El Cedazo

Las Pléyades con los nombres de las estrellas más representativas (Observatorio anglo-australiano)

En el artículo anterior de esta serie de astronomía habíamos observado la elegante forma en que el genial astrónomo anglo-alemán William Herschel había llegado a una solución de la paradoja de Olbers proponiendo, a partir de sus observaciones, una estructura en forma de lente de la galaxia en la que nos encontramos. Las observaciones, mejoradas por Jacobus Kapteyn, mostraron conclusiones importantísimas pero, como todo en ciencia, no resultaron ser la verdad absoluta. Pronto se vio que no eran el todo ciertas.

A pesar de que las observaciones hechas por Herschel-Kapteyn sugerían que el Sol estaba en el centro del Universo-galaxia, hubo ciertos resultados que tropezaron posteriormente con esta idea. Estas observaciones no fueron hechas a estrellas, sino a objetos en la bóveda estelar que lucían un poco más borrosos que ellas, los cúmulos de estrellas, cuerpos que son visibles incluso sin instrumentos. El cúmulo más famoso son las Pléyades, conocidas incluso antes de la Grecia Clásica. Son mencionadas en muchas culturas e incluso en la Biblia (Job 9:9, 38:31; Amós 5:8). Se trata de un pequeño cúmulo de estrellas de brillo moderado en la constelación Tauri, el toro. A simple vista pueden verse unas siete estrellas  tan juntas que es difícil discernirlas por separado. Cuando Galileo enfocó su telescopio hacia ellas, comprobó que podían verse sin dificultad 36 estrellas en dicho grupo. Probablemente haya unas 750. Bessel, en 1840 observó que el movimiento propio de todos los elementos de este cúmulo (comprobando que son estrellas muy juntas efectiva y no aparentemente) era de 5,5 segundos de arco por siglo (!!), todos ellos en la misma dirección.

M13. Cúmulo globular de Hércules.

Pero no todos los objetos borrosos en el cielo eran cúmulos estelares. Algunos de ellos, que se mueven relativamente rápido en el cielo, eran buscados por el astrónomo francés Charles Messier (1730-1817). Estos objetos borrosos son los cometas. El descubrimiento de muchos de los que hoy conocemos se lo debemos a este incansable hombre.

Sin embargo, Messier se veía constantemente burlado por elementos difusos que, a diferencia de los cometas, permanecían relativamente fijos en la bóveda estelar. En 1781 trazó un mapa detallado señalando la posición de cuarenta objetos difusos que permanecían relativamente quietos; de esta forma él y otros astrónomos, cuando estuvieran buscando cometas, conocerían su ubicación y los ignorarían al momento de la exploración.

Con el tiempo, la lista de objetos de Messier fue aumentando hasta unos cien. Dentro de estos objetos podemos destacar el decimotercero, llamado M13 (La M es la abreviación de objeto difuso de Messier). William Herschel estudió tal objeto y se dio cuenta de que realmente se trataba de un cúmulo estelar. En este cúmulo las estrellas se ven mucho más apretadas que en las Pléyades. Los astrónomos han contado más de cien mil estrellas en su interior y seguramente, según las últimas estimaciones, su número oscile entre 500 y 800 mil. Estos cúmulos de gran densidad son llamados cúmulos globulares, a diferencia de otros menos densos, como las Pléyades, que cuentan con menos  estrellas y son llamados cúmulos abiertos. Hoy en día se conocen unos cien cúmulos globulares y se cree que hay unos trescientos en la galaxia.

Constelación de Sagitario, donde se muestra una gran cantidad de objetos de Messier, la mayoría de ellos son cúmulos globulares.

Un hecho que permaneció inexplicable durante un gran tiempo es que los cúmulos estelares no se encuentran distribuidos de modo uniforme en el cielo; quien lo señaló fue el hijo de William Herschel, John (1792-1871), un astrónomo también de mucha fama. En efecto, la mayoría de los cúmulos se observan en el Hemisferio Norte, y un tercio de ellos se halla en la constelación de Sagitario, la cual ocupa tan sólo un 2% de la superficie celeste. John Herschel pensó que tal fenómeno no podría ser accidental y debería tener algún significado. La razón de tan peculiar fenómeno fue desconocido durante todo el siglo siguiente, debido en parte a que no se conocía la distribución de los cúmulos en la galaxia, pues la mayoría de ellos están tan alejados que su paralaje es imposible de medir y tal método, hasta el siglo XX, era el único conocido para medir distancias.

Estrella variable cefeida.

Sin embargo, entrado el siglo XX, se optimizó un nuevo método para la medición de distancias no a estrellas, sino a masas estelares. Este método utiliza la observación de estrellas variables, así llamadas porque su brillo varía periódicamente. La primera estrella variable estudiada fue Delta Cephei, la cuarta estrella en brillo de la constelación Cefeo. En un periodo de 5,37 días, la estrella se oscurece  y se vuelve a abrillantar de manera paulatina. Aparte de Delta-Cephei se han descubierto otras estrellas variables con periodos de duración cortos y regulares. En general, estos periodos oscilan entre dos y cuarenta y cinco días, aunque los periodos de alrededor de una semana son muy comunes. A este tipo de estrellas variables se les agrupa bajo la denominación de “estrellas variables del tipo Delta-Cephei” o simplemente “Cefeidas”.

A pesar de ser objetos curiosos, al principio no se les dió mayor importancia. Sin embargo, hacia 1912, la astrónomo estadounidense Henrietta Swan Leavitt (1868-1921) localizó y estudió cientos de Cefeidas en la pequeña nube de Magallanes,^[1] trabajando en un observatorio de Arequipa, Perú.

Pequeña nube de Magallanes.

Las dos nubes de Magallanes son zonas luminosas similares a la Vía Láctea, pero muy separadas de ella. Fueron descritas por primera vez en 1521 por el cronista que acompañó a Fernando de  Magallanes en su viaje alrededor de la Tierra, y de ahí viene su nombre. En 1834 John Herschel las observó desde un observatorio ubicado en Sudáfrica y vio que, al igual que la Vía Láctea, estaban constituidas por un sinfín de estrellas. Sin embargo, no acumulaban estrellas de gran brillo cerca de ellas, así que deberían encontrarse a gran distancia. De hecho, están tan alejadas de nosotros que las distancias relativas entre estrellas pueden despreciarse con respecto a su distancia con respecto a la Tierra. En pocas palabras, podemos suponer que todas las estrellas de las nubes de Magallanes, y en particular las Cefeidas,  están todas ellas a la misma distancia de la Tierra.^[2] Esto resulta de gran utilidad, pues podemos afirmar que las diferencias de brillo que apreciamos entre estrellas se deben a una diferencia real en su brillo, y no a la diferencia de distancias.

Las galaxias satélite de la Vía láctea. Algunas galaxias enanas y las nubes de Magallanes (A escala)

Los estudios de Swan Leavitt en la Nube pequeña de Magallanes concluyeron que, cuanto más brillante era una Cefeida, mayor era también su periodo de variación. Una Cefeida de esta Nube con una magnitud de 15,5 tenía un periodo de dos días; otra de magnitud 14,8, un periodo de cinco días y uno de una estrella de magnitud 12,0, de cien días. Leavitt consideró que la distancia de las todas estrellas de la Nube hasta la Tierra era la misma, concluyendo que existía una relación regular entre el periodo de variación de una Cefeida y su luminosidad. Tomando en cuenta este fenómeno, conociendo el brillo aparente de una Cefeida cercana o su periodo de variación, podemos conocer su distancia a la Tierra con respecto a la distancia de la Tierra a la pequeña Nube de Magallanes, es decir, podemos concluir que está al doble de distancia (o a la mitad, o diez veces más lejos, etc) que dicha pequeña Nube de Magallanes. Sin embargo, sin conocer tal distancia, la que nos separa de la Nube pequeña de Magallanes, no sabríamos la distancia real de la Cefeida (nos encontramos con un método similar al de Kepler que medía proporciones entre las distancias de los planetas al Sol). A pesar de eso, el método no perdía su valor.

Relación entre el periodo de una Cefeida y su brillo máximo (en escala logarítmica)

En los años posteriores al descubrimiento de Leavitt, el astrónomo también estadounidense Harlow Shapley (1885-1972) aprovechó la escala Cefeida para estudiar los cúmulos globulares de nuestra galaxia. Muchos de estos cúmulos tenían un cierto número de Cefeidas. Midiendo los periodos de estas variables Shapley, según los resultados de Swan Leavitt, podía calcular su brillo como si estuviesen en la pequeña Nube de Magallanes, y, comparando este brillo con el que realmente exhibían, podía calcular la proporción de la distancia de la Tierra a la Cefeida en relación con la distancia de la Tierra a la pequeña Nube de Magallanes.

Disposición de los principales cúmulos globulares en torno a la vía láctea. Vemos su organización en torno al centro.

Promediando las distancias obtenidas para las Cefeidas del cúmulo, obtenemos la distancia del cúmulo en el que se encuentran. Todos estos cálculos parecían indicar que los cúmulos globulares estaban distribuidos esféricamente, constituyendo algo así como un gran balón con su centro en un punto en la dirección a la constelación de Sagitario.

¿Cuál era la razón de que los cúmulos globulares estuviesen dispuestos de esta forma tan peculiar? Shapley consideró lógico suponer que los cúmulos se agrupaban en torno al centro masivo de la Galaxia, del mismo modo que los planetas se apiñan en torno al Sol. Si esto fuese cierto, el Sistema Solar no se encontraría en el centro de la galaxia, sino más bien a las afueras de ésta. Para saber a qué distancia se encontraba el centro galáctico, sólo bastaba medir, o bien la distancia del sistema Solar a la pequeña Nube de Magallanes o, por lo menos, la distancia a una Cefeida de la galaxia. De esta forma resolveríamos el problema de obtener las dimensiones reales de la Vía Láctea.

Mas ¿cómo llegar a conocer la distancia a las Cefeidas, cuando ninguna de ellas está suficientemente próxima para poder medir su paralaje? Si queremos explicar el método que utilizó Shapley para superar este contratiempo, no tendremos más remedio  que zambullirnos en otra historia y retroceder tres cuartos de siglo en el tiempo. Bueno, de ello hablaremos en el próximo artículo.

1. Sólo observable en el hemisferio Sur. [↩]
2. Es como si dijéramos que todos los habitantes de Madrid viven a la misma distancia del Camp Nou de Barcelona. Tal afirmación no es estrictamente cierta pero, para fenómenos prácticos, es muy buena aproximación. [↩]

The Descubriendo nuestra galaxia. Los cúmulos estelares y la escala Cefeida by César Augusto Nieto, unless otherwise expressly stated, is licensed under a Creative Commons Attribution-Noncommercial-No Derivative Works 2.5 Spain License.