Seguramente han escuchado o leído en algún momento de sus vidas, que tal estrella
se encuentra a miles de años luz de distancia,
o que tal galaxia se encuentra a millones de años luz de distancia.
Probablemente, al enterarse de esto,
se habrán preguntado:
¿cómo demonios hace un astrónomo para medir con tal precisión la distancia a un objeto
que se encuentra allí fuera, en las increíbles lejanías del espacio y del tiempo,
como una galaxia?
Supongo que nadie ha visto a un astronauta colocarse su traje,
tomar una cinta métrica astronómica (graduada en parsecs o en años luz)
y salir a nadar por los interminables espacios interestelares para medir
las distancias entre las estrellas;quizás lo hagan, pero nunca lo hemos visto.
Bromas aparte, dada la imposibilidad obvia del método mencionado,
los humanos tuvimos que ingeniarnos algunos métodos para medir las distancias estelares sin movernos de nuestra bonita Tierra.
Para la medición de distancias a objetos “cercanos”
(hasta 100 años luz de distancia) se utiliza un método denominado “paralaje”, pilar básico de la escala de distancias en astronomía.
Para explicarlo de manera muy resumida, la paralaje se calcula utilizando
el ángulo formado por la dirección de dos líneas visuales relativas
a la observación de un objeto desde dos puntos de vista diferentes.
Para entenderlo de forma práctica, extiendan el brazo delante de ustedes, levanten el dedo índice, cierren un ojo y coloquen visualmente la punta del dedo sobre algún objeto alejado.
Ahora, manteniendo el brazo y el dedo en la misma posición,
cierren el otro ojo (abran el que tenían cerrado, sino no van a ver nada)
y verán que la punta del dedo ya no cubre al objeto alejado,
sino que se ha desplazado ligeramente.
Es sobre esa diferencia en la posición del objeto, que se conoce
como posición aparente, donde se traza un ángulo,
se aplican cálculos trigonométricos y se determina la distancia
existente a ese objeto.
Transportando ese modelo a dos puntos diferentes del planeta
(o de la órbita terrestre) y midiendo la diferencia en la posición aparente
de una estrella en relación con el fondo, se puede determinar la distancia a dicha estrella.
Pero al momento de medir distancias a estrellas o galaxias que superen
los 100 años luz, este método falla.
Fue por esto que el genio de Hubble (el científico, no el telescopio)
se apareció con un método que podríamos denominar fantasiosamente
“el método de las lamparitas de 60 W”.
Hagamos un ejercicio de imaginación.
Supongamos que estamos en un campo y queremos medir la distancia
a otro campo que se encuentra muy alejado.
Pero no vamos a utilizar ningún método habitual de medición,
dado que no podemos salir de nuestro campo
(como tampoco podemos medir las distancias astronómicas
saliendo del planeta y midiendo).
En cambio, vamos a utilizar un método bastante exótico:
compramos muchas lamparitas de 60 W y las distribuimos
por todo nuestro campo.
Entonces nos paramos en una posición cualquiera del campo y observamos
las lamparitas: como es de esperarse, a aquellas más cercanas a nosotros las veremos brillar más y a aquellas más lejanas las veremos brillar menos, aunque en realidad sabemos que todas brillan con igual intensidad por ser de 60 W. Esto es sumamente importante:todas las lamparitas brillan igual,
pero las vemos brillar de manera diferente.
Esto nos permite definir un método para establecer
la distancia a cualquier lamparita.
Primero medimos la distancia a una lamparita cercana usando una cinta métrica (ya se estarán imaginando, por el uso de la palabra “cercana”,
que esto se relaciona con la paralaje) y luego, usando un fotómetro, medimos cuanto la vemos brillar.
Ahora repetimos el mismo procedimiento para una segunda lamparita
que se encuentre a una distancia diferente, también cercana.
Entonces, comparando ambas distancias y ambos brillos aparentes, sabemos ahora cuanto cambia el brillo observado
de una lamparita cuando cambia la distancia.
Ya contamos entonces con todas las herramientas para saber la distancia
a cualquier lamparita de nuestro propio campo.
Basta con medir el brillo de cualquiera de ellas usando el fotómetro
y luego aplicar la regla de tres simple: si cuando el cambio de brillo
es tanto, se encuentra a tal distancia, entonces cuando el cambio
de brillo es este otro, la distancia es esta otra.
(Los cálculos reales son algo más complicados, pero el método
es esencialmente el mismo).
Sigamos usando la imaginación, gastemos un poco más de dinero
y compremos muchas lamparitas de 60 W rojas.
Si las mezclamos con el resto, podemos seguir utilizando el método
descripto, siempre y cuando trabajemos con lamparitas rojas.
Podemos entonces conocer perfectamente la distancia
a cualquier lamparita roja de 60 W, pero no a lamparitas
de otra potencia u otro color.
Supongamos ahora que convencemos al dueño del otro campo lejano
(al cual queremos medir la distancia)para que compre lamparitas de todo tipo, incluyendo algunas rojas de 60 W.
Entonces podríamos utilizar nuestro método original para medir
la distancia a las lamparitas rojas del otro campo.
A esas escalas, si estamos midiendo distancias en centenares de kilómetros, no importará en que parte de nuestro campo nos encontremos,
algunos pocos metros de distancia no serán importantes.
Podemos concluir, entonces, que la distancia entre los campos será igual
a la distancia que hay entre nosotros y cualquier lamparita roja
de 60 W del otro campo.
Probablemente se estén preguntando, ¿de qué sirve este método?
No puede ser útil para la medición de distancias astronómicas,
dado que el espacio no está poblado por objetos con un mismo brillo,
sino por estrellas, galaxias y otros objetos brillando
cada uno con su propia intensidad.
¿Dónde conseguiremos lamparitas rojas de 60 W en el cielo?
Bueno, aunque parezca increíble, existen:
se denominan estrellas cefeidas.
Las cefeidas son una clase particular de estrellas variables,
cuyo brillo intrínseco (sus watts) varía rítmicamente con un período
muy regular.
Al mismo tiempo, cada cefeida tiene su propio periodo de variación
de brillo.
Esta variación en la luminosidad de las cefeidas se produce por una
serie de contracciones y expansiones que se dan en la misma estrella.
De manera muy simplificada, cuando la estrella se contrae se produce
un aumento de temperatura en las regiones centrales,
lo cual incrementa el número de reacciones nucleares y provoca un aumento global de luminosidad.
El aumento de energía liberada detiene la contracción y hace que las capas exteriores se dilaten, entonces la estrella se expande, disminuyendo
su temperatura y su luminosidad.
Al contrario de lo que se pensaría comúnmente, cuando las dimensiones
de la cefeida son menores, mayor es la luminosidad que emite,
y viceversa.
Otra característica importante de las cefeidas es que si dos de ellas tienen
el mismo periodo (tardan la misma cantidad de tiempo en cambiar su brillo) entonces tienen el mismo brillo intrínseco (tienen los mismos watts).
Aquí arribamos entonces a la solución definitiva: si encontramos estrellas cefeidas en nuestra galaxia (nuestro campo) y en otra galaxia alejada
(el campo alejado) que tengan el mismo periodo, podemos medir cuanto las vemos brillar y usarlas como lamparitas de 60 W rojas, determinando de esa forma la distancia a otras galaxias.
Este fue el método creado y utilizado por Hubble para determinar
las distancias a otras galaxias que, por cierto, en esa época se creía
que eran nebulosas; todavía no se sabía que en realidad eran otras galaxias diferentes a la nuestra con cientos de miles de millones de estrellas en ellas.
Gracias a esto se pudo determinar que las otras galaxias
(y las cefeidas en ellas) estaban a distancias muchísimo más grandes
que las estrellas de nuestra galaxia.
Y este fue el paso crucial que determinó que el Universo
es un lugar mucho más enorme de lo que podríamos pensar.
· Cosmología Moderna. Daniel D. Carpintero. Editorial KAICRON. 2010.
· The ABC's of Distances. Edward L. Wright. UCLA Division of Astronomy and Astrophysics. 2010.
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