| Hacia fines del siglo XIX, el gran astrónomo holandés Jacobo C. Kapteyn abordó de la estructura de la Vía Láctea utilizando en principio métodos semejantes a los usados por Herschel un siglo antes. No es sorprendente a que Kapteyn llegara a conclusiones similares a las de Herschel: la Vía Láctea es un sistema lenticular, con el Sol muy cerca de su centro y con una dimensión de unos 30 mil años-luz de diámetro y unos 6 mil años-luz de espesor. Este modelo es muy similar al de Herschel sólo que algo más grande.
Kapteyn estaba consciente que los métodos de recuentos estelares para determinar la estructura de la galaxia son muy sensibles a la transparencia del espacio interestelar. La luz de un objeto luminoso se diluye con el cuadrado de la distancia (por ejemplo, de un objeto dos veces más lejos recibimos la cuarta parte de la luz; de un objeto diez veces más lejos recibimos el 1% de la luz). En base a eso, juzgando el brillo aparente podemos estimar la distancia de una estrella. Sin embargo, si la luz fuese debilitada en el camino por la presencia de material absorbente, utilizando su brillo aparente sobrestimaríamos la distancia a una estrella; eso nos provocaría una disminución aparente de la densidad y por la caída de la densidad subestimaríamos el tamaño de la Galaxia. Kapteyn buscó pruebas de la existencia de absorción en el espacio interestelar y no las pudo encontrar, declarando entonces que su modelo era esencialmente correcto.
Entre 1915 y 1920 el joven astrónomo norteamericano Harlow Shapley (1885-1972) entró en escena con ideas totalmente frescas. No pretendía estudiar la estructura de la Galaxia, pero se dio cuenta, estudiando los cúmulos globulares, que su distribución aparente en el cielo es bastante curiosa. Se los ve preferentemente fuera de la franja luminosa que llamamos Vía Láctea en el cielo, más o menos por igual a ambos lados de ella, pero muestran una clara concentración hacia la constelación de Sagitario en el sentido longitudinal. Shapley utilizando estrellas variables del tipo cefeidas determinó la distancia a un buen número de cúmulos globulares encontrando que el centro de masas (centro geométrico) del sistema de cúmulos globulares quedaba muy lejos del Sol, a unos 60 mil años-luz hacia la constelación de Sagitario.
En consecuencia, la clave de Shapley para determinar la forma de nuestra galaxia fue la distribución de los cúmulos globulares, las bolas de estrellas que se distribuyen por el halo. Antes de los trabajos de Shapley en 1918, los astrónomos sabían que la distribución de esos cúmulos globulares no era simétrica, se hallaban la mayoría de ellos en un hemisferio del firmamento. Aproximadamente un tercio de los cúmulos globulares están en la constelación de Sagitario, que sólo ocupa el 2 por ciento del cielo. Suponiendo el centro de nuestra galaxia coincidente con el centro de distribución de los cúmulos globulares, Shapley, con el nuevo telescopio de Mount Wilson, demostró que el centro de nuestra galaxia se hallaba en la dirección de Sagitario. Utilizando la relación período-luminosidad que descubrió la astrónomo Henrietta Leavitt (1912), mientras estudiaba las estrellas variables cefeidas en la Pequeña Nube de Magallanes, en la cual observó una relación directa entre su luminosidad y su período de fluctuación, Shapley con las cefeidas de los cúmulos globulares, calculó que la distancia hasta el centro de la galaxia tenía que ser realmente enorme. La visión de la geometría de la galaxia de Shapley tuvo confirmación posterior gracias al astrónomo holandés Jan Oor, que demostró que las estrellas se movían alrededor del centro galáctico.
Sí Shapley no se equivocó estamos en el borde de nuestra galaxia. Pero surgen otros problemas. ¿Por qué el centro de la Galaxia, con su concentración de estrellas, no brilla intensamente en la constelación de Sagitario? ¿Por qué se distribuyen tan uniformemente las estrellas que vemos en el cielo nocturno? La explicación es que nuestra Galaxia (como todas las galaxias espirales) contiene gran cantidad de gas y de polvo que oscurecen la luz estelar brillante del centro galáctico. De hecho, el gas y el polvo bloquean prácticamente la luz de todas las estrellas salvo el millar de las próximas a nuestro Sol que pueden verse a simple vista, y éstas muestran una distribución uniforme por el cielo nocturno.
El polvo de nuestra galaxia creó muchas complicaciones durante mucho tiempo, a los observadores. El polvo galáctico no sólo oscurece las estrellas lejanas: enrojece su luz, además. El enrojecimiento dificultaba la tarea de identificar el color preciso de la estrella, dato que era útil para calcular la distancia que la separaba de nosotros. Los problemas que planteaban el polvo y el gas y el de la determinación geométrica de nuestra galaxia no se resolvieron hasta 1930, gracias a la meticulosa labor de observación de Robert Trümpler, astrónomo suizo del observatorio de Lick. Este astrónomo demostró, estudiando grupos de estrellas en cúmulos abiertos, que la intensidad de la luz estelar de nuestra galaxia se ve reducida a la mitad por cada tres mil años luz que viaja por el disco. Utilizando éste y otros datos, pudieron «corregir» los astrónomos sus observaciones de estrellas lejanas y establecer escalas precisas de distancias.
Aunque Shapley tenía razón en lo referente a la estructura de nuestra galaxia de la Vía Láctea y defendió animosamente su postura, insistió curiosamente en decir que las nebulosas espirales formaban parte de nuestra galaxia, no eran exteriores a ella. Walter Baade recordaba que se había opuesto a la opinión de Shapley en 1920, citando las pruebas aportadas por una exposición fotográfica de larga duración hecha con un telescopio de 60 pulgadas que resolvió, al parecer, estrellas individuales de la espiral M 33. Si esto era cierto, significaba que la M 33 estaba lejos de nuestra galaxia y no formaba parte de ella. Para Shapley, las imágenes de la fotografía no eran estrellas sino gas. Las discrepancias entre Shapley y algunos de sus colegas desembocaron en un debate célebre que tuvo con el astrónomo Heber Doust Curtis en la Academia Nacional de Ciencias estadounidense en 1922.
La argumentación de Shapley se basaba en cálculos muy precisos de la rotación de las nebulosas espirales que había realizado el astrónomo Adrian van Maanen. Si las espirales tenían un movimiento de rotación tan rápido como indicaban los cálculos de van Maanen, y si se suponía que estaban muy lejanas (tal como sostenía el adversario de Shapley), las estrellas de la espiral tendrían que estar moviéndose a velocidades comparables a las de la luz y hasta quizá mayores. Esto era imposible, porque nada se mueve más deprisa que la luz. Por tanto, o las espirales eran objetos próximos, como sostenía Shapley, o había un grave error en las mediciones de van Maanen. A pesar del sumo cuidado con que van Maanen realizó sus cálculos de la rotación de las galaxias, éstos se hallaban en el umbral tecnológico de su época y resultó que eran erróneos. Las galaxias espirales realizan un movimiento de rotación, pero es una rotación mucho más lenta de lo que calculaba van Maanen. Así pues, también se equivocaba Shapley, aunque no lo supiese hasta mucho después.
Curtis, su adversario en el debate, defendió la otra tesis, la de que las espirales estaban lejos y representaban galaxias separadas, que es el punto de vista que aún hoy sostenemos. El centró su argumentación en la M 31, la nebulosa de Andrómeda, y dijo que no podía ser una nube de gas local de nuestra galaxia. Pero las pruebas de Curtis eran en realidad bastante poco duras. Decía que había un número considerable de novas (probablemente estrellas estallando) en la nebulosa de Andrómeda, aunque sus luminosidades observadas, a diferencia de las de las novas ordinarias, eran muy variables. Las pruebas de que se trataba de auténticas novas como las observadas en nuestra galaxia no eran concluyentes, según Shapley, y no había pues razón para creer que la nebulosa de Andrómeda fuese algo más que una nube local de gas.
La polémica sobre el carácter extragaláctico de las nebulosas espirales no quedó zanjada en la Academia Nacional de Ciencias. La zanjaron, con un meticuloso trabajo de observación, Edwin Hubble y otros más, que se consagraron al estudio de las galaxias. Hubble siguió el camino trazado por el astrónomo John C. Duncan, que había localizado, buscando novas en la galaxia Andrómeda, una estrella variable parpadeante que era probablemente una cefeida. Hubble localizó otras cuarenta cefeidas más en Andrómeda y muchas más en otras galaxias. Midiendo su ritmo de parpadeo, halló Hubble su luminosidad absoluta y pudo determinar, comparándola con su luminosidad observada, la distancia que había hasta ellas... una distancia tan grande que no cabía la menor duda de que las galaxias estaban muy lejos, fuera del sistema de la Vía Láctea. Según el destacado astrónomo Allan Sandage, las observaciones de Hubble probaron concluyentemente que las nebulosas eran galaxias externas de dimensiones comparables a la nuestra. Se abría así la última frontera de la astronomía y se hacía, por primera vez, una valoración conceptual correcta del universo. Las galaxias son las unidades de materia que definen la «estructura granular del universo». Después de los trabajos de Hubble, en seguida se convencieron los otros astrónomos de que estas nebulosas eran sistemas estelares insulares descomunales y lejanos, similares al nuestro.
Cuando Shapley tuvo la genial idea de razonar que si los cúmulos globulares están asociados a la Vía Láctea como parece ser el caso, es más lógico pensar que el centro de los cúmulos corresponda al centro de la Galaxia. Por lo tanto, propuso que la Galaxia es un sistema diez veces más grande que lo aceptado en el modelo de Kapteyn y que el Sol se sitúa muy lejos del centro, más bien cerca del borde. Podemos decir que Shapley hace 81 años le propinó un golpe al ego del hombre comparable con el que le diera Copérnico 375 años antes, El Sol no tan sólo es una estrella ordinaria sino que no está en el centro de la Vía Láctea, más bien cerca de un borde de ella, en un lugar sin ninguna connotación especial.
El modelo que concita la mayor aceptación hasta hoy es, en diseño, el de Shapley, pero con una corrección de escala. Se cree hoy que la Galaxia tiene un tamaño de 100.000 al (años-luz) de diámetro, con el Sol a unos 2 5 mil al del centro. El Sol gira en torno al centro de la Galaxia con una velocidad de 220 kilómetros por segundo, completando una revolución en algo más de 200 millones de años. Como el Sol tiene una edad de 4.600 millones de años ha completado más de 20 giros en torno al centro galáctico. El número de estrellas que habitan en la Vía Láctea junto con el Sol, se estima en unos 200 mil millones.
Modelo esquemático de nuestra galaxia. Los límites indicados confinan el lugar donde están la mayoría de las estrellas. Sin embargo, todo eso está rodeado de una zona de muy baja densidad estelar, el halo, que a su vez parecería estar inmerso en una corona que podría alcanzar más de 300.000 al de diámetro.
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