X. DENTRO DE UN ESPESO BOSQUE

INTRODUCCI�N

DESDE que el astr�nomo persa Al-Sufi catalog� las primeras nebulosas, hasta los descubrimientos de Herschel, Parsons y Huggins, pasaron casi 1 000 a�os, lapso en el que muchos astr�nomos y fil�sofos se preguntaron qu� eran esos cuerpos difusos. Y fue s�lo en los �ltimos 200 a�os cuando los estudiosos del firmamento comenzaron a tomar conciencia de que en el cosmos hab�a objetos distintos de los planetas, las estrellas y los cometas que aparec�an ocasionalmente.

Hemos visto en el cap�tulo precedente que el desarrollo de la espectroscop�a y de los grandes telescopios reflectores comenz� a brindar pistas claras sobre la estructura y la composici�n de las nebulosas, lo que permiti� establecer diferencias entre las que parec�an ser grandes masas gaseosas y las que est�n formadas fundamentalmente por enormes cantidades de estrellas. A los objetos del primer grupo se les sigue llamando nebulosas, mientras que a los del segundo tipo ahora se les designa galaxias.

Esta diferenciaci�n es tan reciente en la historia de la astronom�a que a�n existen textos de esta disciplina escritos durante el presente siglo donde, por ejemplo, a la galaxia de Andr�meda, que es uno de los prototipos de galaxias con estructura espiral, se le sigue llamando la nebulosa de Andr�meda (v�ase la figura 42).

Como se ver� en el presente cap�tulo, tanto el estudio detallado de las propiedades de las galaxias, como el de las caracter�sticas de los diferentes grupos de estrellas y nebulosas que forman la nuestra, han servido para ayudarnos a determinar su estructura, composici�n, edad y dimensiones.

Antes de seguir adelante debemos aclarar que el nombre correcto de nuestro sistema estelar es Galaxia, aunque muy frecuentemente, incluso los astr�nomos, se refieren a �l como la V�a L�ctea. En realidad este �ltimo nombre debe aplicarse solamente a la franja de aspecto lechoso que vemos en el cielo. La V�a L�ctea es pues solamente una parte de la Galaxia.

EL BOSQUE

El problema de determinar la estructura del sistema estelar al que pertenecemos es que nos hallamos inmersos en �l y no podemos desplazarnos en su interior para estudiarlo desde diferentes �ngulos. Para entender mejor las limitaciones a las que se enfrentan los astr�nomos al hacer este tipo de trabajo, pensemos que nos encontramos dentro de un bosque, y que sin movernos a trav�s de �l queremos hacer un mapa que lo represente con el mayor detalle posible, adem�s de se�alar qu� lugar ocupamos en �l. Lo �nico que podemos hacer es observarlo en diferentes direcciones y desarrollar m�todos que permitan conocer las distancias entre los �rboles que lo componen. As�, podremos determinar la distribuci�n que �stos tienen, lo que permitir� saber si est�n igualmente espaciados o no, si se agrupan en conglomerados bien definidos, si est�n dispersos, si hay claros en el bosque, etc. Precisamente este tipo de trabajo es el que los astr�nomos han estado haciendo desde que Herschel comenz� a buscar observacionalmente la forma de nuestro sistema estelar. Con t�cnicas cada vez m�s refinadas hemos tratado de determinar la distribuci�n de los diferentes objetos que vemos en la b�veda celeste, con lo cual nos hemos adentrado cada vez m�s en el bosque.

El problema, que de por s� es complejo, se complica a�n m�s si se encuentran objetos celestes muy distintos y no se puede establecer f�cilmente si las diferencias son reales o se deben a la manera en que se les observa. Por ejemplo, en el caso de las galaxias fue necesario esperar a que la fotograf�a estuviera bien desarrollada para darnos cuenta de que vemos algunas frontalmente, mientras que otras se observan de canto o en �ngulos diversos. En cada caso percibimos la forma de manera muy diferente.

Al comenzar el siglo la situaci�n observacional era todav�a muy confusa, por eso no nos debe extra�ar que los astr�nomos tuvieran ideas diversas sobre la estructura de nuestro sistema estelar, y que no supieran si �ste era �nico o formaba parte de otros similares. Sin embargo, ya comenzaba a emerger una visi�n unitaria sobre el bosque en el que estabamos sumergidos. Henri Poincar� (1854-1912), destacado matem�tico y astr�nomo franc�s, se�alaba en 1906 que "las nebulosas espirales son consideradas generalmente como independientes de la V�a L�ctea. Se admite que est�n formadas como ella por una multitud de estrellas. Deber�amos verlas como v�as l�cteas muy apartadas de la nuestra."

Ese mismo a�o, el astr�nomo estadounidense Simon Newcomb (1835-1909) consideraba en un art�culo al que titul� The Structure of the Universe ("La estructura del Universo"), que la V�a L�ctea ten�a forma de anillo, el cual encerraba un espacio relativamente vac�o de cuerpos celestes. En ese trabajo afirm�: "podemos decir con un buen grado de certeza, que si fuera posible volar en cualquier direcci�n a distancias de 20 000, o quiz�s mejor de 10 000 a�os luz, encontrar�amos que dejamos atr�s una fracci�n considerable de nuestro sistema". Newcomb no hizo estimaciones sobre las dimensiones de tal sistema, pero s� consider� que en el espacio finito encerrado por �l se encontraba contenida toda la masa, a la que se refiri� como la gran masa de las estrellas. Fuera de ese universo, pod�a o no haber estrellas, o aun sistemas invisibles dispersos. Si exist�an, ser�an distintos al nuestro y, por ser invisibles, quedaban m�s all� del enfoque de la ciencia.

EL UNIVERSO DE KAPTEYN

Para la mayor�a de los astrof�sicos de la primera d�cada de este siglo la visi�n que prevalec�a sobre el complejo problema de la estructura y las dimensiones c�smicas era que la mayor�a de las estrellas se hallaban contenidas en un espacio encerrado por un disco plano, cuyo di�metro era unas 10 veces mayor que su grosor, donde el Sol estaba en el centro. Las distancias a las estrellas m�s alejadas eran inciertas, pero se consideraba que estar�an comprendidas entre los 10 000 y los 20 000 a�os luz. No era claro si las diferentes nebulosas registradas a trav�s de los m�s potentes telescopios formaban parte de la V�a L�ctea. Cualquier cosa que hubiera m�s all� de sus l�mites, si es que algo hab�a, era oscuridad y vac�o. Sin embargo, como la idea misma del vac�o era algo que desde la �poca de los griegos cl�sicos hab�a molestado a la mayor�a de los pensadores, sigui� siendo cuestionada no s�lo en el terreno filos�fico sino tambi�n en el cient�fico, lo que entre otras cosas llev� a establecer observacionalmente la existencia de material interplanetario e interestelar.

Entre 1910 y 1920 esa visi�n de la Galaxia comenz� a cambiar r�pidamente. En gran parte, la transformaci�n de conceptos se debi� a la introducci�n de las t�cnicas fotogr�ficas a la astronom�a. Uno de los astr�nomos que mayormente contribuy� a convertir esa t�cnica en una herramienta �til y de uso normal en los estudios astron�micos fue Maximiliam Wolf (1863-1932), director del observatorio de Heidelberg, quien a lo largo de varios a�os obtuvo excelentes im�genes de diversos objetos celestes. Gracias a su trabajo y al de otros observadores que r�pidamente se dieron cuenta del potencial que esas nuevas t�cnicas ten�an, la astronom�a dispuso por primera vez, en su muy larga historia, de registros del cielo permanentes, reproducibles e impersonales que, adem�s de poder ser analizados por muchos investigadores en forma simult�nea, proporcionaron datos exactos cuando se hac�a la medici�n cuidadosa de las placas fotogr�ficas correspondientes. Otra gran ventaja de la fotograf�a fue su capacidad de almacenar la d�bil luz que llega de los lejanos objetos celestes, acci�n imposible para el ojo humano. Este efecto fotogr�fico de almacenamiento permiti� finalmente obtener im�genes detalladas de nebulosas y galaxias (figuras 56 y 57).

Figura 56. Nebulosa gaseosa en Serpens y el c�mulo gal�ctico asociado NGC6611.

Figura 57. La galaxia NGC 4064, designada as� por ser el objeto 4064 del New General Catalogue, que contiene m�s de 7 000 objetos. Fue compilado a fines del siglo pasado por Johann Louis Dreyer (1852-1926).

Uno de los primeros astr�nomos que us� ese nuevo material de investigaci�n fue Jacobus Cornelius Kapteyn (1851-1922), quien desde 1900 comenz� a trabajar en un an�lisis estad�stico muy elaborado para establecer la distribuci�n real de las estrellas en el espacio, partiendo de la distribuci�n aparente que mostraban en el cielo. Kapteyn consider� que si la distribuci�n estelar era uniforme, en un n�mero de estrellas cuya magnitud fuera m, mediante algunas consideraciones matem�ticas sencillas pod�a encontrarse el n�mero de estrellas de una magnitud m�s d�bil, esto es, las de magnitud m + 1. Por ejemplo, si consideraba que hab�a 10 000 estrellas de la magnitud m, de la m + 1 ya ser�an casi 40 000. De esta forma estim� que habr�a 530 900 000 estrellas m�s brillantes que la magnitud 20.

De sus observaciones estableci� que en realidad esto no era as�, pues comprob� que al disminuir la magnitud no aumentaba el n�mero de estrellas como se esperaba, sino que incluso iba disminuyendo. Esta investigaci�n que buscaba establecer la forma y la estructura del Universo era similar a la desarrollada m�s de 100 a�os antes por Herschel. La diferencia fue que Kapteyn dispuso de gran n�mero de placas fotogr�ficas, que le proporcionaron observatorios de diferentes partes del mundo. En ellas pudo medir con alto grado de precisi�n cientos de nuevas paralajes estelares, las que aprovech� para determinar las distancias correspondientes a las estrellas estudiadas.

De manera met�dica, Kapteyn trat� de calcular la posici�n exacta, la luminosidad y los movimientos propios de estrellas contenidas en 206 diferentes regiones de la b�veda celeste, previamente escogidas bas�ndose en criterios observacionales bien claros. A estas regiones agreg� despu�s otras 18 zonas selectas localizadas espec�ficamente en el plano gal�ctico, lo que le permiti� establecer comparaciones entre la densidad estelar en ambos tipos de lugares. Ese complejo trabajo fue conocido por la comunidad astron�mica internacional como el plan de �reas selectas.

Kapteyn fue midiendo cuidadosamente las distancias a las estrellas en las �reas del cielo que hab�a seleccionado. Compar�ndolas entre s� pudo obtener una estimaci�n sobre la distribuci�n estelar, que le permiti� a su vez obtener una imagen tridimensional del sistema en el que se encontraba inmerso. Supuso que los movimientos de las estrellas eran azarosos y midi� sus velocidades radiales. De esa forma determin� indirectamente las distancias a diferentes grupos de estrellas, lo que le mostr� que al alejarse del Sol la densidad estelar disminu�a, pues conforme investigaba distancias mayores, las estrellas se encontraban cada vez m�s separadas entre s�, llegando a un punto en el que pr�cticamente ya no hab�a m�s. Consider� por tanto que �se era el l�mite del Universo en la direcci�n observada. El modelo que surgi� de tan arduo trabajo de medici�n fue conocido como el Universo de Kapteyn, que result� ser un sistema estelar con forma lenticular. Su di�metro a lo largo del eje mayor se estim� en 60 000 a�os luz, mientras que su espesor en la parte central era de 11 000. La densidad estelar del sistema era m�xima en la zona del centro, y disminu�a al irse alejando hasta hacerse nula en los bordes.

El mismo Kapteyn hizo notar que una consecuencia importante de su modelo fue admitir que el Sistema Solar se hallaba en el centro del Universo ya que, como �l y otros importantes astr�nomos hab�an mostrado, el n�mero de estrellas por unidad de volumen era m�ximo en la vecindad del Sol, lo cual condicion� la posici�n de este astro. Vemos entonces que nuestra ubicaci�n en el Universo de Kapteyn no era resultado de una hip�tesis, como hab�a sucedido en modelos anteriores, sino consecuencia directa de un hecho observacional. Ahora sabemos que en realidad el Sol no ocupa esa posici�n privilegiada, pero el error se origin� porque Kapteyn no sab�a de la existencia del material interestelar que afectaba la luz de las estrellas.

FAROS C�SMICOS

Uno de los problemas fundamentales de la astronom�a sigue siendo la correcta determinaci�n de las distancias a los objetos celestes. El m�todo trigonom�trico de las paralajes estelares, tal y como lo us� Bessel y muchos otros investigadores posteriores a �l s�lo tiene aplicabilidad limitada, pues, aunque mediante su uso ha sido posible establecer las distancias de unas 5 000 estrellas, cuando se pretende utilizarlo con cuerpos celestes localizados m�s all� de los 30 a�os luz ya no proporciona resultados confiables, por lo cual ha sido necesario buscar otros m�todos para medir distancias mayores.

En 1912 Henrietta Swan Leavitt (1868-1921), astr�noma estadounidense del observatorio de Harvard, estudiaba varias placas fotogr�ficas de una de las nebulosas irregulares con caracter�sticas espectrales de tipo estelar, conocida corno la "Nube Menor de Magallanes", poniendo especial atenci�n en analizar c�mo cambiaba el brillo de unas 25 estrellas particularmente luminosas. Gracias a ello descubri� la relaci�n periodo-luminosidad para las cefeidas. Estas estrellas, que reciben dicho nombre porque su prototipo es la estrella Delta de la constelaci�n de Cefeo, son variables pulsantes en las que el brillo cambia peri�dicamente. Henrietta not� que entre m�s largo es el periodo de una cefeida, mayor es tambi�n su luminosidad.

Gracias a este descubrimiento, las cefeidas pueden ser utilizadas como indicadores de distancia, pues como ese tipo de estrellas son muy luminosas (pueden radiar miles de veces la energ�a que emite el Sol), se ven a distancias muy grandes, convirti�ndose as� en verdaderos faros c�smicos.

Fue el astr�nomo dan�s Ejnar Hertzprung (1873-1967) quien primeramente se dio cuenta de la importancia pr�ctica del descubrimiento de Leavitt. Razon� que la Nube Menor de Magallanes es un conglomerado estelar tan distante de nosotros, que para fines pr�cticos todas sus estrellas pueden considerarse situadas a la misma distancia, as� que cualquier diferencia en brillo que muestran con las cefeidas ah� localizadas, ser�a reflejo de un verdadero cambio en esa cantidad. Entonces, al determinar el periodo de pulsaci�n de cualquier cefeida de la Nube Menor, y al compararla con el de alguna estrella del mismo tipo situada en nuestra vecindad a una distancia bien establecida, podr�a calcular qu� tan alejado de nosotros se encuentra todo ese complejo estelar.

Tras estudiar el comportamiento de varias cefeidas de nuestra galaxia, Hertzprung determin� en 1913 que una de ellas, cuyo periodo era de 6.6 d�as, ten�a un brillo verdadero o magnitud absoluta⁵¹ 700 veces mayor que la solar. Con ese dato calibr� su escala de distancias, logrando as� determinar cu�ntas veces m�s lejos de la Tierra estaban las cefeidas que se hallaban en la Nube Menor, pues gracias a la relaci�n periodo-luminosidad sab�a c�mo se afectaba esa magnitud para aquellas estrellas. El resultado de su investigaci�n le permiti� establecer que la Nube Menor de Magallanes estaba a 30 000 a�os luz de nosotros, lo que en esa �poca signific� que dicho conglomerado se encontraba en el borde mismo de la frontera aceptada para la V�a L�ctea, por lo cual este trabajo no pudo distinguir si la Nube Menor era un objeto gal�ctico o extragal�ctico. A�os despu�s, y tomando en cuenta hechos que Hertzprung desconoc�a sobre las cefeidas, se volvi� a calcular la distancia a la Nube Menor y se encontr� un valor a�n mayor, lo que finalmente demostr� que este objeto era extragal�ctico.

LOS C�MULOS GLOBULARES COMO INDICADORES DE LA POSICI�N DEL SOL

Cuando a principios de este siglo comenzaron a observarse con mayor definici�n las diversas nebulosas, fue claro que algunas mostraban una simetr�a esf�rica bien definida (figura 58). Aunque las partes centrales de ese tipo de objetos no pudieron ser resueltos, s� fue posible ver que la densidad estelar decrec�a en ellos hacia su periferia, lo que hac�a posible distinguir claramente un alto n�mero de sus estrellas m�s externas (figura 59). Debido a su morfolog�a, dichos conglomerados estelares fueron bautizados como c�mulos globulares. Ahora se sabe que estos gigantescos objetos est�n constituidos por cientos de miles de estrellas ligadas entre s� por la acci�n atractiva de la fuerza de gravedad, llegando en algunos casos a tener m�s de un mill�n de ellas. El an�lisis te�rico de su estabilidad din�mica mostr� que un n�mero tan grande de estrellas que interact�an gravitacionalmente requer�a tiempos muy largos para alcanzar el equilibrio tras distribuirse en forma esf�rica, raz�n por la que se concluy� que los c�mulos globulares son sistemas estelares muy viejos.

Figura 58. C�mulo globular M 3, localizado a 31 000 a�os luz. Su masa es 245 000 veces la del Sol. Su edad es de 10 000 000 000 de a�os.

Desde 1915, Harlow Shapley (1885-1972) se hallaba interesado en determinar las distancias a diversas cefeidas que formaban parte de ciertos c�mulos globulares. Para realizar esa tarea recurri� a la t�cnica desarrollada por Hertzprung, aunque previamente �l mismo hizo una calibraci�n de la distancia a las cefeidas cercanas, teniendo cuidado de confirmar que la relaci�n periodo-luminosidad que se aplicaba a esas estrellas era v�lida tanto para las que se localizaban en los c�mulos globulares, como para las que Leavitt hab�a encontrado en la Nube Menor de Magallanes.

Hecho esto pudo calcular la magnitud absoluta de las cefeidas contenidas en los c�mulos y, como dispon�a de un n�mero considerable de placas fotogr�ficas de esos objetos tomadas con el telescopio reflector de 1.5 metros de di�metro del observatorio de Monte Wilson, California, que entonces era el segundo m�s grande del mundo, estableci� de manera segura datos sobre las cefeidas de 12 c�mulos globulares.

Figura 59. C�mulo globular M 13, situado en la constelaci�n de H�rcules, a una distancia de 25 000 a�os luz. Su di�metro es de 160. Se estima que contiene m�s de 30 000 estrellas m�s brillantes que la magnitud 21. Su masa se estima en medio mill�n de masas solares.

Shapley encontr� que no todos los c�mulos que hab�a estudiado ten�an variables de ese tipo, sin embargo en aquellos que s� las hab�a, las estrellas m�s luminosas mostraban tener un brillo que en general era tres veces mayor que el de las cefeidas ah� contenidas. Con ese hecho observacional pudo calcular qu� tan brillantes deber�an ser las cefeidas de un c�mulo cuando en �ste no las hab�a. Por otra parte, tambi�n se dio cuenta de que el di�metro de los c�mulos globulares era razonablemente igual para todos ellos, por lo que midiendo el tama�o aparente de cada c�mulo tuvo otra manera de establecer su distancia.

La combinaci�n de esos tres m�todos permiti� a Shapley determinar la distancia para un total de 69 c�mulos globulares. Al hacer un mapa detallado de la distribuci�n de esos objetos en el cielo encontr� que en conjunto, adem�s de que ten�an una tendencia a no estar en el plano determinado por la V�a L�ctea, mostraban una clara asimetr�a en su distribuci�n espacial, pues la mayor�a ocupaba solamente una mitad de la b�veda celeste.

Shapley supuso que en realidad la distribuci�n de los c�mulos globulares en el firmamento deber�a ser esf�rica, lo que implicar�a que su centro estar�a en un punto ubicado en direcci�n de la constelaci�n de Sagitario. De esa manera se explicaba sin ning�n artificio la aparente asimetr�a espacial de la distribuci�n de esos c�mulos. Shapley afirm� que resultaba m�s natural pensar que el Sol era el que se encontraba considerablemente alejado del centro de la Galaxia, que asumir que el complejo y gigantesco sistema de los c�mulos globulares estuviera concentrado en una sola mitad del cielo.

En esa forma y gracias a las mediciones de distancias hechas por Shapley, le toc� al Sol dejar de ser considerado el centro del Universo, pasando a ocupar un lugar modesto y muy alejado del centro de la Galaxia. Sin lugar a dudas esto fue un duro golpe para quienes segu�an pensando que estabamos situados en un sistema privilegiado en la escala c�smica.

Figura 60. El c�mulo globular M 19, localizado en direcci�n del centro gal�ctico, raz�n por la que en la fotograf�a el campo estelar alrededor de �l es muy rico.

Con ese trabajo cimentaron las bases para avanzar r�pidamente en la construcci�n de un modelo de la Galaxia apoyado en las observaciones, modelo muy similar al que ahora tenemos. En �l, los c�mulos globulares est�n distribuidos en un enorme volumen esf�rico al que se ha llamado el halo gal�ctico. Algunos est�n cercanos al plano (figura 60), pero la mayor�a se encuentran muy alejados de �l. Esa estructura esferoidal circunda completamente a la V�a L�ctea, que se encuentra localizada precisamente en el ecuador de tan gigantesco volumen. El centro determinado por la distribuci�n espacial de los c�mulos globulares se halla en direcci�n de la constelaci�n de Sagitario, coincidiendo con la parte m�s densa de nuestro sistema estelar.

Debido a que en realidad hay dos tipos diferentes de cefeidas, hecho que Shapley desconoc�a en 1918, sus c�lculos sobre las dimensiones de nuestra galaxia resultaron muy grandes, pues estim� que el di�metro del disco gal�ctico era de 300 000 a�os luz, lo que sin lugar a dudas fue la raz�n principal de que el nuevo modelo no fuera aceptado un�nimemente.

Para un buen n�mero de astr�nomos de esa �poca no era tan dif�cil aceptar que el Sol no fuera el centro de la Galaxia. Lo que s� era inaceptable para casi todos fueron las dimensiones que Shapley calcul�, por lo que tuvo que pasar otra d�cada antes de que su modelo gal�ctico fuera totalmente aceptado una vez que se corrigieron esos errores.

HUBBLE Y LAS GALAXIAS EXTERIORES

Como se desprende de lo expuesto anteriormente, el problema de la existencia de objetos extragal�cticos no pudo ser resuelto por los trabajos de Kapteyn y Shapley. Las dimensiones que cada uno de ellos deriv� para la Galaxia fueron tan diferentes, que sus datos propiciaron una intensa discusi�n en torno al problema.

La respuesta definitiva a este asunto fue encontrada por Edwin Powell Hubble (1889-1953), quien despu�s de a�os de observaci�n estableci� claramente la naturaleza extragal�ctica de las nebulosas espirales (figura 61). En el verano de 1923 comenz� un cuidadoso programa de estudio de la galaxia de Andr�meda, objeto difuso visible a simple vista que en las fotograf�as mostraba una clara estructura espiral (v�ase la figura 42). Usando los nuevos telescopios reflectores con di�metros de 1.5 y 2.5 metros del observatorio de Monte Wilson, Hubble obtuvo gran n�mero de placas fotogr�ficas de esta nebulosa que, entre otras cosas, le permitieron identificar una estrella variable perteneciente a dicho sistema estelar.

Figura 61. La galaxia espiral M 81. Localizada a unos 95 000 000 de a�os luz.

Analizando diferentes im�genes de esa nebulosa, obtenidas desde 1909 por otros astr�nomos, finalmente estableci� el periodo de variaci�n de aquella estrella y demostr� que se trataba de una cefeida. En una carta muy t�cnica Hubble comunic� a Shapley el descubrimiento de esa variable, inform�ndole que, tomando en cuenta su periodo de variabilidad (31.415 d�as), nos separaba de ella �un mill�n de a�os luz!, distancia que sin lugar a dudas era mayor que todas las que se hab�an estimado anteriormente en astronom�a, lo que situaba a la galaxia de Andr�meda unas diez veces m�s lejos que las Nubes de Magallanes y mostraba en forma incuestionable su car�cter extragal�ctico.

Consciente de la gran importancia de ese resultado, Hubble no public� sus datos inmediatamente, pues quiso estar seguro de sus conclusiones. Con ese prop�sito estudi� cuidadosamente otras dos galaxias espirales. Entre noviembre de 1923 y junio de 1924 obtuvo unas 40 placas fotogr�ficas de buena calidad de NGC 6822, y descubri� varias estrellas variables en ella, algunas de las cuales tambi�n resultaron ser cefeidas. Lo mismo hizo con M 33 (figura 62), galaxia espiral localizada en direcci�n de la Constelaci�n del Tri�ngulo. El estudio de este �ltimo objeto volvi� a mostrar la presencia de variables del tipo de las cefeidas. Con este conjunto de datos pudo hacer determinaciones confiables de las distancias que nos separan de esas galaxias.

Finalmente, en un trabajo titulado Cepheid Variables in Spiral Nebulae ("Cefeidas variables en nebulosas espirales") Hubble present� sus resultados y conclusiones, y demostr� sin lugar a dudas que esos objetos eran en realidad galaxias que se encontraban mucho m�s all� de los l�mites de nuestro propio sistema estelar, afirmando tambi�n que sus dimensiones eran enormes. Una vez que estableci� que Andr�meda y M 33 se hallaban a 1 000 000 de a�os luz cada una (pero en diferentes direcciones de la b�veda celeste), estim� que el di�metro lineal de la primera era de 200 000 a�os luz, mientras que el de la segunda alcanzaba los 42 000 a�os luz.

Esos resultados establecieron por primera vez en forma contundente una clara diferenciaci�n entre nuestro propio sistema estelar y el Universo, pues aunque la Galaxia result� tener dimensiones muy grandes, �stas son finitas y est�n razonablemente establecidas. El Universo es m�s vasto, ya que hasta donde se ha podido observar se encuentra constituido por multitud de galaxias.

Hubble y otros observadores siguieron estudiando sistemas con caracter�sticas similares a las de Andr�meda, establecieron sus distancias y corroboraron que todos ellos eran, sin lugar a dudas, objetos extragal�cticos. De esa manera se demostr� que esos conglomerados eran gigantescos sistemas estelares de gran complejidad, raz�n por la que ya no se les llam� nebulosas, sino galaxias.

Figura 62. Parte interna de la galaxia espiral M 33. Se pueden apreciar muchas de las nebulosas gaseosas que se localizan en los brazos.

La observaci�n ha demostrado la existencia de millones de estos objetos primeramente imaginados por Kant como universos-islas. En cualquier direcci�n del cielo a la cual se dirijan los telescopios se encuentra un sinn�mero de galaxias, lo que de manera irremediable nos lleva a aceptar que nuestra galaxia, ese espeso bosque que desde la peque�a Tierra nos parece tan grande, solamente es un punto en la inmensidad del Universo.