Magnitudes estelares: ¿Cómo se miden las distancias a estrellas y galaxias? Parte 2

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.

Representación gráfica del método de la paralaje.

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.

Si sabemos cuán luminosa es una vela y cuán brillante la vemos,

 podemos calcular a qué distancia se encuentra.

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.

Comparación entre brillos de lamparitas de 60w

 y brillos de estrellas cefeidas en las galaxias.

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.

Fotografía de la estrella cefeida “Cepheid L Carinae”.

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.

 Para medir distancias más grandes, como a otras galaxias que se encuentran a cientos de miles 

o millones de años luz, debemos recurrir 

a las estrellas cefeidas, un tipo de estrella variable que podemos identificar y utilizar

 en galaxias cercanas.

Mientras que la galaxia a la cual queremos medir la distancia se encuentre lo suficientemente cerca como para poder identificar estrellas individuales y, entre ellas, a las estrellas cefeidas, este ultimo método funciona a la perfección. 

¿Pero qué ocurre si la galaxia se encuentra tan alejada en el espacio

 (y en el tiempo) que solamente podemos verla como una pequeña mancha, sin la posibilidad de distinguir estrellas individuales, indiferentemente de cuán potente sea el telescopio que utilicemos?

Cada punto o mancha de luz es una galaxia individual
con cientos de miles de millones de estrellas.

Para el caso de galaxias tan lejanas, en el orden de los miles de millones de años luz de distancia, el método de las estrellas cefeidas no nos sirve. 

Si no podemos identificar estrellas individuales, no podremos identificar a las cefeidas y usarlas como lamparitas rojas de 60 watts.

 Parecería una tarea imposible poder calcular las distancias exactas a objetos tan increíblemente alejados, tanto que la luz que estos emiten viaja durante casi la misma edad del Universo para llegar hasta nosotros.

Por suerte para nosotros, el Universo y las leyes bajo las cuales se rige parecen siempre ingeniárselas para darnos un respiro, demostrándonos que aún en las circunstancias más exóticas y bajo las condiciones más caóticas, se puede encontrar orden. 

Y en cuanto a la medición de distancias cosmológicas, este respiro nos fue dado por uno de los eventos más energéticos, caóticos y colosales que existen: las Supernovas.

Explicado de manera extremadamente simplista, una supernova es la caótica muerte de ciertos tipos de estrellas, las cuales experimentan una colosal explosión y dispersan toda su materia a través del espacio.

Explicado un poco más precisamente (aunque no por eso menos simple) 

el proceso es el siguiente.

 La formación de una nueva estrella se produce por el masivo aglutinamiento de gases livianos (principalmente hidrogeno)

 a través de la fuerza de la gravedad. 

En cierta medida, se podría decir que la fuerza gravitacional une toda esa materia y trata de compactarla lo más posible incesantemente. 

Cuando la cantidad de materia es la suficiente, dicha compresión gravitacional se vuelve tan intensa que comienza a producirse el proceso de fusión 

en el núcleo de la estrella, lo que genera una fuerza de presión opuesta

 a la fuerza de gravedad. La presión hacia el exterior y la gravedad hacia el interior entran en equilibrio, 

y así la estrella se mantiene brillando estable por miles de millones de años.

Gráfica que ilustra la estabilidad entre la presión interna
 y la fuerza gravitacional.

En cierto tipo de estrellas muy masivas, puntualmente aquellas que están entre alrededor de las diez y cincuenta masas solares, el periodo de vida estable se transcurre con relativa normalidad.

 La estrella se ocupa de fusionar átomos de ciertos elementos para crear otros nuevos elementos en el proceso. 

De esa manera, la estrella fusiona átomos de hidrógeno y los convierte

 en helio; luego fusiona átomos de helio y los convierte en litio; 

luego repite el mismo proceso para el carbono, el nitrógeno,

 el oxígeno y el resto de los elementos de la tabla periódica.

Cada fusión de átomos emite energía, lo que mantiene estable a la fuerza de presión que ejerce el núcleo hacia el exterior.

 Pero cuando llega el momento de fusionar átomos de hierro, sucede algo diferente:dicha fusión consume energía en lugar de emitirla.

 Esto produce que la fuerza de presión interior se desestabilice y la fuerza gravitacional, que trata de comprimir a la estrella, 

se vuelva superior.

Entonces, en un tiempo sumamente corto, la estrella es comprimida increíblemente por la gravedad, lo que genera una presión inimaginable

 en el núcleo, que finalmente produce una terrible explosión, liberando mil millones de veces más energía que la que libera el Sol en toda su vida.

Las supernovas son eventos tan energéticos y potentes que incluso llegan

 a brillar con una intensidad superior a la de la galaxia en la que

 se encuentran; esto es lo mismo que decir que una supernova emite 

en un corto periodo de tiempo más luminosidad y energía que cientos de miles de millones de estrellas juntas.

Representación artística de una explosión supernova.

Todo el proceso descripto es lo que solemos denominar Supernova tipo II. 

Sin embargo, esta clase de supernova es sumamente irregular, se produce con masas estelares muy diferentes, y emiten luminosidades y radiaciones muy variables. Si recordamos el método de las cefeidas para medir distancias, lo que nos interesa son objetos estables, que cuenten siempre con la misma luminosidad intrínseca (como las lamparitas rojas de 60 watts). 

Es por esto que es una clase de supernova diferente la que nos sirve

 en la medición de distancias cosmológicas: las denominadas 

Supernova Tipo Ia.

Las supernovas tipo Ia (número 1 en romanos y letra a minuscula) 

se producen comúnmente en sistemas binarios, es decir, cuando dos estrellas se orbitan la una a la otra.

 Pero no cualquier tipo de estrellas; el escenario más común 

de las supernovas Ia se produce entre la combinación de una enana blanca y una estrella masiva, orbitándose entre sí.

Una enana blanca es el remanente que queda tras la muerte de una estrella poco masiva, menor a las diez masas solares. 

Cuando el periodo de vida regular de este tipo de estrellas se termina,

 en lugar de explotar, estas expulsan “suavemente” sus capas exteriores hacia el espacio y lo único que queda es su pequeño núcleo, 

al cual llamamos enana blanca.

Cuando una enana blanca y una estrella masiva se orbitan mutuamente

 a una cierta distancia, se produce un particular fenómeno: 

la fuerza de atracción gravitacional que ejerce la enana blanca

 sobre las capas exteriores 

de la estrella masiva hace que la primera comience a tomar materia 

de la segunda. 

Es decir, la enana blanca comienza a absorber masa 

de su compañera.

Creación de una Supernova Tipo Ia. Créditos

Y es aquí donde viene lo realmente importante. 

La enana blanca puede tomar material de su compañera hasta un cierto límite y hasta alcanzar una cierta masa. 

Este valor límite hasta el cual puede absorber masa una enana blanca es conocido como límite de Chandrasekhar 

(el mismo equivale a 1,44 masas solares).

 Cuando la enana blanca alcanza este límite ya no puede continuar tomando materia; se produce entonces una incontrolable cadena de reacciones nucleares, que finalmente deriva en una explosión que da lugar a la supernova.

El límite de Chandrasekhar establece la cantidad máxima de masa que existe en la enana blanca antes de la explosión.

 Por lo tanto, establece cuán grande es la explosión y cuanta masa hay involucrada en ella.

 Como consecuencia, este tipo de supernovas tienen prácticamente

 el mismo brillo intrínseco, emiten la misma cantidad de luz.

 Y es tan inmenso el brillo que emiten que incluso podemos observarlas 

en las galaxias más alejadas, puesto que brillan incluso más que la misma galaxia. He aquí nuestras increíblemente poderosas lamparitas rojas 

de 60 watts.

Todas las supernovas tipo Ia tienen aproximadamente el mismo

 pico de potencia y luminosidad. 

Si las vemos desde diferentes distancias, vemos diferente su brillo aparente: más tenue cuanto más lejos y más brillante cuanto más cerca estén. 

Si encontramos este tipo de supernovas en galaxias distantes y medimos su brillo aparente, podremos entonces comparar dicho brillo

 con el que ya conocemos de supernovas Ia cercanas. 

De esta manera se determinan las distancias a dichas supernovas,

 y por lo tanto, la distancia a la galaxia en la que se encuentran.