| Toda la astronomía, y especialmente la cosmología, presentaba un grave obstáculo: el problema de medir las distancias a las estrellas. Si durante la noche observamos el cielo, podemos percibir amplitud y longitud, pero no profundidad. Desde nuestra ventajosa posición, las estrellas se ven como simples puntos blancos sobre un fondo negro. Ciertamente unos están más cerca que otros, pero, ¿cuáles? Las estrellas poseen una gama de luminosidades, tal como las bombillas eléctricas tienen diverso número de vatios, por lo que una estrella con una cierta luminosidad observada puede estar o muy cerca y ser intrínsecamente opaca, o muy lejos y ser intrínsecamente brillante.
Antes del siglo XX, hallar estrellas en las espirales hubiera sido un acontecimiento significativo pero, en sí mismo, no hubiera respondido a una pregunta más apremiante: ¿Formaban estas nebulosas parte de la Vía Láctea? La respuesta dependía de resolver dos rompecabezas relacionados, el tamaño de la Vía Láctea y la distancia a la nebulosa. No sería posible ninguna solución hasta que los astrónomos pudieran hallar un punto de referencia celeste fiable.
 Con el tiempo, comenzaron a aparecer indicios bastante modestos y parciales. Unos pocos años antes de que un noble irlandés, William Parson, tercer conde de Rosse, empezara la construcción de su famoso telescopio bautizado como el Leviatán, los astrónomos habían tenido al fin éxito en determinar la distancia a una estrella. Usaron un método llamado del paralaje trigonométrico, que tiene muchas similitudes con la forma que los ojos determinan las distancias relativas. Puesto que los ojos de una persona se hallan separados el uno del otro algunos centímetros, cada ojo ve el mundo desde una perspectiva ligeramente distinta. Mirado primero con un ojo y luego con el otro, un objeto en primer plano -digamos un lápiz sujeto al extremo del brazo- parece moverse un poco con relación a un fondo estacionario tal como una pared. En astronomía, las dos posiciones de la Tierra en los lados opuestos de su órbita alrededor del Sol corresponden a los ojos; las estrellas muy remotas constituyen el fondo estacionario contra el cual puede medirse el paralaje (y en consecuencia la distancia) de las estrellas considerablemente más próximas (derecha). Sin embargo, incluso las estrellas más cercanas están tan lejos que sus paralajes son imperceptiblemente pequeños: menos que el grosor aparente de una moneda pequeña a cinco kilómetros de distancia. Más allá de unos 600 años luz, las mediciones se vuelven enormemente inexactas. En cuanto a las nebulosas, ninguna mostró la menor prueba de movimiento paraláctico; sus distancias siguieron siendo un secreto cósmico.
Las medidas de las distancias astronómicas pudieron cimentarse en bases más sólidas alrededor de 1912, cuando Henrietta Leavitt, del Observatorio de la Universidad de Harvard, descubrió un resultado notable para ciertas estrellas denominadas variables cefeidas. Se sabía que la luminosidad de dichas estrellas es oscilante: se tornan más opacas, luego brillantes, luego opacas nuevamente, en ciclos regulares. Leavitt analizó un grupo de cefeidas apiñadas entre sí, por lo que se conocía que estaban a una misma distancia. En una constelación, una estrella que parecía dos veces más brillante que otra era en efecto dos veces más luminosa. Leavitt descubrió que el tiempo que le tomaba a una cefeida completar un ciclo dependía de su luminosidad. Por ejemplo, las cefeidas que son mil veces más luminosas que nuestro Sol completan un ciclo de luz cada tres días. Las cefeidas diez mil veces más luminosas finalizan su ciclo cada treinta días. Una vez que se ha calibrado este comportamiento para las estrellas cefeidas cercanas, de distancia y luminosidad conocidas, puede utilizarse para medir la distancia de estrellas cefeidas lejanas. Midiendo la duración del ciclo de una estrella cefeida en particular se puede deducir su luminosidad.
La relación período-luminosidad para las estrellas variables cefeidas. La curva superior muestra la variación en el tiempo de la luminosidad de una cefeida típica. La luminosidad de esta estrella en especial varía de aproximadamente mil a dos mil veces en comparación a la del Sol en un ciclo cercano a los cinco días. La curva inferior muestra cómo la luminosidad promedio de las cefeidas varía de acuerdo a su tiempo de ciclo, o período. La estrella cefeida que aparece en la curva superior corresponde a un punto en la curva inferior. |
Luego, al comparar la luminosidad de la estrella con su brillantez observada, se puede determinar su distancia, tal como podría ingerirse la distancia de una ampolleta (bombilla) eléctrica a partir de su vataje y brillantez observados. Con el descubrimiento de Leavitt, las cefeidas se convirtieron en postes indicadores de distancia en el espacio.
En 1918 los astrónomos lograron medir el tamaño de la Vía Láctea gracias a estrellas cefeidas encontradas en diversos puntos. En 1924, tal como ya lo vimos en la separata anterior, Hubble descubrió una cefeida en la tenue mancha de estrellas conocido como nebulosa de Andrómeda, lo que le permitió medir su distancia. Durante los años siguientes, Hubble y otros astrónomos midieron las distancias a muchas nebulosas, a las que por siglos se había observado e intentado descifrar. Se descubrió que muchas eran galaxias independientes compuestas por estrellas. Gracias a tales descubrimientos, las galaxias, no las estrellas, pasaron a ser las unidades básicas de la materia en el universo.
En cosmología, lo primero que nos abruma es la inmensidad del espacio. Para apreciar distancias cósmicas, podríamos empezar cerca de casa. El diámetro de la Tierra mide 12.742 kilómetros, la distancia a la Luna es de 384.400 Km. y la distancia al Sol, de 150 millones de Km. La distancia a la estrella más cercana al Sol, la Alfa Centauro, es de 41.626.074.000.000 de Km. Todas estas distancias se calcularon con exactitud ya en el siglo XVIII. Para medir distancias mayores conviene utilizar el año luz, que es la distancia que recorre la luz en un año, o sea, 9.460.510.000.000 Km. o 9,46051 x 1012 Km/año. Según estos términos, la estrella más cercana al Sol Alfa Centauro está a 1,3 parsecs (1 parsec = 3,086 x 1013 Km.) o 3,26 al (años luz) . El diámetro de nuestra galaxia, la Vía Láctea, mide casi cien mil años luz. En otras palabras, un rayo de luz tarda cien mil años en atravesar la Vía Láctea de un extremo al otro. Andrómeda, la galaxia más cercana a la nuestra, está a unos dos millones de al.
Cuando representamos con una ilustración las ubicaciones de los objetos celestiales, normalmente concurrimos a cometer un gran disparate que puede llegar a producir una conclusión equivocada en el lector, ya que en las ilustraciones éstos aparecen muchísimo más cercanos entre sí de lo que están en realidad.
Si quisiéramos ilustrar la distancia entre el Sol y la estrella más cercana, Alfa Centauro, en una escala real, tendríamos que dibujar a ambas estrellas como círculos de 1,3 cm., separadas por 416 Km. en línea recta. Lo anterior, implica que si se nos ocurre dibujar al Sol en Santiago, a Alfa Centauro, entonces, deberíamos ubicarla por ahí, cerca de La Serena, y si lo dibujamos en el barrio San Isidro de Buenos Aires, su estrella más cercana debería estar en Mar del Plata.
Ahora bien, una hermosa galaxia típica, como nuestra Vía Láctea, contiene –como ya lo hemos señalado anteriormente- unos 100 mil millones de estrellas, las que se orbitan unas a otras como consecuencia de su interacción gravitatoria y, todas ellas, se pasean en torno al centro de la Galaxia. Nuestro Sol tarda aproximadamente 200 millones de años en completar una órbita alrededor del centro de la Vía Láctea. En promedio, las galaxias se encuentran separadas, una de otra, por una distancia aproximada de unos 10 millones de años luz (al), o cien veces el diámetro de una galaxia. En consecuencia, las galaxias son como enjambres de estrellas aisladas en el espacio como islas cósmicas, o sea, rodeadas principalmente de vacío por todas sus partes. La hipótesis de Einstein de la homogeneidad debería haberse comprobado en volúmenes de espacio que contuvieran una multiplicidad de galaxias.
Como ya lo tuvimos viendo en la separata anterior, quizás el mayor descubrimiento de la cosmología moderna fue el que realizó Hubble en 1929: el universo se expande. Para llegar a esa conclusión, Hubble logró determinar en sus estudios observacionales que realizaba en el telescopio del Mount Wilson, que las galaxias que cohabitan con la nuestra se están alejando de nosotros en todas direcciones. Para poder desarrollar este tipo de análisis se requiere de dos tipos de mediciones: la velocidad y la distancia de galaxias vecinas. Desde comienzos de siglo se sabía que muchas de las nebulosas estaban en movimiento y se alejaban a grandes velocidades de la Tierra. La técnica conocida como el efecto Doppler fue determinante para esta conclusión. Las galaxias, al igual que todas las fuentes luminosas, emiten luz de colores específicos (longitudes de onda), relacionados con la composición química de la galaxia. Cuando una fuente de luz está en movimiento, sus colores cambian, de manera similar a lo que ocurre cuando se altera el tono de una fuente de sonido en movimiento. El tono del silbato de un tren, por ejemplo, baja a medida que el tren se aleja y sube cuando éste se acerca. Con respecto a la luz, el análogo del tono es el color. Si una fuente de luz se acerca, sus colores se debilitan, la longitud de onda pasa a ser la del azul, en el extremo del espectro; si la fuente se aleja, sus colores se tornan más fuertes, hacia el rojo. La velocidad de la fuente de luz en movimiento se puede deducir a partir del grado de esta alteración. A pesar de que el efecto en la luz es generalmente mínimo, existen instrumentos delicados que pueden detectarlo.
UN VELOCÍMETRO ESPECTRAL
Los cuerpos que cohabitan el cosmos irradian energía en un amplio abanico de longitudes de onda a lo largo del espectro electromagnético, incluido el estrecho segmento que comprende la luz visible (gráfico primero de abajo). Para los científicos que se articulan para el estudio del universo, la luz tiene muchas cosas que decir cuando se logra traducir el efecto Doppler (segundo) que ella muestra. El marco que lo rige obedece a una de las más sencillas reglas de la física que afirma que la frecuencia observada de una onda luminosa resulta afectada por el movimiento relativo de la fuente y del observador, del mismo modo que el tono de la bocina de un vehículo cambia de más alto a más bajo cuando pasa por nuestro lado.
El espectro estelar varía con la composición química. Cuando la luz generada dentro de una estrella cruza sus capas gaseosas externas, algunas longitudes de onda son absorbidas por diversos gases, produciendo un esquema distintivo de líneas oscuras de absorción de las tonalidades irisadas del espectro (tercero). El espectro de una galaxia (cuarto) muestra también estas líneas puesto que es una mezcla de los espectros de sus miles de millones de estrellas. Debido al efecto Doppler, el movimiento de un objeto celeste hará que las líneas de absorción se desplacen de posición a lo largo del espectro. Se trata de desplazamientos pequeñísimos, y a menudo representan un cambio en la longitud de onda de sólo unas pocas millonésimas de milímetros. Pero comparando estas posiciones con las de un conjunto de líneas no desplazadas producidas en laboratorio, los científicos pueden averiguar dos importantes hechos: si el objeto se encuentra en movimiento hacia la Tierra o se aleja de ella, y la velocidad a la que lo hace. | |
Espectro electromagnético.-El espectro está dividido en longitudes de onda. La porción visible va de las ondas más cortas del violeta a las ondas más largas del rojo (esquematizado arriba). Debido a que las ondas electromagnéticas se denominan en parte según cómo son generadas o detectadas, las divisiones del espectro pueden sobreponerse.
| Efecto Doppler.- En este ejemplo, la fuente emite ondas de luz de una longitud determinada. Cuando la fuente se acerca comprime las ondas frente a ella, desplazando la longitud de la onda observada hacia el lado más corto, o azul, del espectro. Ahora, cuando la fuente se aleja, el intervalo entre los picks de las ondas se alarga, desplazando la longitud de la onda hacia el rojo. 
Desplazamiento hacia el rojo.- Para un objeto inmóvil, la absorción de líneas para ciertos elementos químicos aparecen en una posición determinada del espectro (izquierda, arriba). (El ejemplo de líneas de absorción ha sido estilizado para una mejor comprensión.) En un objeto que se aleja del observador (centro), todas las longitudes de onda se estiran; partes normalmente visibles del espectro se pierden en el infrarrojo, y algo del ultravioleta normalmente invisible se desplaza hacia lo visible. Las líneas de absorción que aparecerían normalmente hacia el extremo azul se desplazan así hacia el rojo. El espectro de un objeto que se mueve hacia el observador se desplaza hacia el azul.
El efecto de desplazamiento al rojo. Después de pasar la luz de una galaxia a través de un prisma, cada color emitido aparece como una línea vertical a una cierta longitud de onda. El movimiento de la galaxia hace que cada color emitido altere su longitud de onda en un grado fraccionario proporcional a la velocidad del movimiento. La cuarta línea a la derecha que se aprecia en la figura inferior, para la galaxia en movimiento, corresponde a un color no emitido por la galaxia estática. Sin embargo, las primeras tres líneas y su posición relativa pueden identificarse en forma inequívoca con las primeras tres líneas de la galaxia estática y así utilizarse para calcular la modificación en la longitud de onda y, por lo tanto, la velocidad de la galaxia en movimiento.
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