuestas a los colores, que son producidas por los átomos del material que emite luz. Cada elemento químico posee un conjunto de líneas que corresponden a longitudes de onda bien definidas y que, por lo tanto, aparecen siempre en la misma posición en el espectro; gracias a estas líneas, se puede determinar la composición química de un gas estudiando la luz que emite.
Figura 12. La luz es una onda electromagnética. La longitud de la onda l determina el color (véase también la figura 34).
Figura 13. Al pasar por un prisma, la luz blanca se descompone en los
colores que la forman. El efecto se debe a que las ondas luminosas emergen
del prisma en direcciones ligeramente distintas que dependen de la longitud
de cada onda.
La espectroscopia —estudio de los espectros— nació a mediados del
siglo XIX, e, inmediatamente, fue utilizada por los astrónomos para estudiar
las estrellas. Haciendo pasar la luz estelar, magnificada por un telescopio,
a través de un prisma, pudieron realizar el análisis químico de los astros
sin tener que ir hasta ellos. Los elementos que se descubrieron en los cielos
no diferían de los que se encuentran en la Tierra: el último vestigio de la
física aristótelica había sido refutado.3
Los espectros estelares presentan una amplia variedad de tipos. Poco a poco, los astrónomos aprendieron a clasificar las estrellas según sus espectros y se dieron cuenta de que cada tipo espectral corresponde a propiedades físicas bien determinadas. En particular, fue posible determinar la luminosidad absoluta de muchas estrellas a partir de sus tipos espectrales. Esto permitió medir distancias astronómicas cuando los métodos del paralaje o del movimiento propio resultaban insuficientes.
También se descubrió que algunas estrellas, como las llamadas cefeidas (por d del Cefeo, el prototipo de ellas), variaban su brillo en forma cíclica. Más aún, los astrónomos se dieron cuenta de que el tiempo que tarda cada ciclo, llamado periodo, estaba relacionado en forma precisa con la luminosidad absoluta de la estrella. Este descubrimiento ha sido de fundamental importancia para determinar las distancias cósmicas, ya que se pueden detectar cefeidas muy lejanas y, midiendo la duración de su ciclo, deducir directamente su luminosidad absoluta.
A principios del siglo XX, el astrónomo holandés Jacob Kapteyn calculó las dimensiones de la Vía Láctea a partir de las distancias estelares determinadas por el método del movimiento aparente. Llegó a la conclusión de que nuestro sistema de estrellas tenía la forma de un disco grueso de unos 30 000 años luz de diámetro y 6 000 años luz de espesor, con el Sol cerca del centro. Sin embargo, Kapteyn había supuesto que el espacio interestelar estaba totalmente vacío. Si existiera polvo o gas en el espacio sideral, la luz estelar sería atenuada y las estrellas más lejanas no serían visibles; en consecuencia, el tamaño de la Vía Láctea podía ser mayor que el calculado por Kapteyn.
En esa misma época tuvo lugar un acontecimiento de crucial importancia en la historia de la cosmología: empezó a funcionar el observatorio del monte Wilson, en la Alta California. En 1908 contaba con el que era en ese momento el telescopio más grande del mundo: un reflector con un espejo de un metro y medio de diámetro (Figura 14). Unos diez años después se instaló allí mismo un telescopio aún mayor, con un espejo de dos metros y medio de diámetro (Figura 15).
Figura 14. Telescopio de 1.50 m del Observatorio de Monte Wilson.
Hubble trabajó principalmente con él.
Figura 15. Telescopio de 2.50 m del Observatorio de Monte Wilson.
Alrededor de 1915, el astrónomo Harlow Shapley, que trabajaba en Monte Wilson, encontró una nueva manera de tomarle las medidas a la Vía Láctea. Utilizó como indicadores de distancia unos objetos celestes llamados cúmulos globulares, que son conglomerados, esféricos y muy compactos, de miles de estrellas (Figura 16), y cuya naturaleza había sido descubierta por medio de técnicas fotográficas. Shapley logró identificar estrellas variables, cefeidas y de otros tipos, en los cúmulos globulares, con lo que pudo determinar sus distancias. Resultaron ser objetos extremadamente lejanos: aun los más cercanos se encontraban a 30 000 años luz de distancia, más allá de las fronteras del universo de Kapteyn. Además, según las mediciones de Shapley, los cúmulos estaban distribuidos en una especie de esfera aplanada, o elipsoide, cuyo plano central coincidía con la Vía Láctea: pero, curiosamente, se veían muchos más cúmulos en una dirección del cielo que en otra. Para Shapley, la explicación de este hecho era que los cúmulos globulares estaban distribuidos alrededor de la Vía Láctea, y la asimetría aparente de su distribución se debía a que el Sol no estaba en el centro de la Vía Láctea, sino cerca de un borde. La otra implicación importante de esta hipótesis era que nuestro sistema estelar medía más de 300 000 años luz de diámetro, diez veces más de lo que había calculado Kapteyn. A Shapley se le ha llamado el Copérnico moderno, por quitarle al Sol la última posición privilegiada que conservaba: la de ser el centro de la Vía Láctea.
Por esas épocas, ya se había confirmado que algunas nebulosas eran nubes de
gas relativamente cercanas, pero aquellas con formas espirales ¿eran universos-islas?
(Figura 18). En 1917, el astrónomo Ritchey tomó una serie de fotografías de
la nebulosa NGC 6946 desde Monte Wilson y encontró en una de ellas
un punto brillante que no se veía en las anteriores. Ritchey dedujo que se trataba
de una nova: una estrella que aumenta repentinamente de brillo. El asunto
interesó a su colega H. D. Curtis, quien logró encontrar varias estrellas más
en distintas nebulosas espirales que parecían ser novas. Comparando el brillo
de estas novas con el de una típica nova en la vecindad del Sol, se deducían
distancias para las nebulosas que variaban entre medio millón y diez millones
de años luz. En particular, la nebulosa de Andrómeda (Figura 19) resultaba ser
nuestra "vecina", a medio millón de años luz; y a esa distancia, su tamaño real
debía de ser de unos 30 000 años luz: ¡el mismo tamaño que Kapteyn había deducido
para la Vía Láctea!
Figura 18. Una nebulosa espiral.
Por una ironía de la historia, Shapley se negó a aceptar que algunas nebulosas podían ser universos-islas semejantes al nuestro, porque el tamaño de la Vía Láctea que él había deducido era mucho mayor que el de éstas. Por otra parte, Curtis sostenía que el tamaño típico de algunas nebulosas era comparable al tamaño de la Vía Láctea que Kapteyn había calculado.
La solución al problema se encontró alrededor de 1930 cuando el astrónomo suizo Robert J. Trumpler demostró definitivamente que existe polvo oscuro en el plano de la Vía Láctea. Las estrellas localizadas cerca del plano se ven menos luminosas de lo que son porque su luz es parcialmente absorbida por el polvo. Había, por lo tanto, que revisar todas las mediciones anteriores de distancias, incluyendo las de novas y cefeidas.
En particular, se encontró que el tamaño de la Vía Láctea es tres veces mayor que el propuesto por Kapteyn y unas tres veces menor que el calculado por Shapley; el conglomerado de cúmulos globulares resultó tener forma esférica y no elipsoidal, como había supuesto este último. Pero, para entonces, la verdadera naturaleza de las nebulosas había sido por fin elucidada.
Edwin P. Hubble (Figura 20) nació en Missouri, Estados Unidos, en 1889. Después de practicar boxeo prefesional, estudiar abogacía y ejercer brevemente esta última profesión, decidió dedicarse a la astronomía. Terminada la primera Guerra Mundial, en la que participó enrolado en el ejército de su país, empezó a trabajar en el observatorio de Monte Wilson. Allí, se dedicó a estudiar las nebulosas y pronto pudo demostrar que algunas de ellas estaban constituidas por innumerables estrellas. En 1923, logró identificar una estrella cefeida en los bordes externos de la nebulosa de Andrómeda (Figura 21); midiendo su periodo, dedujo su luminosidad absoluta y pudo establecer que esa nebulosa se encuentra a la enorme distancia de un millón de años luz. No había duda de que se trataba de un universo-isla o, en lenguaje más moderno, de una galaxia.
Figura 21. Placa de M31 (nebulosa de Andrómeda) en la que
Hubble descubrió una cefeida
(marcada VAR).
Posteriormente Hubble descubrió más cefeidas en otras nebulosas y obtuvo valores semejantes para sus distancias. Sus descubrimientos eran tan inesperados que no toda la comunidad astronómica los aceptó desde un principio, pero alrededor de 1930 ya casi nadie dudaba de la validez de sus mediciones.
Hubble ideó diversos métodos para medir la distancia a galaxias cada vez más lejanas, en las que no era posible distinguir cefeidas. Notó que en las galaxias cercanas, cuyas distancias ya había determinado, las estrellas más brillantes tenían todas aproximadamente el mismo brillo. Hubble midió la luminosidad de las estrellas más brillantes en las galaxias lejanas y, suponiendo el mismo brillo para todas ellas, dedujo sus distancias. Para las galaxias todavía más lejanas, en las que es imposible distinguir una estrella aislada, Hubble ideó otro método: notó que las galaxias tienden a agruparse en cúmulos de galaxias, y que en cada cúmulo hay al menos una galaxia gigante de forma elíptica y de luminosidad bien definida. Buscando gigantes elípticas y midiendo sus brillos, pudo determinar también sus distancias. La imagen del Universo que resultó rebasaba todo lo imaginable en esa época: las galaxias se extendían por millones de años luz y su número parecía no tener límite. Pero las sorpresas no se habían acabado.
Como mencionamos anteriormente, los astrónomos pueden estudiar la composición de una estrella haciendo pasar su luz por un prisma para exhibir su espectro. Como vimos al principio de este capítulo, cada elemento químico se identifica por un conjunto de líneas que aparecen en posiciones bien definidas del espectro y que corresponden a ciertas longitudes de onda. Pero cuando una fuente de luz se aleja, sus líneas espectrales aparecen desplazadas hacia el lado rojo del espectro, o sea el lado de las longitudes de onda más largas; del mismo modo, si la fuente se acerca, sus líneas espectrales se desplazan hacia el lado violeta. El desplazamiento es proporcional a la velocidad de la fuente luminosa: este fenómeno se llama efecto Doppler (Figura 22). El mismo fenómeno sucede con las ondas sonoras: cuando una ambulancia se acerca, el sonido de su sirena se oye más agudo y cuando se aleja más grave: la razón es que las ondas sonoras se reciben con una longitud menor en el primer caso y una mayor en el segundo.
Figura 22. El efecto Doppler: la longitud de una onda se recibe
aumentada o disminuida según si la fuente emisora se aleja o se acerca.
Varios astrónomos, entre los cuales se destacan el mismo Hubble y su colaborador Humason, habían descubierto que los espectros de las nebulosas espirales presentaban corrimientos al rojo como si se alejaran de nosotros a enormes velocidades —cientos de kilómetros por segundo—. Alrededor de 1930, Hubble tuvo la idea de comparar las velocidades de las nebulosas con sus distancias y descubrió una correlación notable: la velocidad de recesión era proporcional a la distancia. Más precisamente, encontró que si V es la velocidad y D la distancia de una galaxia, se cumple la relación
V = H x D, |
donde H es una constante que ahora llamamos constante de Hubble (Figura 23).
Figura 23. Relación entre la velocidad y la distancia de una galaxia, tomada
del libro de Hubble: El reino de las nebulosas. Yale University, 1936.
Las observaciones modernas cubren un rango cien veces mayor y confirman el descubrimiento
original.
Así, todas las galaxias se alejan de nosotros, y más rápidamente mientras más lejos se encuentran. ¿Acaso nuestra propia galaxia ahuyenta a las demás? Evidentemente no, lo que este fenómeno implica es que el Universo está en expansión.
Expliquemos esto con un ejemplo: supongamos que un pastel de pasas se infla uniformemente. La distancia entre cada pasa irá aumentando y un observador que se encuentre en cierta pasa verá a las demás alejarse de él (suponiendo que el pastel es transparente) con una velocidad que aumenta con la distancia. Este efecto se verá desde cualquier pasa y nuestro observador no podrá deducir que la suya es privilegiada. El Universo es análogo a ese pastel, con galaxias en lugar de pasas (Figura 24). Nos encontramos ante la culminación de la revolución copernicana: ni la Tierra, ni el Sol y ni siquiera nuestra galaxia pueden aspirar a ser centros del Universo.
Hubble encontró que la velocidad de recesión de las galaxias era aproximadamente de 60 km/seg. por cada millón de años luz de distancia. Actualmente, se cree que el valor correcto está entre 15 y 30 km/seg. por millón de años luz. Esta rectificación se hizo en los años cincuentas, cuando se descubrió que existen dos tipos de cefeidas con relaciones periodo-luminosidad algo distintas; también resultó que Hubble había confundido grandes nubes luminosas en algunas galaxias con sus estrellas más brillantes. En consecuencia, la escala corregida del Universo resultó ser más del doble de la que encontró originalmente Hubble.
La implicación más importante de que el Universo está en expansión es que, alguna vez en el remoto pasado, toda la materia debió estar comprimida infinitamente. A partir de la velocidad de expansión, es fácil determinar que ésa fue la situación hace unos 15 mil millones de años. El Universo tuvo un nacimiento; en el lenguaje científico moderno, se ha llamado a ese suceso la Gran Explosión.
Empero, era necesaria una revolución en la física para poder entender e interpretar estos descubrimientos. Afortunadamente, esa revolución se dio mientras Hubble realizaba sus observaciones.
NOTAS
1 La longitud de onda es la distancia entre dos crestas (o dos valles) de una onda.
2 La longitud de onda se denota comúnmente con la letra l. La frecuencia, v, es el número de vibraciones de la onda en un segundo y es inversamente proporcional a la longitud de onda. La fórmula que relaciona estos dos conceptos es: v = c/l, donde c es la velocidad de la luz.
3 Curiosamente, en la misma época en que la espectroscopia conquistaba las estrellas, Augusto Comte enseñaba la filosofía positivista, una de cuyas premisas era que sólo podía conocerse la naturaleza a través de métodos empíricos. El ejemplo favorito de los filósofos positivistas era la naturaleza de las estrellas: dado que no se podía alcanzar una estrella, era absurdo tratar de entender de qué está hecha.
