Isaac Asimov nueva guía de la ciencia ciencias físicas

increíblemente mayores.

A simple vista podemos distinguir unas 6.000 estrellas. La invención del telescopio

puso claramente de manifiesto que tal cantidad era sólo una visión fragmentaria del

Universo. Cuando Galileo, en 1609, enfocó su telescopio hacia los cielos, no sólo

descubrió nuevas estrellas antes invisibles, sino que, al observar la Vía Láctea, recibió

una profunda impresión. A simple vista, la Vía Láctea es, sencillamente, una banda

nebulosa de luz. El telescopio de Galileo reveló que esta banda nebulosa estaba

formada por miríadas de estrellas, tan numerosas como los granos de polvo en el

talco.

El primer hombre que intentó sacar alguna conclusión lógica de este descubrimiento

fue el astrónomo ingles, de origen alemán, William Herschel. En 1785, Herschel sugirió

que las estrellas se hallaban dispuestas de forma lenticular en el firmamento. Si

contemplamos la Vía Láctea, vemos un enorme número de estrellas; pero cuando

miramos el cielo en ángulos rectos a esta rueda, divisamos relativamente menor

número de ellas. Herschel dedujo de ello que los cuerpos celestes formaban un sistema

achatado, con el eje longitudinal en dirección a la Vía Láctea. Hoy sabemos que, dentro

de ciertos límites, esta idea es correcta, y llamamos a nuestro sistema estelar Galaxia,

25

otro término utilizado para designar la Vía Láctea (galaxia, en griego, significa

«leche»).

Herschel intentó valorar el tamaño de la Galaxia. Empezó por suponer que todas las

estrellas tenían, aproximadamente, el mismo brillo intrínseco, por lo cual podría

deducirse la distancia relativa de cada una a partir de su brillo. (De acuerdo con una

ley bien conocida, la intensidad del brillo disminuye con el cuadrado de la distancia, de

tal modo que si la estrella A tiene la novena parte del brillo de la estrella B, debe de

hallarse tres veces más lejos que la B.)

El recuento de muestras de estrellas en diferentes puntos de la Vía Láctea permitió a

Herschel estimar que debían de existir unos 100 millones de estrellas en toda la

Galaxia. Y por los valores de su brillo decidió que el diámetro de la Galaxia era de unas

850 veces la distancia a la brillante estrella Sirio, mientras que su espesor

correspondía a 155 veces aquella distancia.

Hoy sabemos que la distancia que nos separa de Sirio es de 8,8 años luz, de tal modo

que, según los cálculos de Herschel, la Galaxia tendría unos 7.500 años luz de

diámetro y 1.300 años luz de espesor. Esto resultó ser demasiado conservador. Sin

embargo, al igual que la medida superconservadora de Aristarco de la distancia que

nos separa del Sol, supuso un paso dado en la dirección correcta.

Resultó fácil creer que las estrellas en la Galaxia se movían en ella (como ya he dicho

antes) igual que las abejas en un enjambre, y Herschel mostró que el mismo Sol

también se mueve de esta manera.

En 1805, tras haberse pasado veinte años determinando los movimientos apropiados

de tantas estrellas como le fue posible, descubrió que, en una parte del firmamento,

las estrellas, en general, parecían moverse hacia fuera desde un centro particular (el

ápex). En un lugar del firmamento directamente enfrente del primero, las estrellas

parecen moverse por lo general hacia dentro de un centro particular (el antiápex).

La forma más simple de explicar este fenómeno consistió en suponer que el Sol se

movía alejándose del antiápex y hacia el ápex, y que las estrellas en enjambre

parecían apartarse mientras el Sol se aproximaba, y más cerca por detrás. (Esto es un

efecto común. Lo veríamos si caminásemos a través de un grupo de árboles, pues

estaríamos tan acostumbrados al efecto que apenas nos daríamos cuenta de él.)

Por lo tanto, el Sol no es el centro inmóvil del Universo como Copérnico había pensado,

sino que se mueve aunque no de la forma que habían creído los griegos. No se mueve

en torno de la tierra, sino que lleva a la Tierra y a todos los planetas junto con él

mientras avan/.a a través de la Galaxia. Las mediciones modernas muestran que el Sol

se mueve (en relación a las estrellas más cercanas) hacia un punto en la constelación

de la Lira, a una velocidad de 18 kilómetros por segundo.

26

A partir de 1906, el astrónomo holandés Jacobo Cornelio Kapteyn efectuó otro estudio

en la Vía Láctea. Tenía a su disposición fotografías y conocía la verdadera distancia de

las estrellas más próximas, de modo que podía hacer un cálculo más exacto que

Herschel. Kapteyn decidió que las dimensiones de la Galaxia eran de 23.000 años luz

por 6.000. Así, el modelo de Kapteyn de la Galaxia era 4 veces más ancho y 5 veces

más denso que el de Herschel. Sin embargo, aún resultaba demasiado conservador.

En resumen, hacia 1900 la situación respecto a las distancias estelares era la misma

que, respecto a las planetarias, en 1700. En este último año se sabía ya la distancia

que nos separa de la Luna, pero sólo podían sospecharse las distancias hasta los

planetas más lejanos. En 1900 se conocía la distancia de las estrellas más próximas,

pero sólo podía conjeturarse la que existía hasta las estrellas más remotas.

Medición del brillo de una estrella

El siguiente paso importante hacia delante fue el descubrimiento de un nuevo patrón

de medida —ciertas estrellas variables, cuyo brillo oscilaba—. Esta parte de la Historia

empieza con una estrella, muy brillante, llamada Delta de Cefeo, en la constelación de

Cefeo. Un detenido estudio reveló que el brillo de dicha estrella variaba en forma

cíclica: se iniciaba con una fase de menor brillo, el cual se duplicaba rápidamente, para

atenuarse luego de nuevo muy lentamente, hasta llegar a su punto menor. Esto

ocurría una y otra vez con gran regularidad. Los astrónomos descubrieron luego otra

serie de estrellas en las que se observaba el mismo brillo cíclico, por lo cual, en honor

de Delta de Cefeo, fueron bautizadas con el nombre de «cefeidas variables» o,

simplemente, «cefeidas».

Los períodos de las cefeideas —o sea, los intervalos de tiempo transcurridos entre los

momentos de menor brillo— oscilan entre menos de un día y unos dos meses como

máximo. Las más cercanas a nuestro Sol parecen tener un período de una semana

aproximadamente. El período de Delta de Cefeo es de 5,3 días, mientras que el de la

cefeida más próxima (nada menos que la Estrella Polar) es de 4 días; no lo hace con la

suficiente intensidad como para que pueda apreciarse a simple vista.

La importancia de las cefeidas para los astrónomos radica en su brillo, punto este que

requiere cierta digresión.

Desde Hiparco, el mayor o menor brillo de las estrellas se llama «magnitud». Cuanto

más brillante es un astro, menor es su magnitud. Se dice que las 20 estrellas más

brillantes son de «primera magnitud». Otras menos brillantes son de «segunda

magnitud». Siguen luego las de tercera, cuarta y quinta magnitud, hasta llegar a las

de menor brillo, que apenas son visibles, y que se llaman de «sexta magnitud».

En tiempos modernos —en 1856, para ser exactos—, la noción de Hiparco fue

cuantificada por el astrónomo inglés Norman Robert Pogson, el cual demostró que la

estrella media de primera magnitud era, aproximadamente, unas 100 veces más

brillante que la estrella media de sexta magnitud. Si se consideraba este intervalo de 5

magnitudes como un coeficiente de la centésima parte de brillo, el coeficiente para una

magnitud sería de 2,512. Una estrella de magnitud 4 es 2,512 veces más brillante que

una de magnitud 5, y 2,512 x 2,512, o sea, aproximadamente 6,3 veces más brillante

que una estrella de sexta magnitud.

Entre las estrellas, la 61 del Cisne tiene escaso brillo, y su magnitud es de 5,0 (los

métodos astronómicos modernos permiten fijar las magnitudes hasta la décima e

incluso la centésima en algunos casos). Capella es una estrella brillante, de magnitud

0,9; Alfa de Centauro, más brillante, tiene una magnitud de 0,1. Los brillos todavía

mayores se llaman de magnitud O, e incluso se recurre a los números negativos para

representar brillos extremos. Por ejemplo, Sirio, la estrella más brillante del cielo, tiene

una magnitud de -1,42. La del planeta Venus es de -4,2; la de la Luna llena, de 12,7;

la del Sol, de -26,9.

Éstas son las «magnitudes aparentes» de las estrellas, tal como las vemos —no son

luminosidades absolutas, independientes de la distancia—. Pero si conocemos la

27

distancia de una estrella y su magnitud aparente, podemos calcular su verdadera

luminosidad. Los astrónomos basaron la escala de las «magnitudes absolutas» en el

brillo a una distancia tipo, que ha sido establecida en 10 «parsecs», o 32,6 años luz.

(El «parsec» es la distancia a la que una estrella mostraría un paralaje de menos de 1

segundo de arco; corresponde a algo más de 28 billones de kilómetros, o 3,26 años

luz.)

Aunque el brillo de Capella es menor que el de Alfa de Centauro y Sirio, en realidad es

un emisor mucho más poderoso de luz que cualquiera de ellas. Simplemente ocurre

que está situada mucho más lejos. Si todas ellas estuvieran a la distancia tipo, Capella

sería la más brillante de las tres. En efecto, ésta tiene una magnitud absoluta de -0,1;

Sirio, de 1,3, y Alfa de Centauro, de 4,8. Nuestro Sol es tan brillante como Alfa de

Centauro, con una magnitud absoluta de 4,86. Es una estrella corriente de tamaño

mediano.

Pero volvamos a las cefeidas. En 1912, Miss Henrietta Leavitt, astrónoma del

Observatorio de Harvard, estudió la más pequeña de las Nubes de Magallanes —dos

inmensos sistemas estelares del hemisferio Sur, llamadas así en honor de Fernando de

Magallanes, que fue el primero en observarlas durante su viaje alrededor del mundo—.

Entre las estrellas de la Nube de Magallanes Menor, Miss Leavitt detectó un total de 25

cefeidas. Registró el período de variación de cada una y, con gran sorpresa, comprobó

que cuanto mayor era el período, más brillante era la estrella.

Esto no se observaba en las cefeidas variables más próximas a nosotros. ¿Por qué

ocurría en la Nube de Magallanes Menor? En nuestras cercanías conocemos sólo las

magnitudes aparentes de las cefeidas, pero no sabemos las distancias a que se hallan

ni su brillo absoluto, y, por tanto, no disponemos de una escala para relacionar el

período de una estrella con su brillo. Pero en la Nube de Magallanes Menor ocurre

como si todas las estrellas estuvieran aproximadamente a la misma distancia de

nosotros, debido a que la propia nebulosa se halla muy distante. Esto puede

compararse con el caso de una persona que, en Nueva York, intentara calcular su

distancia respecto a cada una de las personas que se hallan en Chicago; llegaría a la

conclusión de que todos los habitantes de Chicago se hallan aproximadamente, a la

misma distancia de él, pues ¿qué importancia puede tener una diferencia de unos

cuantos kilómetros en una distancia total de millares? De manera semejante, una

estrella observada en el extremo más lejano de la nebulosa, no se halla

significativamente más lejos de nosotros que otra vista en el extremo más próximo.

Podríamos tomar la magnitud aparente de todas las estrellas de la Nube de Magallanes

Menor que se hallan aproximadamente a la misma distancia de nosotros, como una

medida de su magnitud absoluta comparativa. Así, Miss Leavitt pudo considerar

verdadera la relación que había apreciado, o sea, que el período de las cefeidas

variables aumentaba progresivamente, al hacerlo la magnitud absoluta. De esta

manera logró establecer una «curva de período-luminosidad», gráfica que mostraba el

período que debía tener una cefeida en cualquier magnitud absoluta y, a la inversa,

qué magnitud absoluta debía tener una cefeida de un período dado.

Si las cefeidas se comportaban en cualquier lugar del Universo como lo hacían en la

Nube de Magallanes Menor (suposición razonable), los astrónomos podrían disponer de

una escala relativa para medir las distancias, siempre que las cefeidas pudieran ser

detectadas con los telescopios más potentes. Si se descubrían dos cefeidas que

tuvieran idénticos períodos, podría suponerse que ambas tenían la misma magnitud

absoluta. Si la cefeida A se mostraba 4 veces más brillante que la B, esto significaría

que esta última se hallaba dos veces más lejos de nosotros. De este modo podrían

señalarse, sobre un mapa a escala, las distancias relativas de todas las cefeidas

observables. Ahora bien, si pudiera determinarse la distancia real de tan sólo una de

las cefeidas, podrían calcularse las distancias de todas las restantes.

Por desgracia, incluso la cefeida más próxima a la Estrella Polar, dista de nosotros

cientos de años luz, es decir, se encuentra a una distancia demasiado grande como

para ser medida por paralaje. Pero los astrónomos han utilizado también métodos

menos directos. Un dato de bastante utilidad era el movimiento propio: por término

28

medio, cuanto más lejos de nosotros está una estrella, tanto menor es su movimiento

propio. (Recuérdese que Bessel indicó que la 61 del Cisne se hallaba relativamente

cercana, debido a su considerable movimiento propio.) Se recurrió a una serie de

métodos para determinar los movimientos propios de grupos de estrellas y se

aplicaron métodos estadísticos. El procedimiento era complicado, pero los resultados

proporcionaron las distancias aproximadas de diversos grupos de estrellas que

contenían cefeidas. A partir de las distancias y magnitudes aparentes de estas

cefeidas, se determinaron sus magnitudes absolutas, y éstas pudieron compararse con

los períodos.

En 1913, el astrónomo danés Ejnar Hertzsprung comprobó que una cefeida de

magnitud absoluta -2,3 tenía un período de 6,6 días. A partir de este dato, y utilizando

la curva de luminosidad-período de Miss Leavitt, pudo determinarse la magnitud

absoluta de cualquier cefeida. (Incidentalmente se puso de manifiesto que las cefeidas

solían ser estrellas grandes, brillantes, mucho más luminosas que nuestro Sol. Las

variaciones en su brillo probablemente eran el resultado de su titileo. En efecto, las

estrellas parecían expansionarse y contraerse de una manera incesante, como si

estuvieran inspirando y espirando poderosamente.)

Pocos años más tarde, el astrónomo americano Harlow Shapley repitió el trabajo y

llegó a la conclusión de que una cefeida de magnitud absoluta -2,3 tenía un período de

5,96 días. Los valores concordaban lo suficiente como para permitir que los

astrónomos siguieran adelante. Ya tenían su patrón de medida.

Determinación del tamaño de la Galaxia

En 1918, Shapley empezó a observar las cefeidas de nuestra Galaxia, al objeto de

determinar con su nuevo método el tamaño de ésta. Concentró su atención en las

cefeidas descubiertas en los grupos de estrellas llamados «cúmulos globulares»,

agregados esféricos, muy densos, de decenas de millares a decenas de millones de

estrellas, con diámetros del orden de los 100 años luz.

Estos cúmulos —cuya naturaleza descubrió por vez primera Herschel un siglo antes—

presentaban un medio ambiente astronómico distinto por completo del que existía en

nuestra vecindad en el espacio. En el centro de los cúmulos más grandes, las estrellas

se hallaban apretadamente dispuestas, con una densidad de 500/10 parsecs3, a

diferencia de la densidad observada en nuestra vecindad, que es de 1/10 parsecs3. En

tales condiciones, la luz de las estrellas representa una intensidad luminosa mucho

mayor que la luz de la Luna sobre la Tierra, y, así, un planeta situado en el centro de

un cúmulo de este tipo no conocería la noche.

Hay aproximadamente un centenar de cúmulos globulares conocidos en nuestra

Galaxia, y tal vez haya otros tantos que aún no han sido detectados. Shapley calculó la

distancia a que se hallaban de nosotros los diversos cúmulos globulares, y sus

resultados fueron de 20.000 a 200.000 años luz. (El cúmulo más cercano, al igual que

la estrella más próxima, se halla en la constelación de Centauro. Es observable a

simple vista como un objeto similar a una estrella, el Omega de Centauro. El más

distante, el NGC 2419, se halla tan lejos de nosotros que apenas puede considerarse

como un miembro de la Galaxia.)

Shapley observó que los cúmulos estaban distribuidos en el interior de una gran

esfera, que el plano de la Vía Láctea cortaba por la mitad; rodeaban una porción del

cuerpo principal de la Galaxia, formando un halo. Shapley llegó a su suposición natural

de que rodeaban el centro de la Galaxia. Sus cálculos situaron el punto central de este

halo de cúmulos globulares en el seno de la Vía Láctea, hacia la constelación de

Sagitario, y a unos 50.000 años luz de nosotros. Esto significaba que nuestro Sistema

Solar, en vez de hallarse en el centro de la Galaxia, como habían supuesto Herschel y

Kapteyn, estaba situado a considerable distancia de éste, en uno de sus márgenes.

El modelo de Shapley imaginaba la Galaxia como una lente gigantesca, de unos

300.000 años luz de diámetro. Esta vez se había valorado en exceso su tamaño, como

se demostró poco después con otro método de medida.

29

Partiendo del hecho de que la Galaxia tiene una forma lenticular, los astrónomos —

desde William Herschel en adelante— supusieron que giraba en el espacio. En 1926, el

astrónomo holandés Jan Oort intentó medir esta rotación. Ya que la Galaxia no es un

objeto sólido, sino que está compuesto por numerosas estrellas individuales, no es de

esperar que gire como lo haría una rueda. Por el contrario, las estrellas cercanas al

centro gravitatorio del disco girarán en torno a él con mayor rapidez que las que estén

más alejadas (al igual que los planetas más próximos al Sol describen unas órbitas

más rápidas). Esto significaría que las estrellas situadas hacia el centro de la Galaxia

(es decir, en dirección a Sagitario) girarían por delante de nuestro Sol, mientras que

las más alejadas del centro (en dirección a la constelación de Géminis) se situarían

detrás de nosotros en su movimiento giratorio. Y cuanto más alejada estuviera una

estrella de nosotros, mayor sería esta diferencia de velocidad.

Basándose en estas suposiciones fue posible calcular la velocidad de rotación,

alrededor del centro galáctico, a partir de los movimientos relativos de las estrellas. Se

puso de manifiesto que el Sol y las estrellas próximas viajan a unos 225 km por

segundo respecto al centro de la Galaxia y llevan a cabo una revolución completa en

torno a dicho centro en unos 200 millones de años. (El Sol describe una órbita casi

circular, mientras que algunas estrellas, tales como Arturo, lo hacen más bien de

forma elíptica. El hecho que las diversas estrellas no describan órbitas perfectamente

paralelas, explica el desplazamiento relativo del Sol hacia la constelación de Lira.)

Una vez obtenido el valor para la velocidad de rotación, los astrónomos estuvieron en

condiciones de calcular la intensidad del campo gravitatorio del centro de la Galaxia, y,

por tanto, su masa. El centro de la Galaxia (que encierra la mayor parte de la masa de

ésta) resultó tener una masa 100 mil millones de veces mayor que nuestro Sol. Ya que

éste es una estrella de masa media, nuestra Galaxia contendría, por tanto, de unos

100 a 200 mil millones de estrellas (o sea, más de 2.000 veces el valor calculado por

Herschel).

También era posible, a partir de la curvatura de las órbitas de las estrellas en

movimiento rotatorio, situar la posición del centro en torno al cual giran. De este modo

se ha confirmado que el centro de la Galaxia está localizado en dirección a Sagitario,

tal como comprobó Shapley, pero sólo a 27.000

años luz de nosotros, y el diámetro total de la Galaxia resulta ser de 100.000 años luz,

en vez de los 300.000 calculados por dicho astrónomo. En este nuevo modelo, que

ahora se considera como correcto, el espesor del disco es de unos 20.000 años luz en

el centro, espesor que se reduce notablemente en los márgenes: a nivel de nuestro

Sol, que está situado a los dos tercios de la distancia hasta el margen extremo, el

espesor del disco aparece, aproximadamente, como de 3.000 años luz. Pero esto sólo

pueden ser cifras aproximadas, debido a que la Galaxia no tiene límites claramente

definidos (fig. 2.3).

Si el Sol está situado tan cerca del margen de la Galaxia, ¿por qué la Vía Láctea no nos

parece mucho más brillante en su parte central que en la dirección opuesta, hacia los

márgenes? Mirando hacia Sagitario, es decir, observando el cuerpo principal de la

Galaxia, contemplamos unos 100 mil millones de estrellas en tanto que en el margen

se encuentran sólo unos cuantos millones de ellas, ampliamente distribuidas. Sin

embargo, en cualquiera de ambas direcciones, la Vía Láctea parece tener casi el mismo

brillo. La respuesta a esta contradicción parece estar en el hecho de que inmensas

nubes de polvo nos ocultan gran parte del centro de la Galaxia. Aproximadamente la

mitad de la masa de los márgenes puede estar compuesta por tales nubes de polvo y

gas. Quizá no veamos más de la 1/10.000 parte, como máximo, de la luz del centro de

la Galaxia.

30

Esto explica por qué Herschel y otros, entre los primeros astrónomos que la

estudiaron, cayeron en el error de considerar que nuestro Sistema Solar se hallaba en

el centro de la Galaxia, y parece explicar también por qué Shapley sobrevaloró

inicialmente su tamaño. Algunos de los cúmulos que estudió estaban oscurecidos por el

polvo interpuesto entre ellos y el observador, por lo cual las cefeidas contenidas en los

cúmulos aparecían amortiguadas y, en consecuencia, daban la sensación de hallarse

más lejos de lo que estaban en realidad.

Ampliación del Universo

Ya antes de que se hubieran determinado las dimensiones y la masa de nuestra

Galaxia, las cefeidas variables de las Nubes de Magallanes (en las cuales Miss Leavitt

realizó el crucial descubrimiento de la curva de luminosidad-período) fueron utilizadas

para determinar la distancia que nos separaba de tales Nubes. Resultaron hallarse a

más de 100.000 años luz de nosotros. Las cifras modernas más exactas sitúan a la

Nube de Magallanes Mayor a unos 150.000 años luz de distancia, y la Menor, a unos

170.000 años luz. La Nube Mayor tiene un diámetro no superior a la mitad del tamaño

de nuestra Galaxia, mientras que el de la Menor es la quinta parte de dicha Galaxia.

Además, parecen tener una menor densidad de estrellas. La Mayor tiene cinco millones