III. EL REINO DE LAS NEBULOSAS
UN PROBLEMA fundamental de la astronom�a es establecer la distancia
a la que se encuentra un objeto celeste. Como vimos en el cap�tulo anterior,
en tiempos de Newton se ten�a una idea bastante correcta de las distancias interestelares,
pero no se dispon�a de un m�todo preciso para medirlas.
La primera determinaci�n exitosa de la distancia a una estrella se realiz� en 1838 midiendo la paralaje estelar producida por el movimiento anual de la Tierra (Figura 6). Sin embargo, este m�todo s�lo se puede aplicar a un centenar de estrellas cercanas, ya que las dem�s presentan paralajes demasiado peque�as para poder ser medidas. En cuanto a las nebulosas, no exhib�an ninguna paralaje visible.
Otro m�todo, un poco m�s 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. �ste es el mismo efecto por el cual, desde un veh�culo en movimiento, se ven los �rboles cerca de la carretera pasar r�pidamente, mientras que las colinas lejanas casi no parecen moverse. El m�todo del movimiento propio permiti� ampliar notablemente los horizontes astron�micos... pero las nebulosas tampoco exhib�an movimientos propios.
La �nica manera de medir la distancia a un objeto c�smico muy lejano es determinar, de alg�n modo indirecto, su luminosidad absoluta (es decir, cu�nta energ�a 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 astr�nomos han aprendido a clasificarlas en diversas categor�as y deducir la luminosidad absoluta de cada tipo. Esto se logr� gracias a una important�sima t�cnica llamada espectroscopia.
El principio de la espectroscopia es el hecho de que la luz es una onda electromagn�tica. 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 mil�metro 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 trav�s de gotas de agua, los colores se separan y se forma el arco iris: una sucesi�n de colores de acuerdo con la longitud de onda que les corresponde. El mismo fen�meno puede producirse en un laboratorio al hacer pasar un rayo luminoso, emitido por cualquier gas incandescente, a trav�s de un prisma (un pedazo de vidrio pulido) y formar as� lo que se llama el espectro de la luz (Figura 13). Si se analiza detalladamente el espectro as� obtenido se puede advertir un conjunto de l�neas, sobrepuestas a los colores, que son producidas por los �tomos del material que emite luz. Cada elemento qu�mico posee un conjunto de l�neas que corresponden a longitudes de onda bien definidas y que, por lo tanto, aparecen siempre en la misma posici�n en el espectro; gracias a estas l�neas, se puede determinar la composici�n qu�mica de un gas estudiando la luz que emite.
Figura 12. La luz es una onda electromagn�tica. La longitud de la onda l determina el color (v�ase tambi�n 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— naci� a mediados del
siglo XIX, e, inmediatamente, fue utilizada por los astr�nomos para estudiar
las estrellas. Haciendo pasar la luz estelar, magnificada por un telescopio,
a trav�s de un prisma, pudieron realizar el an�lisis qu�mico de los astros
sin tener que ir hasta ellos. Los elementos que se descubrieron en los cielos
no difer�an de los que se encuentran en la Tierra: el �ltimo vestigio de la
f�sica arist�telica hab�a sido refutado.3
Los espectros estelares presentan una amplia variedad de tipos. Poco a poco, los astr�nomos aprendieron a clasificar las estrellas seg�n sus espectros y se dieron cuenta de que cada tipo espectral corresponde a propiedades f�sicas bien determinadas. En particular, fue posible determinar la luminosidad absoluta de muchas estrellas a partir de sus tipos espectrales. Esto permiti� medir distancias astron�micas cuando los m�todos del paralaje o del movimiento propio resultaban insuficientes.
Tambi�n se descubri� que algunas estrellas, como las llamadas cefeidas (por d del Cefeo, el prototipo de ellas), variaban su brillo en forma c�clica. M�s a�n, los astr�nomos 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 c�smicas, ya que se pueden detectar cefeidas muy lejanas y, midiendo la duraci�n de su ciclo, deducir directamente su luminosidad absoluta.
A principios del siglo XX, el astr�nomo holand�s Jacob Kapteyn calcul� las dimensiones de la V�a L�ctea a partir de las distancias estelares determinadas por el m�todo del movimiento aparente. Lleg� a la conclusi�n de que nuestro sistema de estrellas ten�a la forma de un disco grueso de unos 30 000 a�os luz de di�metro y 6 000 a�os luz de espesor, con el Sol cerca del centro. Sin embargo, Kapteyn hab�a supuesto que el espacio interestelar estaba totalmente vac�o. Si existiera polvo o gas en el espacio sideral, la luz estelar ser�a atenuada y las estrellas m�s lejanas no ser�an visibles; en consecuencia, el tama�o de la V�a L�ctea pod�a ser mayor que el calculado por Kapteyn.
En esa misma �poca tuvo lugar un acontecimiento de crucial importancia en la historia de la cosmolog�a: empez� a funcionar el observatorio del monte Wilson, en la Alta California. En 1908 contaba con el que era en ese momento el telescopio m�s grande del mundo: un reflector con un espejo de un metro y medio de di�metro (Figura 14). Unos diez a�os despu�s se instal� all� mismo un telescopio a�n mayor, con un espejo de dos metros y medio de di�metro (Figura 15).
Figura 14. Telescopio de 1.50 m del Observatorio de Monte Wilson.
Hubble trabaj� principalmente con �l.
Figura 15. Telescopio de 2.50 m del Observatorio de Monte Wilson.
Alrededor de 1915, el astr�nomo Harlow Shapley, que trabajaba en Monte Wilson, encontr� una nueva manera de tomarle las medidas a la V�a L�ctea. Utiliz� como indicadores de distancia unos objetos celestes llamados c�mulos globulares, que son conglomerados, esf�ricos y muy compactos, de miles de estrellas (Figura 16), y cuya naturaleza hab�a sido descubierta por medio de t�cnicas fotogr�ficas. Shapley logr� identificar estrellas variables, cefeidas y de otros tipos, en los c�mulos globulares, con lo que pudo determinar sus distancias. Resultaron ser objetos extremadamente lejanos: aun los m�s cercanos se encontraban a 30 000 a�os luz de distancia, m�s all� de las fronteras del universo de Kapteyn. Adem�s, seg�n las mediciones de Shapley, los c�mulos estaban distribuidos en una especie de esfera aplanada, o elipsoide, cuyo plano central coincid�a con la V�a L�ctea: pero, curiosamente, se ve�an muchos m�s c�mulos en una direcci�n del cielo que en otra. Para Shapley, la explicaci�n de este hecho era que los c�mulos globulares estaban distribuidos alrededor de la V�a L�ctea, y la asimetr�a aparente de su distribuci�n se deb�a a que el Sol no estaba en el centro de la V�a L�ctea, sino cerca de un borde. La otra implicaci�n importante de esta hip�tesis era que nuestro sistema estelar med�a m�s de 300 000 a�os luz de di�metro, diez veces m�s de lo que hab�a calculado Kapteyn. A Shapley se le ha llamado el Cop�rnico moderno, por quitarle al Sol la �ltima posici�n privilegiada que conservaba: la de ser el centro de la V�a L�ctea.
Por esas �pocas, ya se hab�a confirmado que algunas nebulosas eran nubes de
gas relativamente cercanas, pero aquellas con formas espirales �eran universos-islas?
(Figura 18). En 1917, el astr�nomo Ritchey tom� una serie de fotograf�as de
la nebulosa NGC 6946 desde Monte Wilson y encontr� en una de ellas
un punto brillante que no se ve�a en las anteriores. Ritchey dedujo que se trataba
de una nova: una estrella que aumenta repentinamente de brillo. El asunto
interes� a su colega H. D. Curtis, quien logr� encontrar varias estrellas m�s
en distintas nebulosas espirales que parec�an ser novas. Comparando el brillo
de estas novas con el de una t�pica nova en la vecindad del Sol, se deduc�an
distancias para las nebulosas que variaban entre medio mill�n y diez millones
de a�os luz. En particular, la nebulosa de Andr�meda (Figura 19) resultaba ser
nuestra "vecina", a medio mill�n de a�os luz; y a esa distancia, su tama�o real
deb�a de ser de unos 30 000 a�os luz: �el mismo tama�o que Kapteyn hab�a deducido
para la V�a L�ctea!
Figura 18. Una nebulosa espiral.
Por una iron�a de la historia, Shapley se neg� a aceptar que algunas nebulosas pod�an ser universos-islas semejantes al nuestro, porque el tama�o de la V�a L�ctea que �l hab�a deducido era mucho mayor que el de �stas. Por otra parte, Curtis sosten�a que el tama�o t�pico de algunas nebulosas era comparable al tama�o de la V�a L�ctea que Kapteyn hab�a calculado.
La soluci�n al problema se encontr� alrededor de 1930 cuando el astr�nomo suizo Robert J. Trumpler demostr� definitivamente que existe polvo oscuro en el plano de la V�a L�ctea. Las estrellas localizadas cerca del plano se ven menos luminosas de lo que son porque su luz es parcialmente absorbida por el polvo. Hab�a, por lo tanto, que revisar todas las mediciones anteriores de distancias, incluyendo las de novas y cefeidas.
En particular, se encontr� que el tama�o de la V�a L�ctea es tres veces mayor que el propuesto por Kapteyn y unas tres veces menor que el calculado por Shapley; el conglomerado de c�mulos globulares result� tener forma esf�rica y no elipsoidal, como hab�a supuesto este �ltimo. Pero, para entonces, la verdadera naturaleza de las nebulosas hab�a sido por fin elucidada.
Edwin P. Hubble (Figura 20) naci� en Missouri, Estados Unidos, en 1889. Despu�s de practicar boxeo prefesional, estudiar abogac�a y ejercer brevemente esta �ltima profesi�n, decidi� dedicarse a la astronom�a. Terminada la primera Guerra Mundial, en la que particip� enrolado en el ej�rcito de su pa�s, empez� a trabajar en el observatorio de Monte Wilson. All�, se dedic� a estudiar las nebulosas y pronto pudo demostrar que algunas de ellas estaban constituidas por innumerables estrellas. En 1923, logr� identificar una estrella cefeida en los bordes externos de la nebulosa de Andr�meda (Figura 21); midiendo su periodo, dedujo su luminosidad absoluta y pudo establecer que esa nebulosa se encuentra a la enorme distancia de un mill�n de a�os luz. No hab�a duda de que se trataba de un universo-isla o, en lenguaje m�s moderno, de una galaxia.
Figura 21. Placa de M31 (nebulosa de Andr�meda) en la que
Hubble descubri� una cefeida
(marcada VAR).
Posteriormente Hubble descubri� m�s cefeidas en otras nebulosas y obtuvo valores semejantes para sus distancias. Sus descubrimientos eran tan inesperados que no toda la comunidad astron�mica los acept� desde un principio, pero alrededor de 1930 ya casi nadie dudaba de la validez de sus mediciones.
Hubble ide� diversos m�todos para medir la distancia a galaxias cada vez m�s lejanas, en las que no era posible distinguir cefeidas. Not� que en las galaxias cercanas, cuyas distancias ya hab�a determinado, las estrellas m�s brillantes ten�an todas aproximadamente el mismo brillo. Hubble midi� la luminosidad de las estrellas m�s brillantes en las galaxias lejanas y, suponiendo el mismo brillo para todas ellas, dedujo sus distancias. Para las galaxias todav�a m�s lejanas, en las que es imposible distinguir una estrella aislada, Hubble ide� otro m�todo: notó que las galaxias tienden a agruparse en c�mulos de galaxias, y que en cada c�mulo hay al menos una galaxia gigante de forma el�ptica y de luminosidad bien definida. Buscando gigantes el�pticas y midiendo sus brillos, pudo determinar tambi�n sus distancias. La imagen del Universo que result� rebasaba todo lo imaginable en esa �poca: las galaxias se extend�an por millones de a�os luz y su n�mero parec�a no tener l�mite. Pero las sorpresas no se hab�an acabado.
Como mencionamos anteriormente, los astr�nomos pueden estudiar la composici�n de una estrella haciendo pasar su luz por un prisma para exhibir su espectro. Como vimos al principio de este cap�tulo, cada elemento qu�mico se identifica por un conjunto de l�neas 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 l�neas espectrales aparecen desplazadas hacia el lado rojo del espectro, o sea el lado de las longitudes de onda m�s largas; del mismo modo, si la fuente se acerca, sus l�neas espectrales se desplazan hacia el lado violeta. El desplazamiento es proporcional a la velocidad de la fuente luminosa: este fen�meno se llama efecto Doppler (Figura 22). El mismo fen�meno sucede con las ondas sonoras: cuando una ambulancia se acerca, el sonido de su sirena se oye m�s agudo y cuando se aleja m�s grave: la raz�n 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 seg�n si la fuente emisora se aleja o se acerca.
Varios astr�nomos, entre los cuales se destacan el mismo Hubble y su colaborador Humason, hab�an descubierto que los espectros de las nebulosas espirales presentaban corrimientos al rojo como si se alejaran de nosotros a enormes velocidades —cientos de kil�metros por segundo—. Alrededor de 1930, Hubble tuvo la idea de comparar las velocidades de las nebulosas con sus distancias y descubri� una correlaci�n notable: la velocidad de recesi�n era proporcional a la distancia. M�s precisamente, encontr� que si V es la velocidad y D la distancia de una galaxia, se cumple la relaci�n
V = H x D, |
donde H es una constante que ahora llamamos constante de Hubble (Figura 23).
Figura 23. Relaci�n 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.
As�, todas las galaxias se alejan de nosotros, y m�s r�pidamente mientras m�s lejos se encuentran. �Acaso nuestra propia galaxia ahuyenta a las dem�s? Evidentemente no, lo que este fen�meno implica es que el Universo est� en expansi�n.
Expliquemos esto con un ejemplo: supongamos que un pastel de pasas se infla uniformemente. La distancia entre cada pasa ir� aumentando y un observador que se encuentre en cierta pasa ver� a las dem�s alejarse de �l (suponiendo que el pastel es transparente) con una velocidad que aumenta con la distancia. Este efecto se ver� desde cualquier pasa y nuestro observador no podr� deducir que la suya es privilegiada. El Universo es an�logo a ese pastel, con galaxias en lugar de pasas (Figura 24). Nos encontramos ante la culminaci�n de la revoluci�n copernicana: ni la Tierra, ni el Sol y ni siquiera nuestra galaxia pueden aspirar a ser centros del Universo.
Hubble encontr� que la velocidad de recesi�n de las galaxias era aproximadamente de 60 km/seg. por cada mill�n de a�os luz de distancia. Actualmente, se cree que el valor correcto est� entre 15 y 30 km/seg. por mill�n de a�os luz. Esta rectificaci�n se hizo en los a�os cincuentas, cuando se descubri� que existen dos tipos de cefeidas con relaciones periodo-luminosidad algo distintas; tambi�n result� que Hubble hab�a confundido grandes nubes luminosas en algunas galaxias con sus estrellas m�s brillantes. En consecuencia, la escala corregida del Universo result� ser m�s del doble de la que encontr� originalmente Hubble.
La implicaci�n m�s importante de que el Universo est� en expansi�n es que, alguna vez en el remoto pasado, toda la materia debi� estar comprimida infinitamente. A partir de la velocidad de expansi�n, es f�cil determinar que �sa fue la situaci�n hace unos 15 mil millones de a�os. El Universo tuvo un nacimiento; en el lenguaje cient�fico moderno, se ha llamado a ese suceso la Gran Explosi�n.
Empero, era necesaria una revoluci�n en la f�sica para poder entender e interpretar estos descubrimientos. Afortunadamente, esa revoluci�n 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 com�nmente con la letra l. La frecuencia, v, es el n�mero de vibraciones de la onda en un segundo y es inversamente proporcional a la longitud de onda. La f�rmula que relaciona estos dos conceptos es: v = c/l, donde c es la velocidad de la luz.
3 Curiosamente, en la misma �poca en que la espectroscopia conquistaba las estrellas, Augusto Comte ense�aba la filosof�a positivista, una de cuyas premisas era que s�lo pod�a conocerse la naturaleza a trav�s de m�todos emp�ricos. El ejemplo favorito de los fil�sofos positivistas era la naturaleza de las estrellas: dado que no se pod�a alcanzar una estrella, era absurdo tratar de entender de qu� est� hecha.
