El Cedazo

Harlow Shapley en 1953 (Foto: National Academies)

Recapitulemos nuestra historia. En los artículos anteriores de la serie vimos cómo se derrumbaba otra idea intuitiva del universo. Cuando la medición de paralajes estelares falseó la idea del cielo como una coraza de puntos luminosos, rápidamente la suposición de un Universo consistente en una cantidad infinita de estrellas distribuidas uniformemente por el espacio fue adoptada por una gran mayoría de la comunidad astronómica.

Sin embargo, en 1784, el astrónomo anglo-alemán William Herschel (1738-1822) realizó un estudio cuantitativo acerca de la forma en que se distribuían las estrellas en regiones aleatorias de la bóveda celeste. Sus observaciones revelaron que la mayoría de ellas se encontraba en los alrededores de una estrecha franja en el Cielo conocida por casi todas las culturas humanas y que hoy llamamos Vía Láctea. La conclusión fue simple: las estrellas no se distribuían uniformemente en el universo, sino que se reunían en una especie de plato. Desde Herschel, la medición del tamaño de ese plato fue la razón de muchos trabajos; las observaciones más optimistas sugerían que debería tener un diámetro de entre 11000 y 55000 años-luz  y, casualmente según esas mismas observaciones, el Sol ocuparía su centro o un lugar cercano a éste. A pesar de esto, a principios del siglo XX, las observaciones del astrónomo estadounidense Harlow Shapley (1885-1972) sobre cúmulos estelares alrededor de la Vía Láctea sugerían que estos se distribuían en torno a un punto que, lógicamente, debía ser el centro de masa del disco. En analogía con  nuestro sistema solar, ese centro de masa debería coincidir con el centro geográfico. Según las observaciones de Herschel, el centro geográfico del disco estaba cercano a nuestro sistema solar. Sin embargo, las observaciones de Shapley mostraron que el centro de masa no coincidía (PARA NADA) con las proximidades de nuestro sistema solar.

Que el centro de masa no se halle cerca del centro geográfico en la galaxia constituía un gran problema, pues los modelos gravitatorios predicen que deben prácticamente coincidir. La única forma de verificar la magnitud del problema era medir la distancia del Sol al punto en torno al cual se apiñan presuntamente los cúmulos globulares. Las mediciones de Shapley empleaban la escala Cefeida propuesta por la astrónomo estadounidense Henrietta Swan Leavitt (1868-1921). Tal patrón podía predecir la distancia a cualquier Cefeida observable con respecto de la distancia del Sol a la lejanísima nube pequeña de Magallanes, pero no así con respecto a patrones más “terrestres”, como el año-luz o el parsec, pues la distancia a dicha nube era desconocida. Entonces, era necesario calibrar el método, midiendo la distancia (en patrones terrestres) a por lo menos una estrella cefeida. Tal medición, cuando por fin fue posible, causó gran conmoción y permitió abrir el camino a un conocimiento mayor de nuestra galaxia. De ello hablaremos hoy.

El siguiente video explica lo que hoy conocemos como efecto Doppler. Si sabes de qué se trata, puedes seguir leyendo el artículo; si no, vale la pena verlo. Es realmente corto.

Corrimiento en frecuencia de ondas emitidas por un observador en movimiento (dominio libre)

Este fenómeno fue explicado detalladamente en 1842 por el físico austriaco Christian Johann Doppler (1803-1853). Conociendo su naturaleza, podemos detectar fácilmente si el objeto que emite las ondas se aleja o se acerca, y asimismo su velocidad de movimiento. Este mismo efecto, como lo señaló el mismo Doppler, puede detectarse para cualquier tipo de ondas, concretamente en la luz (la cual, como el sonido, es una onda). Dada cualquier onda, la longitud de onda es la distancia que le toma oscilar. Una onda puede oscilar con cualquier rapidez, con lo cual puede tomar cualquier longitud de onda. Nuestros ojos pueden percibir las diferentes longitudes de onda de la luz, cada una, como un color. De esta forma, la luz con longitud de onda más larga se ve roja, y a medida que la longitud de onda disminuye, el color va pasando por el naranja, amarillo, verde, azul  hasta llegar al  violeta, en ese orden.

Dispersión de luz blanca en su espectro con la ayuda de un prisma. (dominio libre)

Hay que ver que, en realidad, los colores básicos no se diferencian de manera tajante, sino gradual, como el arcoíris.^[1] En 1666, Sir Isaac Newton, un genial científico de quien hablaremos de manera profunda en el próximo artículo, hizo incidir un rayo común y corriente de luz solar sobre un cristal triangular o prisma. Al pasar por el prisma, el rayo de luz, aparentemente blanca, se dividía en una gama de colores similar al arcoíris. En cambio, cuando se hacía incidir nuevamente en un prisma alguno de esos colores en que se dividía la luz blanca, éste no se dividía como lo hacía esta ultima. El color salía del prisma íntegro, sin cambio. (!) Esto llevó a Newton a deducir que la luz blanca del Sol es una composición de colores puros y que era posible separarla en sus componentes con la ayuda de un prisma. Así, un objeto blanco es aquel cuya luz corresponde a rayos de todos los colores. La banda de colores en los que se dividía el haz luminoso del Sol, Newton la nombró espectro.

Ahora bien, según Doppler, la luz emitida por un objeto que se mueve con respecto a cierto observador que mide su longitud de onda presentaría un comportamiento similar al que tendría si fuese sonido: el observador se daría cuenta de un acortamiento o alargamiento de la longitud de onda de la luz dependiendo de si se acerca o se aleja, respectivamente. Por ejemplo, supongamos que el objeto emite luz verde. Si empieza a moverse acercándose a un observador, este verá que el color verde original variará a un color con una longitud de onda más corta, es decir lo verá algo más azul, mientras que si se aleja verá su luz como si tuviese una longitud de onda menor, es decir, lo notará algo más amarillo.

Hasta acá espero sigan la argumentación. Sin embargo, surge un problema. Sabemos que el color correspondiente a la longitud de onda más larga es el rojo. Pero si cuando un objeto se aleja, su longitud de onda se alarga aún más, ¿cómo veríamos algo rojo si se aleja a gran velocidad?

Experimento de Herschel con el cual se dio cuenta de la existencia de radiación invisible. (Electrophysics.org)

Para responder a esto debemos referirnos nuevamente al prolífico  William Herschel.^[2] En 1800 realizó experimentos que concluían la existencia de cierta radiación invisible para el ojo humano. William separó, con la ayuda de un prisma, el espectro del Sol. A este inquieto hombre le dió por medir cuánto se calentaba un termómetro al hacerle incidir luz de cada longitud de onda (de cada color, vaya). Hasta ahí, normal la cosa, sin embargo observó que en algunas zonas donde no se veían colores el termómetro se calentaba tanto o más que en las zonas en las que sí se veían. (!!) No había más que pensar que existía algo que no se podía ver, pero que trasmitía la energía de la misma forma que lo hacía la luz de colores. Es decir, se comportaba como la luz, pero no se podía ver. El sagaz anglo-alemán no vio razón para pensar que se tratara de algo muy diferente a la luz normal, así que postuló que se trataba de “luz invisible”, la cual adquiría un significado que distaba mucho de lo paradójico. Interesante, ¿no?

Teniendo en cuenta esto, cuando un objeto rojo se aleja a gran velocidad del observador, su longitud de onda se alargará hasta hacerla invisible para nuestros ojos,^[3] los cuales no interactúan con luz de longitudes de onda más larga que la que vemos como roja (lo que llamamos radiación infrarroja). El alargamiento de la longitud de onda de un rayo de luz debido al efecto Doppler es llamado corrimiento al rojo. Algo similar pasaría con un objeto violeta que se acerca a gran velocidad. Esta vez, la longitud de onda se acorta hasta llegar al extremo no visible por el ojo humano (lo llamamos radiación ultravioleta). El acortamiento de la longitud de onda de un rayo de luz debido al efecto Doppler óptico es el corrimiento al violeta.^[4]

¡Pues va a ser que no! (Autor)

Para un objeto como el Sol, cuya luz  abarca varias longitudes de onda, todas ellas se correrán en bloque, haciéndose visibles, por ejemplo, regiones del espectro que no lo eran para el objeto estático. O sea, si el objeto se acerca, regiones infrarrojas de su luz se volverían rojas, y si se aleja, regiones ultravioletas se verían violetas y su espectro visible permanecería igual. De esta forma, un objeto que se aleja o acerca, si emite en un espectro continuo y uniforme incluso de radiación invisible, no presentaría un cambio de color al alejarse o acercarse, seguiría viéndose blanco. Con lo cual, si juzgamos por la luz visible, sería imposible saber si se aleja o acerca.^[5]

Espectro solar con las líneas espectrales principales (exageradas). (Spacetech`s Orrery)

¿A qué viene todo esto? Tranquilos, no ando divagando.

Antes de seguir hace falta hablar de el gran aporte en el que se convirtieron los trabajos del óptico alemán Joseph Von Fraunhofer (1787-1826) quien era “constructor de prismas” de profesión. Von Fraunhofer realizaba prismas extremadamente finos, y su calidad la solía verificar observando el espectro producido por la luz del Sol. Con el tiempo, en 1814, se dio cuenta de que el espectro del Sol no formaba un arcoíris con una gama completa de colores, sino que presentaba algunas líneas oscuras que sólo se podían explicar como la ausencia en el espectro solar de rayos de luz de la longitud de onda que debería ocupar el sitio oscuro. Este fenómeno ya había sido observado por el químico inglés William Hyde Wollaston (1766-1828), pero los excelentes prismas de Fraunhofer hacían las líneas más evidentes y permitían observar un número mayor: cientos de ellas. Al aplicar el mismo experimento a las estrellas, se pudo observar que su espectro también poseía líneas oscuras, aunque en sitios ligeramente diferentes a las del espectro del Sol. No obstante, las más definidas del espectro (que Fraunhofer bautizó con las letras A y K) eran invariables en el espectro de la mayoría de las estrellas.

Efecto Doppler-Fizeau. Corrimiento de lineas espectrales de un objeto en movimiento relativo.

Poco después de que Doppler señalara la posibilidad de que la luz emitida por un objeto variara su longitud de onda para un observador según el objeto se alejara o se acercara de éste, en 1848, el físico francés Armand Hippolyte Louis Fizeau (1819-1896) señaló que para detectar si una estrella se acerca o aleja de nosotros, así como su velocidad de movimiento, bastaría solamente con medir la posición exacta de las líneas de su espectro y observar si se desplazaban con respecto a las líneas del Sol (que ni se aleja ni se acerca de la Tierra), ya que si el desplazamiento de los colores debido al efecto Doppler óptico es en bloque, el de las líneas oscuras también lo sería. Sin embargo, los cálculos mostraban que los desplazamientos serían apreciables sólo para objetos con una velocidad muy alta, dada la velocidad de la luz (que es un millón de veces superior a la del sonido). Los corrimientos de las líneas espectrales para velocidades estelares^[6] serían muy difíciles de medir. Para detectar el primer corrimiento por efecto Doppler-Fizeau hubo que esperar veinte años, hasta 1868, cuando el astrónomo inglés Sir William Huggins (1824-1910) detectó un pequeño desplazamiento al rojo en el espectro de la brillante estrella Sirio, mostrando que ésta se alejaba del Sol.

Ahora bien, recordemos que en tiempos de William Herschel los únicos movimientos estelares que se podían medir eran aquellos de estrellas con una velocidad cuya componente perpendicular a la línea de visión (desde ahora, velocidad tangencial) las hiciera transitar en la bóveda celeste con respecto a las demás estrellas (movimiento propio). Esta medición se restringía a las estrellas cercanas, pues el efecto se hace imperceptible con la distancia. Ahora, con la ayuda del efecto Doppler-Fizeau, era posible medir la componente de la velocidad paralela a la línea de visión (desde ahora, velocidad radial) de las estrellas, y a diferencia de la medición de la velocidad tangencial, la medición de la velocidad radial es absolutamente independiente de la distancia a la que se encuentre la estrella. El único requisito es que la estrella sea suficientemente brillante como para poder observar su espectro.

Con lo anterior, podemos resolver el problema de la medición de la distancia a las Cefeidas. Si suponemos que las velocidades estelares tienen una dirección aleatoria en el espacio, en promedio, podemos tomar la velocidad radial de una estrella como igual a su velocidad tangencial. Aunque hay estrellas con velocidad radial mucho mayor que la tangencial, habrá otras tantas con velocidad tangencial mucho mayor que la radial; estos efectos estadísticamente se cancelarán. De esta forma, podemos utilizar el efecto Doppler-Fizeau para determinar la velocidad radial de un Cefeida; teniendo este dato, podemos suponer que su velocidad tangencial es igual a la radial, y luego de medir su movimiento propio veremos que hay una y sólo una distancia para la cual, a la velocidad tangencial supuesta, se observe tal movimiento aparente. Es obvio que para algunas estrellas que, por ejemplo, presenten en realidad una velocidad tangencial mucho mayor que la radial (o viceversa), obtengamos resultados disparatados y muy alejados de lo cierto, pero si utilizamos esta suposición estadística a un conjunto de Cefeidas cercanas entre sí, como las que están en los cúmulos globulares, podemos hacer un promedio de las distancias calculadas y es probable que tal promedio se aproxime mucho a la realidad.

Éste fue el método empleado por Shapley. Al estudiar los cúmulos estelares más cercanos vemos que sus estrellas, a pesar de carecer de paralajes, presentan movimientos propios medibles. Aplicamos el método anterior y nos hacemos una idea de su distancia. Sabiendo la distancia a un cúmulo, y con ello a sus estrellas, podemos ver que una cefeida de tal periodo y tal brillo está a tal distancia, ¡justo lo que necesitamos para escalar el método de Swan Leavitt! Con estos parámetros, Shapley pudo completar la escala Cefeida propuesta tan sólo ocho años antes (!!).

Una vez completada la escala, pudo calcular la distancia a los cúmulos más alejados (cuyos movimientos propios son prácticamente nulos) para finalmente saber qué tan alejado se encontraba el centro de masa de la galaxia o el punto en torno al cual se aglomeraban los cúmulos.  Obtuvo una cifra que causó gran asombro a los astrónomos de la época: el centro de masa de la galaxia se encontraba a unos 50.000 años-luz del sistema solar en la dirección de la constelación Sagitario. Ya habíamos visto que los cálculos más optimistas veían el disco galáctico con un diámetro máximo de 50.000 años-luz. Si el Sol se encontraba aproximadamente en el centro geográfico de la galaxia, sus bordes estarían apenas a 25.000 años-luz, pero según Shapley el centro de masa estaría al doble de esa distancia (es decir, el Sol estaría fuera de la Galaxia). Esto generaba aún muchas más preguntas. Si el grueso de la galaxia se hallaba hacia la constelación de Sagitario, ¿por qué la banda de la Vía Láctea no era mucho más brillante en esa dirección que en la opuesta, donde sólo se encontraban los bordes?

Nebulosa de Orión (Royal observatory)

Si Herschel constató la existencia de luz que no podemos ver, la respuesta a tal pregunta es que no podemos ver otras cosas. Como lo vio Messier, el cielo más allá del sistema solar no se limitaba únicamente a estrellas, sino que existen objetos de brillo más difuso, algunos registrados por este astrónomo francés y otros de los que ya se tenía noticia. En 1694, por ejemplo, el brillante intelectual neerlandés Christiaan Huygens (1629-1695) incluyó en su bitácora la descripción de una zona de brillo difuso en la constelación de Orión. Regiones como ésta, con un brillo similar al de una nube luminosa, recibieron el nombre de nebulosa (nebula es nube en latín). La de Huygens es M42, la nebulosa de Orión. Situada a unos 1.600 años-luz, tiene un diámetro de unos 30 años-luz,^[7] y se trata de una gran nube de partículas de polvo que, sin embargo, es un millón de veces menos densa que los vacíos más perfectos que podemos conseguir en un laboratorio. Esta nebulosa es tan grande que contiene estrellas en su interior, cuya luz refleja y dispersa. Hoy se conocen una gran cantidad de nebulosas y todas, todas, son realmente hermosas.

Nebulosa oscura Cabeza de Caballo (Illinois University)

Ahora bien, así como los astrónomos encontraban zonas luminosas como las nebulosas, también encontraban zonas con una falta sorprendente de luminosidad. William Herschel observó regiones con muy pocas estrellas. Sin complicarse la vida, interpretó estas zonas oscuras como regiones desprovistas de estrellas y que la Tierra estaba situada de tal forma que, al mirar, no se observaba ninguna. En 1919, Barnard había registrado ya la posición de 182 regiones oscuras; hoy su número llega a las 500. Él pensó que estas zonas no eran simples zonas sin estrellas, no era la ausencia sino la presencia de masa la que podía explicar esto: descomunales nubes de partículas de polvo que absorbían y bloqueaban la luz de la estrellas situadas detrás de ella, de la misma forma que las nubes terrestres absorben e interceptan la luz solar. Es decir, además de nebulosas brillantes también existían nebulosas oscuras que no albergaban en su interior estrellas. Entre las nebulosas oscuras más famosas está la nebulosa Cabeza de Caballo en la constelación Orión, que resalta, según los astrónomos (…) como una cabeza de caballo oscura contra el fondo luminoso de otra nebulosa brillante.

De esta forma, si las nebulosas oscuras están distribuidas aproximadamente de manera uniforme por la Galaxia, es lógico pensar que su abundancia fuese máxima precisamente allí donde hay más estrellas: el plano de la Vía Láctea y en particular en la dirección de la constelación de Sagitario, donde está el centro galáctico y la mayoría de nuestra Galaxia. De esta forma, la razón por la que la Vía Láctea presente un brillo aproximadamente igual en todas direcciones no estriba en que el sistema solar se encuentre en el centro de ella, sino en que la mayor parte de la luz de la Galaxia se ve obstruida por las nebulosas oscuras. Lo que vemos desde la Tierra es sólo una porción de nuestra vecindad, un extremo de la Galaxia, con lo cual el Sol ocuparía esta vez no una posición central en el universo como lo imaginó Copernico o como lo observó William Hershel, sino más bien en un extremo de la Galaxia, como bien lo observó Shapley.

Galaxia de Sombrero. Mostrada de canto donde se puede observar la oscuridad de su perfil por las nubes de gas (Hubble spacial telescope)

De esta forma la conclusión de Shapley no era del todo correcta. Él supuso que la pérdida de luminosidad de las estrellas se debía únicamente a la distancia, pero, como hemos visto, la presencia de gases en el espacio atenúa en gran forma el brillo de las estrellas, así que la corrección a la escala Cefeida teniendo en cuenta la pérdida de luminosidad debida a la presencia de gas entre las estrellas^[8] arroja un resultado de un centro galáctico situado a unos 27700 años-luz. Y se calcula que contiene entre 200 mil millones y 400 mil millones de estrellas. A propósito, ¿cómo llegamos a esta cantidad? Vamos a verlo en el próximo artículo.

1. Con esto me refiero a que cuando se habla de colores primarios como azul, rojo y verde, es simplemente por la fisionomía de nuestro ojo. Nosotros sólo podemos detectar esos tres colores y combinaciones de ellos, sin embargo, la luz puede tomar cualquier color del arcoíris. Para más información sobre la fisionomía del ojo, te recomiendo este artículo de El Tamiz. [↩]
2. Sí, ya sé que se te aparece hasta en la sopa este señor. Pero, ¿qué le hacemos, si fue un genio? [↩]
3. Siendo estrictos, lo veríamos negro. El color negro es definido como la ausencia de luz visible. [↩]
4. O corrimiento al azul, si eres hincha del Chelsea. [↩]
5. Cuando veas estrellas azuladas o rojizas, esto no tiene nada que ver con el Efecto Doppler; ¡¡el color de una estrella es prácticamente igual tanto si se aleja como si se acerca de nosotros!! [↩]
6. Velocidades del orden de cientos de veces la velocidad del sonido. [↩]
7. Recordemos que el sistema solar tiene una extensión de unas diez horas-luz. [↩]
8. Aunque la densidad del espacio es pequeñísima, del orden de cientos de átomos por metro cúbico, las distancias entre estrellas son tan grandes que los efectos de dispersión son apreciables. [↩]

The Descubriendo nuestra galaxia. Los espectros estelares y las nubes de gas by César Augusto Nieto, unless otherwise expressly stated, is licensed under a Creative Commons Attribution-Noncommercial-No Derivative Works 2.5 Spain License.